delta Cephei

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacji, wyszukiwania

Współrzędne: Astronomia 22h29m10,27s; 58°24'54,07"

delta Cephei A/B
δ Cep
Dceph.jpg
Dane obserwacyjne (J2000)
Gwiazdozbiór Cefeusz
Rektascensja 22h 29m 10,27s
Deklinacja +58° 24' 54,7"
Odległość 891 ly
(273 pc)
Charakterystyka fizyczna
Rodzaj gwiazdy Cefeida
Typ widmowy F5 Iab (F5Ib-G2Ib) / B7
Masa 5 / 4 M
Promień 41,6[1] R
Okres obrotu ~9 km/s
Wiek ~108 lat
Jasność obserwowana 4,07 (3,48–4,37) / 7,5m
Jasność absolutna -3,47m
Temperatura 5500–6800 K
Alternatywne oznaczenia
27 Cephei, HR 8571, BD +57°2548, HD 213306, SAO 34508, FK5 847, AAVSO 2225+57, IRAS 22273+5809, HIP 110991.

delta Cephei (δ Cephei, δ Cep) – gwiazda podwójna w gwiazdozbiorze Cefeusza. Gwiazda znana już w starożytności, której zmienność została odkryta w 1784 roku przez angielskiego astronoma Johna Goodricke’a. delta Cephei jest prototypem gwiazd zmiennych pulsujących zwanych cefeidami, a zarazem jest jednym z najbliżej położonych od Słońca ciał niebieskich tego typu (najbliższym jest alfa Ursae Minoris).

Właściwości fizyczne[edytuj | edytuj kod]

Położenie gwiazdy Delta Cephei "δ" w gwiazdozbiorze Cefeusza

W roku 2002 naukowcy określili przy pomocy teleskopu Hubble'a dystans między Delta Cephei a Ziemią na 890 lat świetlnych (273 parseków)[2]. Gwiazda towarzysząca delta Cephei B oddalona jest od niej o 41 sekund kątowych (obiega składnik A po orbicie eliptycznej o półosi wielkiej długości 12 000 j.a., w okresie 500 lat).

Zaliczana do żółtych nadolbrzymów delta Cephei, wyświeca w maksimum 3300 razy więcej energii niż Słońce i jest przedstawicielką klasy gwiazd zmiennych fizycznie. Zakres jej zmienności jest na tyle duży, że wahania jej blasku można zaobserwować gołym okiem (zmiany te można śledzić porównując blask cefeidy z jasnością sąsiednich gwiazd). W zakresie 5 dni, 8 godzin, 47 minut i 32 sekund gwiazda ta zwiększa swą średnicę o 6% po czym kurczy się i powraca do swych pierwotnych rozmiarów. Jednocześnie zmienia się temperatura jej powierzchni. Oba czynniki powodują niezwykle regularne, cykliczne zmiany ilości wyświecanej energii. Na podstawie tego pulsowania blasku astronomowie obliczają jasność absolutną cefeidy. Zależność ta ma tak ścisły charakter, że wykorzystywana jest też jako najpewniejsza metoda wyznaczania m.in. odległości do innych galaktyk (poprzez porównanie jasności absolutnej z jasnością wizualną, przy uwzględnieniu znanej absorpcji światła w przestrzeni pomiędzy daną cefeidą a obserwatorem). Jasność obserwowana delta Cephei oscyluje w granicach od 3,6 do 4,3, a typ widmowy przechodzi od F5 do G3.

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Przypisy

  1. "Database of Galactic Classical Cepheids", David Dunlop Observatory, 1995.
  2. G. Fritz Benedict et al.. Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator δ Cephei. „The Astronomical Journal”. 124 (3), s. 1695-1705, wrzesień 2002. doi:10.1086/342014 (ang.). 

Bibliografia[edytuj | edytuj kod]