Delta Cephei - Delta Cephei
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| Données d'observation Époque J2000.0 Equinox J2000.0 |
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|---|---|
| Constellation | Céphée |
| Cèpe A | |
| Ascension droite | 22 h 29 m 10.26502 s |
| Déclinaison | +58° 24′ 54.7139″ |
| Magnitude apparente (V) | 4,07 (3,48-4,37) / 7,5 |
| Cèpe C | |
| Ascension droite | 22 h 29 m 09.248 s |
| Déclinaison | +58° 24′ 14.76″ |
| Magnitude apparente (V) | 6.3 |
| Caractéristiques | |
| Type spectral | F5Ib-G1Ib + B7-8 |
| Indice de couleur U−B | 0,36 |
| Indice de couleur B−V | 0,60 |
| Type de variable | Céphéide |
| Astrométrie | |
| Vitesse radiale (R v ) | -16,8 km/s |
| Mouvement correct (μ) | RA : +15,35 mas / an Déc. : +3,52 mas / an |
| Parallaxe (π) | 3,77 ± 0,16 ma |
| Distance |
887 ± 26 ly ( 272 ± 8 pièces ) |
| Magnitude absolue (M V ) | –3,47 ± 0,10 (–3,94 - –3,05) |
| Des détails | |
| Cèpe A | |
| Masse | 4,5 ± 0,3 M ☉ |
| Rayon | 44,5 R ☉ |
| Luminosité | ∼2000 L ☉ |
| Température | 5 500 à 6 800 K |
| Metallicité [Fe/H] | +0.08 dex |
| Vitesse de rotation ( v sin i ) | 9 km/s |
| Âge | ~100 Myrs |
| Cèpe B | |
| Masse | 0,2 à 1,2 M ☉ |
| Orbite | |
| Primaire | Cèpe A |
| Un compagnon | Cèpe B |
| Période (P) | 6,03 ans |
| Excentricité (e) | 0,647 |
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Semi-amplitude (K 1 ) (primaire) |
1,509 ± 0,2 km/s |
| Autres désignations | |
| Références de la base de données | |
| SIMBAD | Les données |
Delta Cephei (δ Cep, δ Cephei) est la désignation Bayer pour un système d'étoiles quadruples situé à environ 887 années-lumière dans la constellation circumpolaire nord de Céphée , le roi. À cette distance, la magnitude visuelle de l'étoile est diminuée de 0,23 en raison de l' extinction causée par le gaz et la poussière le long de la ligne de visée. C'est le prototype des étoiles variables céphéides qui subissent des changements périodiques de luminosité.
Découverte
Delta Cephei a été découvert variable par John Goodricke au cours de 1784. Il décrit sa première observation le 19 octobre 1784, suivie d'une série régulière d'observations la plupart des nuits jusqu'au 28 décembre. D'autres observations ont été faites au cours de la première moitié de 1785, la variabilité a été décrite dans une lettre datée du 28 juin 1785 et publiée officiellement le 1er janvier 1786. Il s'agissait de la deuxième étoile variable de ce type, eta Aquilae ayant été découverte quelques semaines plus tôt, le 10 septembre 1784.
Propriétés
En plus d'être le prototype de la classe d'étoiles variables Céphéides, Delta Cephei est parmi les étoiles de ce type de variable les plus proches du Soleil , seule Polaris étant plus proche. Sa variabilité est causée par des pulsations régulières dans les couches externes de l'étoile. Il varie de magnitude 3,48 à 4,37, et sa classification stellaire varie également, d'environ F5 à G3. La période de pulsation est de 5,366249 jours, avec une augmentation jusqu'au maximum se produisant plus rapidement que le déclin ultérieur vers le minimum.
Parce que la période de cette classe de variable dépend de la luminosité de l'étoile, Delta Cephei est d'une importance particulière en tant que calibreur pour la relation période-luminosité , puisque sa distance est maintenant l'une des plus précisément établies pour une Céphéide. Cette précision est due en partie à son appartenance à un amas d'étoiles et à la disponibilité de parallaxes précis du télescope spatial Hubble / Hipparcos . Ainsi, en 2002, le télescope spatial Hubble a été utilisé pour déterminer la distance jusqu'à Delta Cephei avec une marge d'erreur de 4% : 273 parsecs (890 années-lumière ) . Cependant, une nouvelle analyse des données Hipparcos a trouvé une parallaxe plus grande qu'auparavant, conduisant à une distance plus courte de 244 ± 10 pc , ce qui équivaut à 800 années-lumière.
Les mesures de vitesse radiale de Delta Cephei ont révélé la présence d'une petite étoile compagnon spectroscopique sur une orbite de 6 ans autour de Delta Cephei A. La masse de ce compagnon est d'environ un dixième de la masse de Delta Cephei et les deux se rapprochent de 2 astronomiques. unités au passage du péricentre . La présence de ce compagnon devra être prise en compte lorsque Gaia mesure la parallaxe (distance) de Delta Cephei . Le compagnon visuel extérieur Delta Cephei C (HD 213307) peut également être un binaire spectroscopique et astrométrique.
Étoiles de ce type sont censés former avec des masses de 3-12 fois celle du Soleil , puis sont passés par la séquence principale comme les étoiles de type B . Avec l' hydrogène consommé dans leur région centrale, ces étoiles instables passent maintenant par des étapes ultérieures de combustion nucléaire. La masse estimée de Delta Cephei, dérivée de l' indice de couleur , est de 4,5 ± 0,3 fois la masse du Soleil. Par comparaison, la masse dérivée des modèles évolutionnaires est de 5,0 à 5,25 fois la masse du Soleil. À ce stade de son évolution, les couches externes de l'étoile se sont étendues en moyenne à 44,5 fois la circonférence du Soleil.
Delta Cephei émet environ 2 000 fois la luminosité du Soleil depuis l' atmosphère extérieure . Cela produit un fort vent stellaire qui, en combinaison avec les pulsations et les chocs dans l'atmosphère de l'étoile, éjecte de la masse à raison de (1,0 ± 0,8) × 10 -6 masses solaires par an, ou l'équivalent de la masse de le Soleil environ tous les millions d'années. Cette matière s'écoule vers l'extérieur à une vitesse d'environ 35 km s -1 . Le résultat de ce gaz expulsé est la formation d'une nébuleuse d'environ 1 parsec de diamètre, centrée sur Delta Cephei, et contenant 0,07-0,21 masses solaires d' hydrogène neutre . Un choc d'arc se forme là où le vent stellaire entre en collision avec le milieu interstellaire environnant .
La vitesse particulière de Delta Cephei est de 13,5 ± 2,9 km s −1 par rapport à ses voisines. C'est un membre présumé de l' amas d'étoiles Cep OB6 , et pourrait donc avoir à peu près le même âge que l'amas : environ 79 millions d'années. À une séparation angulaire de 40 secondes d'arc de Delta Cephei se trouve une étoile compagne de magnitude 7,5 avec l'identifiant HD 213307, appelée composante C dans les catalogues d'étoiles multiples, qui est visible dans les petits télescopes. HD 213307 lui-même est un système stellaire binaire avec une classification stellaire combinée de B7-8 III-IV . Il chauffe la matière éjectée par le vent stellaire de Delta Cephei, provoquant l'émission d'un rayonnement infrarouge par la matière circumstellaire environnante.
Les références
Liens externes
- "Delta Cephei" . Association américaine des observateurs d'étoiles variables . Septembre 2000. Archivé de l'original le 2008-06-08 . Récupéré le 2008-06-21 .
- "Delta Cephei" . L'encyclopédie Internet des sciences . Récupéré le 2008-06-21 .
