12-10-2023
Звезда | |||
Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) |
|||
---|---|---|---|
Прямое восхождение |
|
||
Склонение |
|
||
Расстояние | |||
Видимая звёздная величина (V) |
4.07 (3.48–4.37) / 7.5 |
||
Созвездие | |||
Астрометрия | |||
Лучевая скорость (Rv) |
-16.8 км/c |
||
Собственное движение (μ) | |||
Параллакс (π) |
3.66±0.15 mas |
||
Абсолютная звёздная величина (V) |
-3.47 |
||
Характеристики | |||
Спектральный класс |
F5 Iab (F5Ib-G2Ib) / B7 |
||
Показатель цвета (B − V) |
0,36 |
||
Показатель цвета (U − B) |
0,60 |
||
Переменность | |||
Физические характеристики | |||
Масса |
5/4 M☉ |
||
Радиус |
41.6 R☉ |
||
Возраст |
~108 лет |
||
Температура |
5,500–6,800 K |
||
Светимость |
2,000/500 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. Её переменность была обнаружена и исследована молодым (он умер в возрасте всего 21 года) англичанином Джоном Гудрайком в 1784 году.
В течение 5 дней и 9 часов блеск Дельты Цефея меняется почти по синусоидальному закону от 3,5m до 4,4m. 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, т.е. попеременно сжимается и расширяется, изменяя свой диаметр на миллионы километров. Во время пульсации, ее 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. Т.к. 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 (масс Солнца) и уже покинули главную последовательность. Водород в их ядре догорает и в настоящее время они нестабильны и находятся на последних стадиях звёздной эволюции.[1]
Исключительно важной задачей является определение точного расстояния до Дельты Цефея, т.к. измерив период переменности цефеиды, можно определить ее 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].
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.
Дельта Цефея.