Delta Cephei (δ Cep, δ Cep) ir divžvaigžņu sistēma, kas atrodas aptuveni 887 gaismas gadu (apm. 272 parseku) attālumā no Saules Cefeja (Cefejs) ziemeļu zvaigznājā. Šajā attālumā zvaigznes šķietamā spožuma lielums ir samazināts par ~0,23 magnitūdēm, jo gar redzes līniju atrodas izkliedējoša gāze un putekļi.
Vēsture un nozīme
Delta Cephei pirmo reizi tika atzīmēta par mainīgu zvaigzni 1784. gadā, kad to pamanīja Džons Gudriks. Tā bija tikai otrā zināmā cefeīda mainīgā zvaigzne un vēlāk kļuva par prototipu klasiskajām (I tipa) cefeīdām. Pateicoties tās salīdzinoši nelielajam attālumam un spilgtumam, Delta Cephei kalpo kā viens no galvenajiem "fundamentālajiem attāluma kalibratoriem" — objekts, uz kura balstās perioda–luminozitātes (Leavita) likmes novērtējums un līdz ar to arī kosmiskā attāluma mērogs.
Mainīgums un fiziskās īpašības
Delta Cephei ir klasiskā cefeīda mainīgā zvaigzne ar pulsācijas periodu apmēram 5,37 dienas. Spilgtums V joslā mainās aptuveni no ~3,5 līdz ~4,4 magnitūdēm (atkarībā no mērījumu sistēmas), ar raksturīgu asimetrisku gaismas un radiālvienādošanās profilu, kas atspoguļo zvaigznes paplašināšanās un sašaurināšanās ciklu. Pulsācijas enerģiju nodrošina kappa-mehānisms — jonizējošo elementu (galvenokārt hēlija) izmaiņas zvaigznes ārējās atmosfēras opacitātē.
Tipiska klasiskai cefeīdai atbilstoši Delta Cephei fizikālajām īpašībām ir:
- Spožums: aptuveni 2000 reizes lielāks nekā Saulei;
- Temperatūra: pulsācijas gaitā mainās, aptuveni ~5 000–6 000 K robežās;
- Rādiuss un masa: tipiskas vērtības cefeīdām ar šādu periodu ir daudzas desmitiem Saules rādiusu un masa dažu Saules masu (Delta Cephei masu novērtē aptuveni dažos Saules masas lielumos); precīzas vērtības atkarīgas no modeļiem un pavadītāju ietekmes;
- Spektrālā klase: pulsācijas laikā svārstās ap F–G tipu.
Sistēma un kompānioni
Delta Cephei ir vairākkomponentu sistēma — galvenajai cefeīdai var būt viens vai vairāki pavadītāji, kas sarežģī precīzus izmērus un masas novērtējumus, tomēr tie arī sniedz papildus iespējas sistēmas dinamiskai analīzei. Binārais raksturs ietekmē spektrālās līknes un var prasīt korekcijas paralakses un luminozitātes mērījumos.
Starojums, zvaigžņu vējš un apkārtējā vide
Delta Cephei izstaro aptuveni 2 000 reižu vairāk nekā Saule. Intensīvs starojums kopā ar pulsācijām rada spēcīgu zvaigžņu vēju un periodiskas triecienviļņus zvaigznes atmosfērā, kas noved pie masas zuduma ar novērtētu ātrumu apmēram (1,0 ± 0,8) × 10-6 Saules masas gadā. Tas nozīmē, ka, saglabājoties šim tempam, tiek zaudēta aptuveni viena Saules masa ik pēc ~1 miljonu gadu; osa no šīs matērijas izplūst ārā ar ātrumu aptuveni 35 km s-1.
Izplūdušā gāze ap Delta Cephei veido plašu miglāju, kura diametrs var sasniegt aptuveni vienu parseku. Novērojumi liecina par neitrālā ūdeņraža masu diapazonā 0,07–0,21 Saules masas miglāja centrā. Kad zvaigžņu vējš saduras ar apkārtējo starpzvaigžņu vidi, veidojas loka triecienviļņi un padziļinājumi, kas ir redzami dažādos viļņu garumos.
Paralakse un precizitāte attāluma noteikšanā
Delta Cephei attālums ir noteikts no vairākiem neatkarīgiem paralakses mērījumiem, tostarp ar Hipparcos un Hubble Space Telescope, kā arī mūsdienu misiju datiem. Tieši šī starpnieciskā pieejamība — pietiekami tuva, lai paralakses kļūda būtu salīdzinoši maza, un pietiekami tipiska, lai kalpotu kā prototips — padara Delta Cephei par kritisku objektu perioda–luminozitātes likmes (Leavita likmes) kalibrēšanai. Šāda kalibrēšana ir pamatā attālumu noteikšanai gan vietējā galaktikā, gan ārpasaulē.
Salīdzinājums ar citām cefeīdām
Vēl tuvāk mūsu Saules sistēmai esoša klasiskā cefeīda piemēram ir Polārzvaigzne (Polaris), kas arī ir cefeīda tipa mainīgā. Polaris attāluma mērījumi ir bijuši intensīvi pētījumu objekts un laika gaitā precizēti, taču tā īpatnējā bināra daba reizēm sarežģī tiešus salīdzinājumus.
Nobeigums
Delta Cephei paliek viena no nozīmīgākajām zvaigznēm astrofizikā: tā ir prototips klasiskajām cefeīdām, būtisks attāluma skalas kalibrs un labs piemērs, kā zvaigznes pulsācijas un zvaigžņu vēja procesi ietekmē apkārtējo vidi. Turpmākie precīzie paralakses un spektrālā novērojumi (piemēram, ar Gaia datiem) palīdzēs vēl vairāk precizēt tās īpašības, masas zuduma ātrumu un lomu kozmiskā attāluma skalas definēšanā.
