Дельта Цефея — Википедия

Дельта Цефея AB
Звезда
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
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]
Коды в каталогах

27 Cephei, Альредиф, Аль-Радиф, HR 8571, BD +57°2548, HD 213306, SAO 34508, FK5 847, AAVSO 2225+57, IRAS 22273+5809, HIP 110991.
δ Cep

Информация в базах данных
SIMBAD данные
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?
Логотип Викисклада 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]

Кривая блеска звезды δ Цефея

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. ↑ 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.
  2. ↑ 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.
  3. ↑ 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. — Bibcode: 2014ApJ...794...80E. — arXiv:1409.8628.
  4. ↑ 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. — Bibcode: 2013AJ....146...93R. — arXiv:1307.7123.
  5. ↑ 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.
  6. ↑ 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.
  7. ↑ 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.
  8. ↑ 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
  9. ↑ 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.
  10. ↑ "Astronomers Celebrate Cepheid Bicentenary". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada Newsletter. Vol. 78. 1984–12. p. L76. Bibcode:1984JRASC..78L..76P.{{cite news}}: Википедия:Обслуживание CS1 (формат даты) (ссылка)
  11. ↑ 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 из оригинала 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.
  12. ↑ 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.
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Дельта_Цефея&oldid=137242949