Делта Кефеј (δ Cep, δ Cephei) — четирикратен ѕвезден систем[4] кој се наоѓа на приближно 887 светлосни години оддалеченост во северното соѕвездиеКефеј. На ова растојание, привидната величина на ѕвездата е намалена за 0,23 како резултат на изумирање предизвикано од гас и прашина по должината на линијата на видот.[6] Таа е прототипот на променливите ѕвезди на Кефеидите кои подлежат на периодични промени во сјајноста.[12]
Откритие
Слика на Делта Кефеј, во средината
Делта Кефеј била откриена дека е променлива од Џон Гудрике во текот на 1784 година. Тој го опишува своето прво набљудување на 19 октомври 1784 година, проследено со редовна серија на набљудувања повеќето ноќи до 28 декември. Дополнителни набљудувања биле направени во текот на првата половина на 1785 година, варијабилноста била опишана во писмо од 28 јуни 1785 година и официјално објавено на 1 јануари 1786 година.[13] Таа била втора променлива ѕвезда од овој тип, а Ета Орел била откриена само неколку недели порано, на 10 септември 1784 година.[14]
Својства
Освен што е прототип на класата на променливи ѕвезди Кефеиди, Делта Кефеј е помеѓу најблиските ѕвезди од овој тип на променливи до Сонцето, при што само Северница е поблиску. Нејзината варијабилност е предизвикана од редовните пулсирања во надворешните слоеви на ѕвездата. Таа варира од светлинска величина 3,48 до 4,37, а нејзината ѕвездена класификација исто така варира, од околу F5 до G3. Периодот на пулсирање е 5,366249 денови, при што порастот до максимум се случува побрзо од последователното опаѓање на минимум.
Фазно преклопени UBVRI светлосни криви на Делта Кефеј кои покажуваат големина наспроти фазата на пулсирање.[2]
Бидејќи периодот на оваа класа на променлива зависи од сјајноста на ѕвездата, Делта Кефеј е од особена важност како калибратор за односот период-светлина, бидејќи нејзиното растојание денес е едно од најпрецизно утврдените за кефеидите. Оваа точност делумно е благодарение на нејзиното членство во ѕвездено јато[7][15] и достапноста на прецизниот вселенски телескоп „Хабл“ / Хипаркос.[6] Оттука, во 2002 година, вселенскиот телескоп „Хабл“ бил искористен за да се одреди растојанието до Делта Кефеј во рамките на 4% маргина на грешка: 273 парсеци или 890 светлосни години[16]. Сепак, повторната анализа на податоците на Хипаркос открило поголема паралакса од претходно, што довело до пократко растојание од 244 ± 10 pc, што е еквивалентно на 800 светлосни години.[4]
Мерењата на радијалната брзина на Делта Кефеј откриле присуство на мала спектроскопска придружна ѕвезда на 6-годишна орбита околу Делта Кефеј A.[4] Масата на овој придружник е околу една десетина од масата на Делта Кефеј и двете доаѓаат до 2 астрономски единици на перицентрален премин. Присуството на овој придружник ќе треба да се земе предвид кога Гаја ја мери паралаксата (растојанието) на Делта Кефеј. Надворешниот визуелен придружник Делта Кефеј C (HD 213307) исто така може да биде спектроскопски[17] и астрометриски бинарен[6].
Се верува дека ѕвездите од овој тип се формираат со маса од 3-12 пати повеќе од Сонцето, а потоа поминале низ главната низа како ѕвезди од типот В. Со потрошениот водород во нивното јадро, овие нестабилни ѕвезди денес минуваат низ подоцнежните фази на јадреното согорување.[18] Масата на ѕвездата е одредена спектроскопски со 5,3 пати поголема сонќевата маса.[5] Во оваа фаза од нејзината еволуција, надворешните слоеви на ѕвездата се прошириле во просек до 46 пати поголема од обемот на Сонцето.[8]
Лак околу Делта Кефеј
Делта Кефеј испушта околу 1.900 пати поголема сјајност од Сонцето од надворешната атмосфера.[9] Ова создава силен ѕвезден ветер, кој, во комбинација со пулсирањата и ударите во атмосферата на ѕвездата[19], исфрла маса со брзина од (1.0 ± 0.8) × 10−6 сончеви маси годишно, или еквивалентно на сончевите маси приближно на секои милион години. Оваа материја тече нанадвор со брзина од околу 35км с −1. Резултатот од овој исфрлен гас е формирање на маглина околу 1 парсек низ, центриран на Делта Кефеј и содржи 0,07-0,21 сончеви маси на неутрален водород.[11] Се формира лачен удар каде што ѕвездениот ветер се судира со околната меѓуѕвездена средина.[20]
Необичната брзина на Делта Кефеј е 13.5 ± 2.9 км с−1 во однос на нејзините соседи.[21] Таа се смета за член на [ѕвезденото јато Cep OB6, и затоа може да биде приближно на иста возраст како кластерот: околу 79 години милиони години[7]. При аголна разделба од 40 лак секунди од Делта Кефеј е 7,5 придружна ѕвезда со величина со идентификатор HD 213307, наречена компонента C во повеќе каталози на ѕвезди, која е видлива во малите телескопи. Самиот HD 213307 е бинарен ѕвезден систем со комбинирана ѕвездена класификација на B7-8 III–IV. Тоа ја загрева материјата што се исфрла од ѕвездениот ветер на Делта Кефеј, предизвикувајќи околниот околуѕвезден материјал да емитува инфрацрвено зрачење[20]
↑Remage Evans, Nancy; Marengo, M.; Barmby, P.; Matthews, L. D.; Bono, G.; Welch, D. L.; Romaniello, M.; Huelsman, D.; Su, K. Y. L.; Fazio, G. (2013). „Binary Cepheids: Separations and Mass Ratios in 5M☉ Binaries“. The Astronomical Journal. 146 (4): 93. arXiv:1307.7123. Bibcode:2013AJ....146...93E. doi:10.1088/0004-6256/146/4/93. S2CID34133110.
↑ 8,08,18,2Baines, Ellyn K.; Armstrong, J. Thomas; Clark III, James H.; Gorney, Jim; Hutter, Donald J.; Jorgensen, Anders M.; Kyte, Casey; Mozurkewich, David; Nisley, Ishara; Sanborn, Jason; Schmitt, Henrique R.; van Belle, Gerard T. (2021-11-01). „Angular Diameters and Fundamental Parameters of Forty-Four Stars from the Navy Precision Optical Interferometer“. The Astronomical Journal. 162 (5): 198. arXiv:2211.09030. Bibcode:2021AJ....162..198B. doi:10.3847/1538-3881/ac2431. ISSN0004-6256.
↑ 9,09,19,2Gallenne, A.; Mérand, A.; Kervella, P.; Pietrzyński, G.; Gieren, W.; Hocdé, V.; Breuval, L.; Nardetto, N.; Lagadec, E. (May 25, 2021). „Extended envelopes around Galactic Cepheids. V. Multi-wavelength and time-dependent analysis of IR excess“. Astronomy & Astrophysics. 651: A113. arXiv:2105.12197. Bibcode:2021A&A...651A.113G. doi:10.1051/0004-6361/202140350. ISSN0004-6361.
↑Uesugi, Akira; Fukuda, Ichiro (1970). „Catalogue of rotational velocities of the stars“. Contributions from the Institute of Astrophysics and Kwasan Observatory. Bibcode:1970crvs.book.....U.
↑Percy, John R. (December 1984). „Astronomers Celebrate Cepheid Bicentenary“. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada Newsletter. 78: L76. Bibcode:1984JRASC..78L..76P.
↑Goodricke, J. (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: 48–61. doi:10.1098/rstl.1786.0002.
↑Samus, N. N.; Kazarovets, E. V.; Durlevich, O. V.; Kireeva, N. N.; Pastukhova, E. N. „Query= del cep“. General Catalogue of Variable Stars: Version GCVS 5.1. Institute of Astronomy of Russian Academy of Sciences & Lomonosov Moscow State University. Архивирано од изворникот 2023-12-26. Посетено на 2023-12-25.
↑Turner, David G. (1998). „Monitoring the Evolution of Cepheid Variables“. The Journal of the American Association of Variable Star Observers. 26 (2): 101. Bibcode:1998JAVSO..26..101T.
↑ 20,020,1Remage Evans, Nancy; Marengo, M.; Barmby, P.; Matthews, L. D.; Bono, G.; Welch, D. L.; Romaniello, M.; Huelsman, D.; Su, K. Y. L.; Fazio, G. (May 2010). „Discovery Of An Infrared Bow Shock Associated With Delta Cephei“. Bulletin of the American Astronomical Society. 41: 839. Bibcode:2010AAS...21642601R.
