Дельта Цефея

Дельта Цефея AB

Звезда
Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение	22ч 29м 10,27с
Склонение	+58° 24′ 54,7″
Расстояние	891 св. лет (273 пк)
Видимая звёздная величина (V)	4.07 (3.48–4.37) / 7.5
Созвездие	Цефей
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv)	-16.8 км/c
Собственное движение (μ)	RA: 16.47±0.69 mas в год Dec: 3.55±0.64 mas в год
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	Цефеида
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
Другие обозначения 27 Cephei, Альредиф, Аль-Радиф, HR 8571, BD +57°2548, HD 213306, SAO 34508, FK5 847, AAVSO 2225+57, IRAS 22273+5809, HIP 110991. δ Cep
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.

Кривая блеска звезды δ Цефея

Блеск Дельты Цефея меняется периодично (с периодом 5 дней и 9 часов), причём рост происходит быстрее, чем спад. Звёздная величина равна 3,5^m в максимуме и 4,4^m в минимуме. 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 $M_\odot$ (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 7,5^m и отстоит от Дельты Цефея на 12 000 а. е., обращаясь с периодом ~500 лет. Его можно разглядеть даже в небольшой телескоп.

Примечания

1. ↑ Turner, David G, "Monitoring the Evolution of Cepheid Variables", Journal of the AAVSO, 26, 1998, 101-111.
2. ↑ Benedict, et al., "Astrometry with the Hubble space telescope: a parallax of the fundamental distance calibrator δ Cephei"