დელტა ცეფევსის

ცოდნა სინათლეა - Knowledge is light - Знание свет -  

                      დელტა   ცეფევსის 

დელტა ცეფეის გამოსახულება, ცენტრში

(δ Cep / δ Cephei) არის ორობითი ვარსკვლავი, რომელიც მდებარეობს მზიდან დაახლოებით 891 სინათლის წლის მანძილზე ცეფეოსის თანავარსკვლავედში. მას აქვს საკუთარი სახელი ალრედიფი ან ალ-რადიფი არაბული "الرادف" (al-rādif), რაც ნიშნავს შემდეგს, შესაძლოა პტოლემეის მახასიათებლის მიხედვით - "გვირგვინის მიყოლებით" (იგულისხმება თანავარსკვლავედის გამოსახული ფიგურის დეტალი). დელტა ცეფეიმ თავისი სახელი დაარქვა ასტრონომიაში ძალიან მნიშვნელოვან ვარსკვლავთა მთელ კლასს - ცეფეიდებს.

ცვალებადობის აღმოჩენა

ცვალებადობა აღმოაჩინა და გამოიკვლია ინგლისელმა ჯონ გუდრიკმა 1784 წელს. მან აღწერა თავისი პირველი დაკვირვება 1784 წლის 19 ოქტომბერს, რის შემდეგაც მოხდა დაკვირვებების რეგულარული სერია 28 დეკემბრამდე, შემდეგ კი 1785 წლის პირველ ნახევარში. ვარსკვლავის ცვალებადობა აღწერილი იყო 1785 წლის 28 ივნისით დათარიღებულ წერილში და ოფიციალურად გამოქვეყნდა 1786 წლის 1 იანვარს. ეს იყო ამ ტიპის ცვალებადობის ვარსკვლავების მეორე აღწერა - 1784 წლის 10 სექტემბერს ედუარდ პიგოტმა შენიშნა კლასიკური ცეფეიდების პირველი ცნობილი წარმომადგენლის ეტა არწივის ცვალებადობა.

იხ. ვიდეო - Про Вселенную и Дельту Цефея

დელტა ცეფეის სიკაშკაშე პერიოდულად იცვლება (5 დღე და 9 საათი) და მატება უფრო სწრაფია ვიდრე კლება. მაგნიტუდა არის 3.5 მ მაქსიმუმში და 4.4 მ მინიმალური. თუმცა ამ ვარსკვლავის სპექტრულმა კვლევებმა გამოავლინა მისი ერთი შეხედვით პარადოქსული თვისებები: მინიმალური სიკაშკაშით, ის არის G2 სპექტრული კლასის ტიპიური წარმომადგენელი (როგორც ჩვენი მზე), ხოლო მაქსიმუმისკენ თანდათან იქცევა F5 კლასის ვარსკვლავად. პულსაციის პერიოდი შეადგენს 5,366249 დღეს, მაქსიმუმამდე მატება უფრო სწრაფად ხდება, ვიდრე შემდგომი კლება მინიმუმამდე. უფრო მეტიც, სიკაშკაშის კლებასთან ერთად, შთანთქმის ხაზები მის სპექტრში გადადის ლურჯ ბოლოსკენ, ხოლო მისი ზრდისას წითელ ბოლოში. შეიძლება ვივარაუდოთ, რომ ვარსკვლავი ორობითი სისტემის წევრია, მაგრამ მისი სინათლის მრუდი სრულიად განსხვავდება სპექტრალური ორობითი ვარსკვლავების მრუდისგან. ეს იყო დელტა ცეფეის საიდუმლოს ამოხსნის გასაღები.

ჰერმესის რადიალური სიჩქარის მრუდი დელტა ცეფეი A. იდენტური ფერის წერტილებს შორის გადაადგილება განპირობებულია სპექტროსკოპიული კომპანიონით, დელტა ცეფეი B.

ყველა ეს თვისება მარტივად არის ახსნილი: ვარსკვლავი პულსირებს, ანუ ის მონაცვლეობით იკუმშება და ფართოვდება, იცვლის დიამეტრს მილიონობით კილომეტრით. პულსაციის დროს მისი რადიუსი, საშუალოდ 40 მზის რადიუსის ტოლია, იცვლება მზის ოთხი რადიუსით. შეკუმშვისას (რომელსაც ახლავს ჩვენგან ვარსკვლავის ახლო ნაწილის მოცილება და დოპლერის ეფექტის მიხედვით სპექტრული ხაზების გრძელი ტალღებისკენ გადანაცვლება), ვარსკვლავი თბება და ცვლის სპექტრის ბუნებას - წყალბადის ხაზებს. იზრდება და ლითონის ხაზები სუსტდება. ვინაიდან ვარსკვლავის სიკაშკაშე პროპორციულია ტემპერატურის მეოთხე სიმძლავრისა, მაშინ, მიუხედავად სხივური ზედაპირის შემცირებისა, ვარსკვლავის სიკაშკაშე იზრდება. გაფართოებით, პირიქით შეინიშნება. ამ ტიპის ვარსკვლავებს აქვთ მასა 3-დან 30 M☉-მდე და უკვე დატოვეს მთავარი მიმდევრობა. მათ ბირთვში წყალბადი იწვის და ისინი ამჟამად არასტაბილურები არიან და ვარსკვლავური ევოლუციის ბოლო ეტაპებზე არიან.

უაღრესად მნიშვნელოვანი ამოცანაა ცეფეოსის დელტამდე ზუსტი მანძილის დადგენა, რადგან ცეფეიდის ცვალებადობის პერიოდის გაზომვით შეგიძლიათ განსაზღვროთ მისი სიკაშკაშე და შემდეგ, აშკარა სიკაშკაშის გაზომვით, გამოთვალოთ მანძილი ნებისმიერ სხვა ცეფეიდამდე. 2002 წელს ჰაბლის ტელესკოპი გამოიყენეს მანძილის ზუსტად დასადგენად. აღმოჩნდა 890 სინათლის წლის ტოლი ~4% შეცდომით . თუმცა, Hipparcos-ის მონაცემების ხელახალი ანალიზმა აღმოაჩინა უფრო მეტი პარალაქსი, ვიდრე ადრე, რის შედეგადაც უფრო მოკლე მანძილი იყო 244 ± 10 pc, რაც 800 სინათლის წლის ექვივალენტურია.

სისტემას ასევე ჰყავს კომპანიონი Delta Cephei B მას აქვს აშკარა სიდიდე 7.5 მ და არის 12000 ასტრონომიული ერთეული დელტა ცეფეუსიდან. ე., უკუქცევა ~ 500 წლის ვადით. მისი დანახვა შესაძლებელია პატარა ტელესკოპით.