Дельта Цефея (:yl,mg Eysyx)
| Дельта Цефея AB | |
|---|---|
| Звезда | |
 | |
| Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) |
|
| Прямое восхождение | 22ч 29м 10,27с |
| Склонение | +58° 24′ 54,70″ |
| Расстояние | 891 св. год (273 пк) |
| Видимая звёздная величина (V) | 4,07 (3,48–4,37) / 7,5 |
| Созвездие | Цефей |
| Астрометрия | |
| Лучевая скорость (Rv) | −16,8[1] км/c |
| Собственное движение | |
| • прямое восхождение | 16,47±0,69 mas в год |
| • склонение | 3,55±0,64 mas в год |
| Параллакс (π) | 3,66 ± 0,15 mas |
| Абсолютная звёздная величина (V) | -3,47[2] |
| Спектральные характеристики | |
| Спектральный класс |
F5 Iab (F5Ib-G2Ib)[3] / B7-8[4] |
| Показатель цвета | |
| • B−V | 0,36 |
| • U−B | 0,60 |
| Переменность | Цефеида |
| Физические характеристики | |
| Масса | 5/4 M⊙ |
| Радиус | 44,5[5] R⊙ |
| Возраст | ~108 лет |
| Температура | 5500–6800[6] K |
| Светимость | 2000/500[5] L⊙ |
| Металличность | 0,04[8] |
| Вращение | ~9 км/с[7] |
| Информация в базах данных | |
| SIMBAD | данные |
 Информация в Викиданных ? | |
 Медиафайлы на Викискладе | |
Дельта Цефея (δ Cep / δ Cephei) — двойная звезда, удалённая от Солнца приблизительно на 891 световой год в созвездии Цефея. Имеет собственное имя Альредиф или Аль-Радиф из арабского «الرادف» (al-rādif), что означает Следующая, возможно, по птолемеевской характеристике — «следующая за венцом» (имеется в виду деталь фигуры, изображающей созвездие). Дельта Цефея дала название целому классу очень важных в астрономии звезд — цефеидам.
Открытие переменности
[править | править код]Пременность была обнаружена и исследована англичанином Джоном Гудрайком в 1784 году. Он описал свое первое наблюдение 19 октября 1784 года, после чего состоялась регулярная серия наблюдений до 28 декабря, и далее в первой половине 1785 года. Изменчивость звезды была описана в письме от 28 июня 1785 года и формально опубликована 1 января 1786 года[9]. Это было второе описание звезд этого типа переменности — 10 сентября 1784 года Эдуард Пиготт заметил изменчивость Эты Орла, первой известной представительницы классических цефеид[10].
Характеристики
[править | править код]
Блеск Дельты Цефея меняется периодично (с периодом 5 дней и 9 часов), причём рост происходит быстрее, чем спад. Звёздная величина равна 3,5m в максимуме и 4,4m в минимуме. Спектральные же исследования этой звезды выявили её на первый взгляд парадоксальные особенности: в минимуме блеска она является типичным представителем спектрального класса G2 (как у нашего Солнца), а к максимуму постепенно превращается в звезду класса F5. Период пульсации составляет 5,366249 дней, при этом повышение до максимума происходит быстрее, чем последующее снижение до минимума[11]. Более того, при уменьшении блеска линии поглощения в её спектре смещаются к синему концу, а при возрастании — к красному. Можно было бы предположить, что звезда является членом двойной системы, но кривая её блеска совершенно не похожа на кривую спектрально-двойных звезд. Это и послужило ключом к разгадке тайны Дельты Цефея.
Все эти особенности объясняются просто: звезда пульсирует, то есть попеременно сжимается и расширяется, изменяя свой диаметр на миллионы километров. Во время пульсации, её радиус, в среднем равный 40 радиусам Солнца, изменяется на четыре радиуса Солнца. При сжатии (сопровождающимся удалением от нас ближней части звезды и, согласно эффекту Доплера, сдвигу спектральных линий в сторону длинных волн) звезда разогревается и изменяет характер спектра — водородные линии усиливаются, а линии металлов ослабевают. Так как светимость звезды пропорциональна температуре в четвёртой степени, то, несмотря на уменьшение излучающей поверхности, блеск звезды возрастает. При расширении наблюдается обратная картина. Звёзды этого типа имеют массу от 3 до 30 M☉ и уже покинули главную последовательность. Водород в их ядре догорает, и в настоящее время они нестабильны и находятся на последних стадиях звёздной эволюции.[12]
Исключительно важной задачей является определение точного расстояния до Дельты Цефея, так как измерив период переменности цефеиды, можно определить её яркость, а затем, измерив видимый блеск, посчитать и расстояние до любой другой цефеиды. В 2002 телескоп Хаббл использовался для точного определения расстояния. Оно оказалось равным 890 световых лет с ~4 % ошибкой[2]. Однако повторный анализ данных Hipparcos обнаружил больший параллакс, чем раньше, что привело к более короткому расстоянию 244 ± 10 пк, что эквивалентно 800 световым годам[1].
Также в системе имеется компаньон Дельта Цефея B[1]. Он имеет видимую звёздную величину в 7,5m и отстоит от Дельты Цефея на 12 000 а. е., обращаясь с периодом ~500 лет. Его можно разглядеть в небольшой телескоп.
Примечания
[править | править код]- ↑ 1 2 3 Anderson, R.I. (May 2015), "Revealing δ Cephei's Secret Companion and Intriguing Past", The Astrophysical Journal, 804 (2): 144—155, arXiv:1503.04116, Bibcode:2015ApJ...804..144A, doi:10.1088/0004-637X/804/2/144.
- ↑ 1 2 G. Fritz Benedict, B. E. McArthur, L. W. Fredrick, T. E. Harrison, C. L. Slesnick. Astrometry with Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator delta Cephei (англ.) // The Astronomical Journal. — IOP Publishing, 2002-09. — Vol. 124, iss. 3. — P. 1695—1705. — doi:10.1086/342014. Архивировано 5 ноября 2020 года.
- ↑ Engle, S. G.; Guinan, E. F.; Harper, G. M.; Neilson, H. R.; Evans, N. R. THE SECRET LIVES OF CEPHEIDS: EVOLUTIONARY CHANGES AND PULSATION-INDUCED SHOCK HEATING IN THE PROTOTYPE CLASSICAL CEPHEID δ Cep (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2014. — Vol. 794. — P. 80. — doi:10.1088/0004-637X/794/1/80. — . — arXiv:1409.8628.
- ↑ Evans, Nancy Remage. BINARY CEPHEIDS: SEPARATIONS AND MASS RATIOS IN 5 M ☉ BINARIES (нем.) // The Astronomical Journal : magazin. — IOP Publishing, 2013. — Bd. 146, Nr. 4. — S. 93. — doi:10.1088/0004-6256/146/4/93. — . — arXiv:1307.7123.
- ↑ 1 2 Matthews, L. D.; et al. (January 2012), "New Evidence for Mass Loss from δ Cephei from H I 21 cm Line Observations", The Astrophysical Journal, 744 (1): 53, arXiv:1112.0028, Bibcode:2012ApJ...744...53M, doi:10.1088/0004-637X/744/1/53.
- ↑ Borgia, Michael. Twinkle, Twinkle Little Star (Now Knock It Off!) // Human Vision and the Night Sky. — 2006. — С. 207—226. — (Patrick Moore's Practical Astronomy Series). — ISBN 978-0-387-30776-3. — doi:10.1007/978-0-387-46322-3_12.
- ↑ Uesugi, Akira; Fukuda, Ichiro (1970), "Catalogue of rotational velocities of the stars", Contributions from the Institute of Astrophysics and Kwasan Observatory, Bibcode:1970crvs.book.....U.
- ↑ Takeda Y., Kang D.-I., Han I., Lee B.-C., Kim K.-M. C, N, O and na abundances of cepheid variables: implications on the mixing process in the envelope (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 2013. — Vol. 432. — P. 769–792. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1093/MNRAS/STT528 — arXiv:1303.6593
- ↑ Goodricke, J.; Bayer (1786). "A Series of Observations on, and a Discovery of, the Period of the Variation of the Light of the Star Marked Formula by Bayer, Near the Head of Cepheus. In a Letter from John Goodricke, Esq. To Nevil Maskelyne, D. D. F. R. S. And Astronomer Royal". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. Vol. 76. p. 48. doi:10.1098/rstl.1786.0002.
- ↑ "Astronomers Celebrate Cepheid Bicentenary". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada Newsletter. Vol. 78. 1984-12. p. L76. Bibcode:1984JRASC..78L..76P.
- ↑ Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; et al. (April 2011), GCVS - General Catalog of Variable Stars, Institute of Astronomy of Russian Academy of Sciences and Sternberg, State Astronomical Institute of the Moscow State University, Архивировано 29 ноября 2017, Дата обращения: 1 апреля 2012. Источник. Дата обращения: 8 мая 2020. Архивировано 29 ноября 2017 года. Note: search on 'del cep' after selecting the 'period' field.
- ↑ Turner, David G, «Monitoring the Evolution of Cepheid Variables Архивная копия от 4 декабря 2019 на Wayback Machine», Journal of the AAVSO, 26, 1998, 101—111.
 |
|---|
