Loading AI tools
змінна зоря в сузір'ї Цефея, прототип цефеїд З Вікіпедії, вільної енциклопедії
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].
Dceph.jpg | |
Дані спостереження Епоха J2000.0 | |
---|---|
Сузір’я | Цефей |
δ Cep A | |
Пряме сходження | 22г 29х 10.26502с[1] |
Схилення | +58° 24′ 54.7139″[1] |
Видима зоряна величина (V) | 4.07 (3.48–4.37) / 7.5 |
δ Cep C | |
Пряме сходження | 22г 29х 09.248с[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[1] |
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 |
Обертальна швидкість (v sin i) | 9[8] км/с |
Орбіта[4] | |
Головний | δ Cep A |
Супутник | δ Cep B |
Період (P) | 6.03 р. |
Ексцентриситет (e) | 0.647 |
Півамплітуда (K1) (первинна) | 1.509 ± 0.2 км/с |
Інші позначення | |
Посилання | |
SIMBAD | дані для delta+Cep |
Змінність δ Цефея відкрив Джон Ґудрайк 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.[9] Це була друга описана зоря цього типу змінності — 10 вересня 1784 року Едвард Піґотт помітив змінність η Орла, першої відомої представниці класичних цефеїд[10].
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[11] (див.криву блиску на малюнку).
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][12] 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 %)[13]; 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[14], 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).
δ Цефея ~2 000 разів яскравіша за Сонце. Це створює потужний зоряний вітер, який у поєднанні з пульсацією та ударними хвилями в атмосфері зорі[15] 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[16].
Пекулярна швидкість δ Цефея щодо сусідів становить 13,5 ± 2,9 км/с[17]. 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].
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[16].
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[18] та астрометричним[5], можливо, δ Цефея є ієрархічною зоряною системою, яка складається з двох спектрально-подвійних зір.
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
Every time you click a link to Wikipedia, Wiktionary or Wikiquote in your browser's search results, it will show the modern Wikiwand interface.
Wikiwand extension is a five stars, simple, with minimum permission required to keep your browsing private, safe and transparent.