Відкрити головне меню
δ Цефея
Dceph.jpg
Дані спостереження
Епоха J2000.0
Сузір’я Цефей
δ Cep A
Пряме сходження 22h 29m 10.26502s[1]
Схилення +58° 24′ 54.7139″[1]
Видима зоряна величина (V) 4.07 (3.48–4.37) / 7.5
δ Cep C
Пряме сходження 22h 29m 09.248s[1]
Схилення +58° 24′ 14.76″[1]
Видима зоряна величина (V) 6.3
Характеристики
Спектральний клас F5Ib-G1Ib[2] + B7-8[3]
Показник кольору (B−V) 0.60
Показник кольору (U−B) 0.36
Тип змінності класичні цефеїди
Астрометрія
Променева швидкість (Rv) -16.8[4] км/c
Власний рух (μ) Пр.сх.: +15.35[1] мас/р
Схил.: +3.52[1] мас/р
Паралакс (π) 3.77 ± 0.16 мас
Відстань 887 ± 26 св. р.
(272 ± 8[5][6] пк)
Абсолютна зоряна
величина
(MV)
–3.47 ± 0.10[7]
Фізичні характеристики
Маса 4,5 ± 0,3[7] M
Радіус 44,5[7] R
Світність ∼2000[7] L
Ефективна температура 5 500–6 800 K

Шаблон:Зірка orbit

Інші позначення
27 Cephei, Alrediph, Al Radif, Cepheidus Prototypus, BD+57 2548, FK5 847, HD 213306, HIP 110991, HR 8571, SAO 34508.
Посилання
SIMBADдані для delta+Cep

δ Цефея (δ Cep, δ Cephei) — зоряна система[4] з чотирьох зір, розташована на відстані близько 887 світлових років у північному приполярному сузір'ї Цефея. Головна зоря системи — δ Цефея А — є прототипом класичних цефеїд — зір, які показують періодичні зміни яскравості. Видима зоряна величина зорі становить 0,23 внаслідок міжзоряного поглинання її світла газом та пилом у напрямку зору[5].

Відкриття змінностіРедагувати

Змінність δ Цефея була відкрита Джоном Ґудрайком 1784 року. Він описав своє перше спостереження 19 жовтня 1784 р., за яким відбулася регулярна серія спостережень більшість ночей до 28 грудня, та далі у першій половині 1785 р. Змінність зорі була описана у листі від 28 червня 1785 р. і формально опублікована 1 січня 1786 р.[8] Це була друга описана зоря цього типу змінності — 10 вересня 1784 року Едвард Піґотт помітив змінність η Орла, першої відомої представниці класичних цефеїд[9].

ХарактеристикиРедагувати

Головна зоря системи — δ Цефея А — є прототипом змінних зір і однією з найближчих змінних цього типу від Сонця (ближча лише Полярна зоря). Змінність зумовлена регулярною пульсацією зовнішніх шарів зорі. Видима зоряна величина змінюється від +3,48 до +4,37, а спектральний клас від F5 до G3 (зоря є жовтим надгігантом). Період пульсації становить 5,366341 днів, при цьому зростання до максимуму відбувається швидше, ніж падіння до мінімуму[10] (див.криву блиску на малюнку).

 
Крива блиску δ Цефея показує її зоряну величину на різних стадіях пульсації

Оскільки період змінних цього типу залежить від світності зорі, δ Цефея особливо важлива для калібрування співвідношення період—світність, оскільки її відстань від Землі визначена найкраще. Частково така точність завдячує належності зорі до зоряного скупчення[6][11] та доступністю досить точних паралаксів, виміряних телескопами Габбл та Гіппаркос[5]. Телескоп Габбла виміряв відстань до δ Цефея 2002 року у 273 парсека (з похибкою 4 %)[12]; новий аналіз даних Гіппаркоса визначив більший паралакс, ніж вважалось раніше, що означає меншу відстань — 244 ± 10 парсек (~800 світлових років)[4].

Вважається, що змінні типу δ Цефея мають масу 3–12  сонячних та проходять головну послідовність як зорі спектрального класу B. Коли у їх ядрі вигорає водень, вони переходять на пізніші стадії ядерного горіння[13], полишаючи головну послідовність. Маса δ Цефея, визначена з показника кольору, становить 4,5 ± 0,3 мас Сонця, а за еволюційними моделями — 5,0 - 5,25 мас Сонця[4]. На поточній стадії еволюції зорі її зовнішні шари розширились до ~44,5 діаметрів Сонця[7] (під час пульсацій вони коливаються приблизно на 4 діаметри Сонця).

 
Ударна хвиля довкола δ Цефея

δ Цефея ~2 000 разів яскравіша за Сонце. Це створює потужний зоряний вітер, який у поєднанні з пульсацією та ударними хвилями в атмосфері зорі[14] викидає зоряну речовину зі швидкістю (1,0 ± 0,8) × 10−6 мас Сонця на рік (або 1 маса Сонця за мільйон років). Речовина витікає зі швидкістю ~35 км/с, утворює довкола зорі туманність діаметром бл. 1 парсека і містить 0,07–0,21 мас Сонця нейтрального водню[7]. Ударна хвиля формується там, де зоряний вітер стикається з навколишнім міжзоряним середовищем[15].

Пекулярна швидкість δ Цефея щодо сусідів становить 13,5 ± 2,9 км/с[16]. Існує припущення, що вона є членом зоряного скупчення Cep OB6, а тому може бути приблизно того ж віку, що й скупчення — ~79  млн.років[6].

СупутникиРедагувати

На кутовій відстані 40 кутових секунд (~12 тис. а.о.) від δ Цефея A розташований супутник δ Цефея В (HD 213317) з видимою зоряною величиною +7,5 та періодом обертання ~500 років, видимий у невеликий телескоп. Він сам є подвійною зорею з поєднаним спектральним класом B7–8 III–IV. Цей супутник підігріває речовину, яку зоряний вітер видуває з δ Цефея, і туманність світиться на інфрачервоних хвилях[15].

 
Крива променевої швидкості δ Цефея A. Зсув між точками однакового кольору пов'язаний зі спектроскопічним супутником, δ Цефея B.

Виміри променевої швидкості δ Цефея виявили невеликий спектроскопічний супутник із 6-річним періодом обертання довкола δ Цефея A[4]. Маса його оцінюється ~10 разів меншою від маси δ Цефея A, під час проходження через перицентр вони наближаються на відстань до двох астрономічних одиниць. Наявність цього супутника слід враховувати, коли Gaia буде вимірювати паралакс δ Цефея. Інший візуальний супутник, δ Цефея C, може також бути спектроскопічним[17] та астрометричним[5], можливо, δ Цефея є ієрархічною зоряною системою, яка складається з двох спектрально-подвійних зір.

ПриміткиРедагувати

  1. а б в г д е van Leeuwen, F. (November 2007). Validation of the new Hipparcos reduction. Astronomy and Astrophysics 474 (2): 653–664. Bibcode:2007A&A...474..653V. arXiv:0708.1752. doi:10.1051/0004-6361:20078357. 
  2. 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. Bibcode:2014ApJ...794...80E. arXiv:1409.8628. doi:10.1088/0004-637X/794/1/80. 
  3. Evans, Nancy Remage (2013). BINARY CEPHEIDS: SEPARATIONS AND MASS RATIOS IN 5 M ☉ BINARIES. The Astronomical Journal 146 (4): 93. Bibcode:2013AJ....146...93R. arXiv:1307.7123. doi:10.1088/0004-6256/146/4/93. 
  4. а б в г д Anderson, R.I. (May 2015). Revealing δ Cephei's Secret Companion and Intriguing Past. The Astrophysical Journal 804: 144–155. Bibcode:2015ApJ...804..144A. arXiv:1503.04116. doi:10.1088/0004-637X/804/2/144. 
  5. а б в г Benedict, G. Fritz та ін. (2002). Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator δ Cephei. Astronomical Journal. Bibcode:2002AJ....124.1695B. arXiv:astro-ph/0206214. doi:10.1086/342014. 
  6. а б в Majaess, D.; Turner, D.; Gieren, W. (2012). New Evidence Supporting Cluster Membership for the Keystone Calibrator Delta Cephei. Astrophysical Journal 747 (2): 145. Bibcode:2012ApJ...747..145M. arXiv:1201.0993. doi:10.1088/0004-637X/747/2/145. 
  7. а б в г д е Matthews, L. D. та ін. (January 2012). New Evidence for Mass Loss from δ Cephei from H I 21 cm Line Observations. The Astrophysical Journal 744 (1): 53. Bibcode:2012ApJ...744...53M. arXiv:1112.0028. doi:10.1088/0004-637X/744/1/53. 
  8. 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 76. с. 48. doi:10.1098/rstl.1786.0002. 
  9. Astronomers Celebrate Cepheid Bicentenary. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada Newsletter 78. December 1984. с. L76. Bibcode:1984JRASC..78L..76P. 
  10. Samus, N. N.; Durlevich, O. V. (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. Процитовано 2012-04-01.  Note: search on 'del cep' after selecting the 'period' field.
  11. de Zeeuw, P. T. та ін. (1999). A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations. Astronomical Journal 117 (1): 354–399. Bibcode:1999AJ....117..354D. arXiv:astro-ph/9809227. doi:10.1086/300682. 
  12. Benedict, G. Fritz та ін. (2002). Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator δ Cephei. The Astronomical Journal 124 (3): 1695–1705. Bibcode:2002AJ....124.1695B. arXiv:astro-ph/0206214. doi:10.1086/342014. 
  13. Turner, David G. (1998). Monitoring the Evolution of Cepheid Variables. The Journal of the American Association of Variable Star Observers 26: 101. Bibcode:1998JAVSO..26..101T. 
  14. Neilson, Hilding R.; Lester, John B. (September 2008). On the Enhancement of Mass Loss in Cepheids Due to Radial Pulsation. The Astrophysical Journal 684 (1): 569–587. Bibcode:2008ApJ...684..569N. arXiv:0803.4198. doi:10.1086/588650. 
  15. а б Remage Evans, Nancy; Marengo, M.; Barmby, P.; Matthews, L. D.; Bono, G.; Welch, D. L.; Romaniello, M.; Huelsman, D.; Su, K. Y. L.; Fazio, G. (May 2010). Discovery Of An Infrared Bow Shock Associated With Delta Cephei. Bulletin of the American Astronomical Society 41: 839. Bibcode:2010AAS...21642601R. 
  16. Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M. (January 2011). A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 410 (1): 190–200. Bibcode:2011MNRAS.410..190T. arXiv:1007.4883. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x. 
  17. Fernie, J.D. (1966). Classical Cepheids with companions. I. Delta Cephei.. The Astronomical Journal 71: 119–122. Bibcode:1966AJ.....71..119F. doi:10.1086/109866. 

ПосиланняРедагувати

  • Delta Cephei. American Association of Variable Star Observers. September 2000. Архів оригіналу за 2008-06-08. Процитовано 2008-06-21. 
  • Delta Cephei. The Internet Encyclopedia of Science. Процитовано 2008-06-21.