Delta Cephei
| Delta Cephei | |
|---|---|
 | |
| Astrometrická data (Ekvinokcium J2000,0) | |
| Souhvězdí | Cefeus |
| Rektascenze | 337,292 761 100 13° |
| Deklinace | 58,415 193 781 569° |
| Paralaxa | 3,555 1 mas |
| Vzdálenost | 281,286 pc |
| Barevný index (U-B) | +0.36 |
| Barevný index (B-V) | +0.60 |
| Zdánlivá hvězdná velikost | 3,75 |
| Vlastní pohyb v rektascenzi | 14,56 mas/rok |
| Vlastní pohyb v deklinaci | 3,238 mas/rok |
| Fyzikální charakteristiky | |
| Spektrální typ | F5Ib-G1Ib |
| Hmotnost | 4.5 M☉ |
| Poloměr | 44,5 R☉ |
| Zářivý výkon (V) | 2 000 L☉ |
| Povrchová teplota | 5 695 K |
| Stáří | 100 milionů let |
| Rychlost rotace | 9 km/s |
| Další označení | |
| Henry Draper Catalogue | HD 213306 |
| Bonner Durchmusterung | BD+57 2548 |
| Bright Star katalog | HR 8571 |
| 2MASS | 2MASS J22291029+5824549 |
| SAO katalog | SAO 34508 |
| Katalog Hipparcos | HIP 110991 |
| Tychův katalog | TYC 3995-1479-1 |
| General Catalogue | GC 31421 |
| Bayerovo označení | δ Cep |
| Flamsteedovo označení | 27 Cep |
| (V) – měření provedena ve viditelném světle Některá data mohou pocházet z datové položky. | |
Delta Cephei (8 Cep, 8 Cephei) je Bayerovo označení pro čtyřhvězdu nacházející se přibližně 887 světelných let daleko v severním cirkumpolárním souhvězdí Cefea. Její vizuální magnituda je o 0,23 nižší v důsledku absorpce záření způsobené plyny a prachem v mezihvězdném prostoru. Je to prototyp proměnných hvězd zvaných podle ní cefeidy, které procházejí periodickými změnami svítivosti.
Objev proměnné hvězdy
John Goodricke během roku 1784 objevil Delta Cephei jako proměnnou hvězdu. Popisuje své první pozorování 19. října 1784, po kterém následuje pravidelná řada pozorování po většinu nocí až do 28. prosince. Další pozorování byla učiněna během první poloviny roku 1785, variabilita byla popsána v dopise ze dne 28. června 1785 a formálně zveřejněna 1. ledna 1786. Jednalo se o druhou proměnnou hvězdu tohoto typu, eta Aquilae byla objevena jen o několik týdnů dříve, 10. září 1784.
Vlastnosti
Delta Cephei je prototypem cepheid a patří také k nejbližším hvězdám tohoto typu ke Slunci, přičemž pouze Polárka je blíže. Její variabilita je způsobena pravidelnými pulzacemi ve vnějších vrstvách hvězdy. Pulzuje mezi velikostmi 3,48 a 4,37 a její spektrální klasifikace se také mění, od přibližně F5 do G3. Doba pulzace je 5,366249 dní, přičemž nárůst na maximum nastává rychleji než následný pokles na minimum.
Protože perioda této třídy proměnných hvězd závisí na svítivosti hvězdy, je Delta Cephei obzvláště důležitá jako kalibrátor pro vztah periody a svítivosti, protože její vzdálenost je nyní jednou z nejpřesněji stanovených. Tato přesnost je způsobená částečně díky členství ve hvězdokupě a dostupnosti přesných paralax z Hubblova vesmírného teleskopu a satelitu Hipparcos. V roce 2002 byl proto Hubbleův dalekohled použit ke stanovení vzdálenosti k Delta Cephei v rámci 4% odchylky: 273 parseků (890 světelných let). Opětovná analýza údajů z Hipparca zjistila větší paralaxu než dříve, což vedlo k přepočtení na kratší vzdálenost 244 ± 10 pc, což odpovídá 800 světelným letům.
Měření radiální rychlosti Delta Cephei odhalilo přítomnost malé spektroskopické doprovodné hvězdy na šestileté oběžné dráze kolem Delta Cephei A. Hmotnost tohoto společníka je asi jedna desetina hmotnosti Delta Cephei a při průchodu pericentrem se přiblíží na vzdálenost 2 AU . Přítomnost tohoto společníka bude muset být vzata v úvahu při měření paralaxy (vzdálenosti) sondou Gaia. Vzdálenější vizuální společník Delta Cephei C (HD 213307) může být také spektroskopická a astrometrická dvojhvězda.
Předpokládá se, že hvězdy tohoto typu vznikají s hmotami 3–12krát větší než Slunce, a poté projdou hlavní posloupností jako hvězdy typu B. S vodíkem spotřebovaným v oblasti jejich jádra tyto nestabilní hvězdy nyní procházejí pozdními fázemi jaderného hoření. Odhadovaná hmotnost Delta Cephei, odvozená z barevného indexu, je 4.5 ± 0.3 hmotnosti Slunce. Pro srovnání je hmotnost odvozená z evolučních modelů 5.0 - 5.25 hmotnosti Slunce. V této fázi jejího vývoje se vnější vrstvy hvězdy rozšířily v průměru na 44,5násobek obvodu Slunce.
Delta Cephei vyzařuje kolem 2 000krát více světla než Slunce z vnější atmosféry. To vytváří silný hvězdný vítr, který v kombinaci s pulzacemi a šoky v atmosféře hvězdy spaluje hmotu rychlostí (1.0 ± 0.8) × 10−6 sluneční hmotnosti za rok neboli ekvivalent hmotnosti Slunce zhruba každý milion let. Tato hmota uniká rychlostí asi 35 km/s. Výsledkem tohoto vypuzeného plynu je tvorba mlhoviny měřící asi 1 parsek napříč, se středem v Delta Cephei, a obsahující 0,07 – 0,21 sluneční hmoty neutrálního vodíku. V místě, kde hvězdný vítr naráží na okolní mezihvězdné prostředí, se vytváří tzv. příďový šok .
Relativní rychlost Delty Cephei vůči sousedním hvězdám je 13.5 ± 2.9 km s−1. Je pravděpodbnou součástí hvězdokupy Cep OB6, a proto může být přibližně stejně stará jako tato hvězdokupa: kolem 79 milionů let. V úhlové vzdálenosti 40 obloukových sekund od Delta Cephei je hvězda velikosti 7,5 s názvem HD 213307, nazývaná v podrobnějších hvězdných katalozích komponent C, která je viditelná v malých dalekohledech. Samotná HD 213307 je dvojhvězda s kombinovanou spektrální klasifikací B7 – 8 III – IV. Ohřívá hmotu vyhozenou hvězdným větrem Delta Cephei, což způsobuje, že hmota v okolí hvězdy vyzařuje infračervené záření.
Reference
V tomto článku byl použit překlad textu z článku Delta Cephei na anglické Wikipedii.
Externí odkazy
Obrázky, zvuky či videa k tématu Delta Cephei na Wikimedia Commons
Média použitá na této stránce
This image layout illustrates how NASA's Spitzer Space Telescope was able to show that astandard candle" used to measure cosmological distances is shrinking -- a finding that affects precise measurements of the age, size and expansion rate of our universe. The image on the left, taken by Spitzer in infrared light, shows Delta Cephei, a type of standard candle used to measure the distances to galaxies that are relatively close to us. Cepheids like this one are the first rungs on the so-called cosmological distance ladder -- a tool needed to measure farther and farther distances.
Spitzer showed that the star has a bow shock in front of it. This can be seen as the red arc shape to the left of the star, which is depicted in blue-green (the colors have been assigned to specific infrared wavelengths we can't see with our eyes). The presence of the bow shock told astronomers that Delta Cephei must have a wind that is forming the shock. This wind is made up of gas and dust blowing off the star. Before this finding, there was no direct proof that Cepheid stars could lose mass, or shrink.
The finding is important because the loss of mass around a Cepheid can obscure the star's light, making it appear brighter in infrared observations, and dimmer in visible light, than it really is. This, in turn, affects calculations of how far away the star is. Even tiny inaccuracies in such distant measurements can cause the whole cosmological distance ladder to come unhinged.
The diagram on the right illustrates how Delta Cephei's bow shock was formed. As the star speeds along through space, its wind hits interstellar gas and dust, causing it to pile up in the bow shock. A companion star to Delta Cephei, seen just below it, is lighting up the region, allowing Spitzer to better see the region. By examining the structure of the bow shock, astronomers were able to calculate how fast the star is losing mass.
In this image, infrared light captured by the infrared array camera is blue and blue-green (3.6- and 4.5-micron light is blue and 8.0-micron light is blue-green). Infrared light captured by the multiband imaging photometer is colored green and red (24-micron light is green and 70-micron light is red).Autor: Warrickball, Licence: CC BY-SA 4.0
Phase-folded UBVRI light curves of the prototype Cepheid variable, Delta Cephei, using data by Engle et al. (2014).[1] UBRI light curves are reconstructed from the colours and a 10-term Fourier series fit to the V-band light curve and other necessary colours.
- ↑ (2014). "The Secret Lives of Cepheids: Evolutionary Changes and Pulsation-induced Shock Heating in the Prototype Classical Cepheid δ Cep". The Astrophysical Journal 794: 80. DOI:10.1088/0004-637X/794/1/80.
Autor: No machine-readable author provided. Rafael cercedilla assumed (based on copyright claims)., Licence: CC BY-SA 3.0