Опубликовать

Загрузка...
Загрузка...
скачать
Реферат на тему:

Дельта Цефея



Дельта Цефея (δ Cep / δ Cephei) – двойная звезда, удалённая от Солнца приблизительно на 891 световой год в созвездии Цефея. Имеет собственное имя Альредиф или Аль-Радиф из арабского "الرادف" (al-rādif), что означает Следующая, возможно, по птолемеевской характеристике — «следующая за венцом» (имеется в виду деталь фигуры, изображающей созвездие). Дельта Цефея дала название целому классу очень важных в астрономии звезд – цефеидам. Её переменность была обнаружена и исследована молодым (он умер в возрасте всего 21 года) англичанином Джоном Гудрайком в 1784 году.

Кривая блеска звезды δ Цефея

В течение 5 дней и 9 часов блеск Дельты Цефея меняется почти по синусоидальному закону от 3,5m до 4,4m. Спектральные же исследования этой звезды выявили её на первый взгляд парадоксальные особенности: в минимуме блеска она является типичным представителем спектрального класса G2 (как у нашего Солнца), а к максимуму постепенно превращается в звезду класса F5. Более того, при уменьшении блеска линии поглощения в её спектре смещаются к синему концу, а при возрастании - к красному. Можно было бы предположить, что звезда является членом двойной системы, но кривая её блеска совершенно не похожа на кривую спектрально-двойных звезд. Это и послужило ключом к разгадке тайны Дельты Цефея. Все эти особенности объясняются просто: звезда пульсирует, т.е. попеременно сжимается и расширяется, изменяя свой диаметр на миллионы километров. Во время пульсации, ее радиус, в среднем равный 40 радиусам Солнца, изменяется на четыре радиуса Солнца. При сжатии (сопровождающимся удалением от нас ближней части звезды и, согласно эффекту Доплера, сдвигу спектральных линий в сторону длинных волн) звезда разогревается и изменяет характер спектра - водородные линии усиливаются, а линии металлов ослабевают. Т.к. светимость звезды пропорциональна температуре в четвертой степени, то, несмотря на уменьшение излучающей поверхности, блеск звезды возрастает. При расширении наблюдается обратная картина. Звёзды этого типа имеют массу от 3 до 30 _\odot (масс Солнца) и уже покинули главную последовательность. Водород в их ядре догорает и в настоящее время они нестабильны и находятся на последних стадиях звёздной эволюции.[1]

Исключительно важной задачей является определение точного расстояния до Дельты Цефея, т.к. измерив период переменности цефеиды, можно определить ее яркость, а затем, измерив видимый блеск, посчитать и расстояние до любой другой цефеиды. В 2002 телескоп Хаббл использовался для точного определения расстояния. Оно оказалось равным 890 световых лет с ~4% ошибкой[2].

Также в системе имеется компаньон Дельта Цефея B. Он имеет видимую звёздную величину в 7,5m и отстоит от Дельты Цефея на 12,000 а. е., обращаясь с периодом ~500 лет. Его можно разглядеть даже в небольшой телескоп.


Примечания

  1. Turner, David G, "Monitoring the Evolution of Cepheid Variables - adsabs.harvard.edu/abs/1998JAVSO..26..101T", Journal of the AAVSO, 26, 1998, 101-111.
  2. Benedict, et al., "Astrometry with the Hubble space telescope: a parallax of the fundamental distance calibrator δ Cephei" - simbad.u-strasbg.fr/cgi-bin/cdsbib?2002AJ....124.1695B
скачать

Данный реферат составлен на основе статьи из русской Википедии. Синхронизация выполнена 17.07.11 13:35:01

Категории: Звёзды по алфавиту, Двойные звёзды, Жёлто-белые сверхгиганты, Цефеиды, Цефей (созвездие).

Текст доступен по лицензии Creative Commons Attribution-ShareAlike.

Рейтинг@Mail.ru