Дельта Цефея

Ця стаття про кратну зоряну систему. Про тип змінних зір див. класичні цефеїди та цефеїда.

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].

δ Цефея

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

Відкриття змінності

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].

Характеристики

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).

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][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).

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^[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].

Супутники

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].

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^[18] та астрометричним^[5], можливо, δ Цефея є ієрархічною зоряною системою, яка складається з двох спектрально-подвійних зір.