Delta Cephei AB | |
---|---|
Stjärna | |
Observationsdata ( Epoch J2000.0 ) |
|
rätt uppstigning | 22 h 29 m 10,27 s |
deklination | +58° 24′ 54,70″ |
Distans | 891 St. år (273 st ) |
Skenbar magnitud ( V ) | 4,07 (3,48–4,37) / 7,5 |
Konstellation | Cepheus |
Astrometri | |
Radiell hastighet ( Rv ) | −16,8 [1] km/s |
Rätt rörelse | |
• höger uppstigning | 16,47±0,69 mas per år |
• deklination | 3,55±0,64 mas per år |
Parallax (π) | 3,66± 0,15mas |
Absolut magnitud (V) | -3,47 [2] |
Spektrala egenskaper | |
Spektralklass |
F5 Iab (F5Ib-G2Ib) [3] / B7-8 [4] |
Färgindex | |
• B−V | 0,36 |
• U−B | 0,60 |
variabilitet | cepheid |
fysiska egenskaper | |
Vikt | 5 / 4M⊙ |
Radie | 44,5 [5 ] R⊙ |
Ålder | ~10 8 år |
Temperatur | 5500–6800 [6] K |
Ljusstyrka | 2000/500 [5] L ⊙ |
metallicitet | 0,04 [8] |
Rotation | ~9 km/s [7] |
Koder i kataloger
27 Cephei, Alredif, Al Radif, HR 8571, BD +57°2548, HD 213306, SAO 34508, FK5 847, AAVSO 2225+57, IRAS 22273+5809, HIP 11099ep . | |
Information i databaser | |
SIMBAD | data |
Information i Wikidata ? |
Delta Cephei (δ Cep/δ Cephei) är en dubbelstjärna , cirka 891 ljusår bort från solen i stjärnbilden Cepheus . Den har sitt eget namn Alredif eller Al-Radif från arabiskan "الرادف" (al-rādif), vilket betyder Next , kanske enligt den ptolemaiska egenskapen - "följer kronan" (vilket betyder detaljen i figuren som avbildar stjärnbilden). Delta Cephei gav sitt namn till en hel klass av mycket viktiga stjärnor inom astronomi - cepheider .
Förändring upptäcktes och studerades av engelsmannen John Goodryke 1784 . Han beskrev sin första observation den 19 oktober 1784, varefter en regelbunden serie observationer ägde rum fram till den 28 december och sedan under första hälften av 1785. Stjärnans variation beskrevs i ett brev daterat den 28 juni 1785 och formellt publicerat den 1 januari 1786 [9] . Detta var den andra beskrivningen av stjärnor av denna typ av variation - den 10 september 1784 märkte Eduard Pigott variationen hos Eta Orla , den första kända representanten för de klassiska cepeiderna [10] .
Ljusstyrkan hos Delta Cephei ändras periodiskt (med en period på 5 dagar och 9 timmar), och ökningen är snabbare än nedgången. Magnituden är maximalt 3,5 m och minst 4,4 m . Spektralstudier av denna stjärna avslöjade dock dess till synes paradoxala egenskaper: vid lägsta ljusstyrka är den en typisk representant för G2 -spektralklassen (som vår sol ), och mot maximum förvandlas den gradvis till en F5 -klassstjärna . Pulseringsperioden är 5,366249 dagar, där ökningen till maximum sker snabbare än den efterföljande minskningen till minimum [11] . Dessutom, när ljusstyrkan minskar, skiftar absorptionslinjerna i dess spektrum till den blå änden, och när den ökar, till den röda änden. Man skulle kunna anta att stjärnan är en medlem av ett binärt system, men dess ljuskurva skiljer sig helt från kurvan för spektralbinärer . Detta var nyckeln till att reda ut mysteriet med Delta Cephei.
Alla dessa funktioner förklaras enkelt: stjärnan pulserar, det vill säga att den växelvis drar ihop sig och expanderar och ändrar sin diameter med miljontals kilometer. Under pulsationen ändras dess radie, i genomsnitt lika med 40 solradier , med fyra solradier . Under komprimering (tillsammans med avlägsnandet av den närmaste delen av stjärnan från oss och, enligt Dopplereffekten , en förskjutning av spektrallinjerna mot långa vågor), värms stjärnan upp och ändrar karaktären på spektrumet - vätelinjerna öka och metalllinjerna försvagas. Eftersom ljusstyrkan hos en stjärna är proportionell mot temperaturen till fjärde potensen, ökar stjärnans ljusstyrka, trots minskningen av den utstrålande ytan. Med expansion observeras motsatsen. Stjärnor av denna typ har massor från 3 till 30 M ☉ och har redan lämnat huvudsekvensen . Vätet i deras kärna håller på att brinna ut, och de är för närvarande instabila och i de sista stadierna av stjärnutvecklingen. [12]
En extremt viktig uppgift är att bestämma det exakta avståndet till Cepheusdeltat, eftersom genom att mäta variabilitetsperioden för Cepheiden kan du bestämma dess ljusstyrka och sedan, genom att mäta den skenbara ljusstyrkan, beräkna avståndet till vilken annan Cepheid som helst. År 2002 användes Hubble-teleskopet för att exakt bestämma avståndet. Det visade sig vara 890 ljusår med ~4% fel [2] . En omanalys av Hipparcos-data fann dock mer parallax än tidigare, vilket resulterade i ett kortare avstånd på 244 ± 10 pc, motsvarande 800 ljusår [1] .
Systemet har också en följeslagare Delta Cephei B [1] . Den har en skenbar magnitud på 7,5 m och är 12 000 AU från Delta Cephei . e. vända med en period på ~500 år. Det kan ses med ett litet teleskop .
![]() |
---|
Cepheus | Stjärnor i stjärnbilden|
---|---|
Bayer | |
Flamsteed | |
Variabler | |
planetsystem _ |
|
Övrig | |
Lista över stjärnor i stjärnbilden Cepheus |