| Дельта Цефея AB | |||
|---|---|---|---|
| Звезда | |||
 | |||
| Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) |
|||
| Прямое восхождение | 22ч 29м 10,27с | ||
| Склонение | +58° 24′ 54,7″ | ||
| 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 км/c | ||
| Собственное движение (μ) |
RA: 16,47±0,69 mas в год Dec: 3,55±0,64 mas в год |
||
| Параллакс (π) | 3,66 ± 0,15 mas | ||
| Абсолютная звёздная величина (V) | -3,47 | ||
| Характеристики | |||
| Спектральный класс |
F5 Iab (F5Ib-G2Ib)[1] / B7-8[2] |
||
| Показатель цвета (B − V) | 0,36 | ||
| Показатель цвета (U − B) | 0,60 | ||
| Переменность | Цефеида | ||
| Физические характеристики | |||
| Масса | 5/4 M☉ | ||
| Радиус | 41,6 R☉ | ||
| Возраст | ~108 лет | ||
| Температура | 5500–6800 K | ||
| Светимость | 2000/500 L☉ | ||
| Вращение | ~9 км/с | ||
|
|||
| Информация в базах данных | |||
| SIMBAD | данные | ||
 | |||
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
Её переменность была обнаружена и исследована молодым (он умер в возрасте всего 21 года) 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[3]. Это было второе описание звезд этого типа переменности — 10 сентября 1784 года Эдуард Пиготт заметил изменчивость Эты Орла, первой известной представительницы классических цефеид[4].
Характеристики
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. 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 четвертой 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.[5]
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[6].
Также в системе имеется компаньон Дельта Цефея B. 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 даже в небольшой телескоп.
Примечания
- ↑ Engle, S. G.; Guinan, E. F.; Harper, G. M.; Neilson, H. R.; Evans, N. R. (2014). “THE SECRET LIVES OF CEPHEIDS: EVOLUTIONARY CHANGES AND PULSATION-INDUCED SHOCK HEATING IN THE PROTOTYPE CLASSICAL CEPHEID δ Cep”. The Astrophysical Journal. 794: 80. arXiv:1409.8628. Bibcode:2014ApJ...794...80E. DOI:10.1088/0004-637X/794/1/80.
- ↑ Evans, Nancy Remage (2013). “BINARY CEPHEIDS: SEPARATIONS AND MASS RATIOS IN 5 M ☉ BINARIES”. The Astronomical Journal. 146 (4): 93. arXiv:1307.7123. Bibcode:2013AJ....146...93R. DOI:10.1088/0004-6256/146/4/93.
- ↑ 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, стр. 48.
- ↑ Astronomers Celebrate Cepheid Bicentenary (December 1984), стр. L76.
- ↑ Turner, David G, «Monitoring the Evolution of Cepheid Variables», Journal of the AAVSO, 26, 1998, 101—111.
- ↑ Benedict, et al., «Astrometry with the Hubble space telescope: a parallax of the fundamental distance calibrator δ Cephei» (недоступная ссылка — история ).
Данная страница на сайте WikiSort.ru содержит текст со страницы сайта "Википедия".
Если Вы хотите её отредактировать, то можете сделать это на странице редактирования в Википедии.
Если сделанные Вами правки не будут кем-нибудь удалены, то через несколько дней они появятся на сайте WikiSort.ru .