Delta Cephei

Delta Cephei (δ Cep / δ Cephei) je dvojitá hvězda , přibližně 891 světelných let daleko od Slunce v souhvězdí Cepheus . Má vlastní jméno Alredif nebo Al-Radif z arabského „الرادف“ (al-rādif), což znamená Další , snad podle ptolemaiovské charakteristiky – „po koruně“ (myšleno detail postavy znázorňující souhvězdí). Delta Cephei dala jméno celé třídě velmi důležitých hvězd v astronomii - cefeidám .

Objev variability

Změnu objevil a zkoumal Angličan John Goodryke v roce 1784 . Své první pozorování popsal 19. října 1784, poté probíhala pravidelná série pozorování až do 28. prosince a poté v první polovině roku 1785. Proměnlivost hvězdy byla popsána v dopise ze dne 28. června 1785 a formálně zveřejněna 1. ledna 1786 [9] . Jednalo se o druhý popis hvězd tohoto typu proměnlivosti – 10. září 1784 si Eduard Pigott všiml proměnlivosti Ety Orla , prvního známého zástupce klasických cefeid [10] .

Charakteristika

Jas Delta Cephei se periodicky mění (s periodou 5 dnů a 9 hodin) a nárůst je rychlejší než pokles. Velikost je maximálně 3,5 m a minimálně 4,4 m . Spektrální studie této hvězdy však odhalily její zdánlivě paradoxní rysy: při minimální jasnosti je typickým představitelem spektrální třídy G2 (jako naše Slunce ) a směrem k maximu se postupně mění ve hvězdu třídy F5 . Doba pulsace je 5,366249 dne, přičemž nárůst na maximum probíhá rychleji než následný pokles na minimum [11] . Navíc s klesajícím jasem se absorpční čáry v jeho spektru posouvají k modrému konci, a když se zvyšuje, k červenému konci. Dalo by se předpokládat, že hvězda je členem dvojhvězdy, ale její světelná křivka je zcela odlišná od křivky spektrálních dvojhvězd . To byl klíč k odhalení záhady Delta Cephei.

Všechny tyto rysy jsou vysvětleny jednoduše: hvězda pulsuje, to znamená, že se střídavě smršťuje a roztahuje a mění svůj průměr o miliony kilometrů. Během pulsace se její poloměr, v průměru rovný 40 slunečním poloměrům , změní o čtyři sluneční poloměry . Při kompresi (provázené odstraněním blízké části hvězdy od nás a podle Dopplerova jevu posunem spektrálních čar směrem k dlouhým vlnám) se hvězda zahřívá a mění charakter spektra - vodíkové čáry zvětšovat a kovové čáry slábnout. Vzhledem k tomu, že svítivost hvězdy je úměrná teplotě na čtvrtou mocninu, pak i přes pokles vyzařující plochy jas hvězdy roste. Při expanzi je pozorován opak. Hvězdy tohoto typu mají hmotnosti od 3 do 30 M ☉ a již opustily hlavní posloupnost . Vodík v jejich jádru dohoří a v současné době jsou nestabilní a v posledních fázích vývoje hvězd. [12]

Mimořádně důležitým úkolem je určit přesnou vzdálenost k deltě Cepheus, protože měřením periody proměnlivosti Cepheid můžete určit její jasnost a poté měřením zdánlivé jasnosti vypočítat vzdálenost k jakékoli jiné Cepheid. V roce 2002 byl Hubbleův dalekohled použit k přesnému určení vzdálenosti. Ukázalo se, že je to 890 světelných let s ~4% chybou [2] . Reanalýza dat Hipparcos však zjistila více paralaxy než dříve, což má za následek kratší vzdálenost 244 ± 10 pc, což odpovídá 800 světelným rokům [1] .

Systém má také společníka Delta Cephei B [1] . Má zdánlivou velikost 7,5 ma je 12 000 AU od delty Cepheus . e. zpětný chod s periodou ~500 let. Dá se to vidět malým dalekohledem .

Poznámky

1. ↑ 1 2 3 Anderson, R. I. (květen 2015), Odhalení δ Cephei's Secret Companion and Intriguing Past , The Astrophysical Journal vol. 804 (2): 144–155 , DOI 10.1088/0004/6147X 
2. ↑ 1 2 G. Fritz Benedict, B. E. McArthur, L. W. Fredrick, T. E. Harrison, C. L. Slesnick. Astrometrie s Hubbleovým vesmírným dalekohledem: Paralaxa kalibrátoru základní vzdálenosti delta Cephei  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 2002-09. — Sv. 124 , iss. 3 . - S. 1695-1705 . - doi : 10.1086/342014 . Archivováno 5. listopadu 2020.
3. ↑ Engle, S.G.; Guinan, E. F.; Harper, G. M.; Neilson, H. R.; Evans, NR TAJNÉ ŽIVOTY CEFEID: EVOLUČNÍ ZMĚNY A PULSACE INDUKOVANÉ ŠOKOVÉ OHŘÍVÁNÍ V PROTOTYPOVÉ KLASICKÉ CEPHEID δ Cep  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2014. - Sv. 794 . — S. 80 . - doi : 10.1088/0004-637X/794/1/80 . — . - arXiv : 1409,8628 .
4. ↑ Evans, Nancy Remage. BINÁRNÍ CEFEIDY: SEPARACE A HMOTNOSTNÍ POMĚRY V 5 M ☉ BINÁŘI  (německy)  // The Astronomical Journal  : magazín. - IOP Publishing , 2013. - Bd. 146 , č.p. 4 . - S. 93 . - doi : 10.1088/0004-6256/146/4/93 . — . - arXiv : 1307.7123 .
5. ↑ 12 Matthews, L.D .; Marengo, M.; Evans, NR & Bono, G. (leden 2012), New Evidence for Mass Loss z δ Cephei z HI 21 cm Line Observations , The Astrophysical Journal Vol . 744 (1): 53 , DOI 10.1088/0004-637X/744/1 /53 
6. ↑ Borgia, Michael. Twinkle, Twinkle Little Star (Now Knock It Off!) // Human Vision and the Night Sky . - 2006. - S.  207 -226. — (Praktická astronomická řada Patricka Moora). - ISBN 978-0-387-30776-3 . - doi : 10.1007/978-0-387-46322-3_12 .
7. ↑ Uesugi, Akira & Fukuda, Ichiro (1970), Katalog rotačních rychlostí hvězd, Příspěvky z Ústavu astrofyziky a Kwasan Observatory 
8. ↑ Takeda Y., Kang D.-I., Han I., Lee B.-C., Kim K.-M. Množství C, N, O a na proměnných cefeid: důsledky pro proces míchání v  obálce // Mon. Ne. R. Astron. soc. / D. Flower - OUP , 2013. - Sv. 432.—S. 769–792. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 – doi:10.1093/MNRAS/STT528 – arXiv:1303.6593
9. ↑ Řada pozorování a objev období proměny světla formule s hvězdou od Bayera, poblíž hlavy Cephea. V dopise od Johna Goodricka, Esq. To Nevil Maskelyne, DDFRS And Astronomer Royal, str. 48.
10. ↑ Astronomové slaví dvousté výročí cefeid (prosinec 1984), s. L76.
11. ↑ Samus, NN & Durlevich, OV (duben 2011), GCVS - Všeobecný katalog proměnných hvězd , Astronomický ústav Ruské akademie věd a Šternberka, Státní astronomický ústav Moskevské státní univerzity , < https://heasarc.gsfc. nasa.gov/W3Browse/all/gcvs.html > . Získáno 1. dubna 2012. Archivováno 29. listopadu 2017 na Wayback Machine Poznámka: hledejte „del cep“ po výběru pole „období“. 
12. ↑ Turner, David G, „ Monitoring the Evolution of Cepheid Variables Archived 4. prosince 2019 na Wayback Machine “, Journal of the AAVSO , 26, 1998, 101-111.

Slovníky a encyklopedie	Britannica (online)