Delta Cephei
| Delta Cepheus (δ) | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Cepheus |
| Rektascension | 22t 29m 10,26502s[1] |
| Deklination | 58° 24′ 54,7139″[1] |
| Skenbar magnitud () | 4,07 (3,48 – 4,37) / 7,5 |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | F5Ib-G1Ib[2] + B7-8[3] |
| U–B | 0,36 |
| B–V | 0,60 |
| Variabeltyp | Cepheid |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | -16.8[4] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: 15.35[1] mas/år Dek.: 3.52[1] mas/år |
| Parallax () | 3.77 ± 0.16[1]mas |
| Avstånd | 887 ± 26 lå (272 ± 8[5][6] pc) |
| Absolut magnitud () | –3.47 ± 0.10 (–3.94 - –3.05)[5] |
| Detaljer | |
| Massa | 4.5 ± 0.3[7] M☉ |
| Radie | 44.5[7] R☉ |
| Luminositet | 2000[7] L☉ |
| Temperatur | 5,500–6,800 K |
| Metallicitet | 0.08[8] |
| Vinkelhastighet | 9[9] |
| Ålder | 100 miljoner år |
| Andra beteckningar | |
| 27 Cephei, BD+57 2548, FK5 847, HD 213306, HIP 110991, HR 8571, SAO 34508. | |
Delta Cephei (δ Cep, δ Cephei) är Bayer-beteckningen för en kvadrupelstjärna[4] belägen cirka 887 ljusår bort i den norra cirkumpolära stjärnbilden Cepheus. På detta avstånd är den skenbara magnituden hos stjärnan minskad med 0,23 på grund av skymning av gas och rymdstoft längs siktlinjen.[5] Stjärnan är prototyp till Cepheidvariabelstjärnor som genomgår periodiska förändringar av ljusstyrkan.
Upptäckten av Delta Cephei
[redigera | redigera wikitext]År 1874 upptäckte John Goodricke att Delta Cephei var en variabel stjärna. Han beskrev sin första observation den 19 oktober 1784, följt av en serie regelbundna observationer de flesta nätter fram till den 28 december. Ytterligare observationer gjordes under det första halvåret 1785 och variabiliteten beskrevs i ett brev daterat den 28 juni 1785. Formellt offentliggörande kom den 1 januari 1786. [10] Detta var den andra variabla stjärnan av denna typ som upptäckts, sedan Eta Aquilae upptäckts bara några veckor tidigare den 10 september 1784.[11]
Egenskaper
[redigera | redigera wikitext]Förutom att vara en prototyp, är Delta Cephei bland de, från solen räknat, närmaste stjärnorna av den här typen av variabler, med bara Polstjärnan närmare. Dess variabilitet orsakas av regelbundna pulsationer i de yttre skikten av stjärnan. Den varierar från magnitud 3,48 - 4,37 och även dess spektraltyp varierar från omkring F5 till G3. Pulsperioden är 5,366249 dygn, med ökning till maximum snabbare än den efterföljande nedgången till minimum.[12]
Då perioden för denna klass av variabel beror på stjärnans ljusstyrka, är Delta Cephei av särskild betydelse som en kalibrator för relationen mellan perioden och ljusstyrkan, eftersom dess avstånd är ett av de mest exakt fastställda för en Cepheid. Denna noggrannhet är avhängig av dess plats i en stjärnhop [6] och tillgängligheten av exakta parallaxer erhållna från rymdteleskopet Hubble/Hipparcos.[5]
Stjärnor av denna typ antas ha samlat massa på 3-12 gånger solens och sedan ha passerat genom huvudserien som stjärnor av B-typ. Med väte som förbrukas i sin kärnområde, passerar nu dessa instabila stjärnor senare skeden av kärnbränning. [13] Den uppskattade massan av Delta Cephei, såsom härledd från färgindex, är 4,5 ± 0,3 gånger solens massa. Som jämförelse är massan som härrör från evolutionära modeller 5,0 - 5,25 gånger solens massa.[4] I detta skede av sin utveckling, har de yttre skikten av stjärnan expanderade till ett genomsnitt av 44,5 gånger solens omkrets.[7]
Delta Cephei avger omkring 2 000 gånger solens ljusstyrka från dess yttre atmosfär. Detta leder till en stark stjärnvind, som i kombination med pulsationer och stötar i stjärnans atmosfär,[14] matar ut massa med en hastighet av (1,0 ± 0,8) x 10 -6 solmassor per år, eller motsvarande solens massa på ungefär en miljon år.
Källor
[redigera | redigera wikitext]- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, tidigare version.
Referenser
[redigera | redigera wikitext]- ^ [a b c d e] van Leeuwen, F. (November 2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752Freely accessible, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357.
- ^ Engle, S. G.; Guinan, E. F.; Harper, G. M.; Neilson, H. R.; Evans, N. R. (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. arXiv:1409.8628Freely accessible. Bibcode:2014ApJ...794...80E. doi:10.1088/0004-637X/794/1/80.
- ^ Evans, Nancy Remage (2013). "BINARY CEPHEIDS: SEPARATIONS AND MASS RATIOS IN 5 M ☉ BINARIES". The Astronomical Journal. 146 (4): 93. arXiv:1307.7123Freely accessible. Bibcode:2013AJ....146...93R. doi:10.1088/0004-6256/146/4/93.
- ^ [a b c] Anderson, R.I. (May 2015), "Revealing δ Cephei's Secret Companion and Intriguing Past", The Astrophysical Journal, 804: 144–155, arXiv:1503.04116Freely accessible, Bibcode:2015ApJ...804..144A, doi:10.1088/0004-637X/804/2/144.
- ^ [a b c d] Benedict, G. Fritz; et al. (2002), "Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator δ Cephei", Astronomical Journal, arXiv:astro-ph/0206214Freely accessible, Bibcode:2002AJ....124.1695B, doi:10.1086/342014.
- ^ [a b] Majaess, D.; Turner, D.; Gieren, W. (2012), "New Evidence Supporting Cluster Membership for the Keystone Calibrator Delta Cephei", Astrophysical Journal, 747 (2): 145, arXiv:1201.0993Freely accessible, Bibcode:2012ApJ...747..145M, doi:10.1088/0004-637X/747/2/145.
- ^ [a b c d] Matthews, L. D.; et al. (January 2012), "New Evidence for Mass Loss from δ Cephei from H I 21 cm Line Observations", The Astrophysical Journal, 744 (1): 53, arXiv:1112.0028Freely accessible, Bibcode:2012ApJ...744...53M, doi:10.1088/0004-637X/744/1/53.
- ^ Groenewegen, M. A. T. (September 2008), "Baade-Wesselink distances and the effect of metallicity in classical cepheids", Astronomy and Astrophysics, 488 (1): 25–35, arXiv:0807.1269Freely accessible, Bibcode:2008A&A...488...25G, doi:10.1051/0004-6361:200809859.
- ^ Uesugi, Akira; Fukuda, Ichiro (1970), "Catalogue of rotational velocities of the stars", Contributions from the Institute of Astrophysics and Kwasan Observatory, University of Kyoto, Bibcode:1970crvs.book.....U.
- ^ Goodricke, J.; Bayer (1786). "A Series of Observations on, and a Discovery of, the Period of the Variation of the Light of the Star Marked Formula by Bayer, Near the Head of Cepheus. In a Letter from John Goodricke, Esq. To Nevil Maskelyne, D. D. F. R. S. And Astronomer Royal". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 76: 48. doi:10.1098/rstl.1786.0002
- ^ "Astronomers Celebrate Cepheid Bicentenary". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada Newsletter. 78: L76. December 1984. Bibcode:1984JRASC..78L..76P.
- ^ Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; et al. (April 2011), GCVS - General Catalog of Variable Stars, Institute of Astronomy of Russian Academy of Sciences and Sternberg, State Astronomical Institute of the Moscow State University, retrieved 2012-04-01. Note: search on 'del cep' after selecting the 'period' field.
- ^ Turner, David G. (1998), "Monitoring the Evolution of Cepheid Variables", The Journal of the American Association of Variable Star Observers, 26: 101, Bibcode:1998JAVSO..26..101T.
- ^ Neilson, Hilding R.; Lester, John B. (September 2008), "On the Enhancement of Mass Loss in Cepheids Due to Radial Pulsation", The Astrophysical Journal, 684 (1): 569–587, arXiv:0803.4198Freely accessible, Bibcode:2008ApJ...684..569N, doi:10.1086/588650.
Externa länkar
[redigera | redigera wikitext]- http://stars.astro.illinois.edu/sow/deltacep.html
- https://web.archive.org/web/20170411055025/http://www.starobserver.eu/multiplestars/deltacephei.html
- http://earthsky.org/brightest-stars/delta-cephei-the-kings-famous-variable-star
| |||||||||||||||||||
