دلتا الملتهب

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى التنقل اذهب إلى البحث
دلتا الملتهب
Cepheus constellation map.svg
Locator Dot2.gif
دلتا المرقب في النقطة الحمراء
معلومات الرصد
حقبة حقبة      اعتدالان حقبة
كوكبة الملتهب
δ Cep A
مطلع مستقيم 22س 29د 10.26502ث[1]
الميل °
+58
24 54.7139[1]
القدر الظاهري (V) 4.07 (3.48–4.37) / 7.5
δ Cep C
مطلع مستقيم 22س 29د 09.248ث[1]
الميل °
+58
24 14.76[1]
القدر الظاهري (V) 6.3
الخصائص
نوع الطيف F5Ib-G1Ib[2] + B7-8[3]
U−B مؤشر اللون 0.36
B−V مؤشر اللون 0.60
نوع التغير متغير قيفاوي
القياسات الفلكية
السرعة الشعاعية (Rv) -16.8[4] كم/ث
الحركة الخاصة (μ) +15.35[1]+3.52[1]
التزيح (π) 3.77 ± 0.16 د.ق
البعد 887 ± 26 س.ض
القدر المطلق (MV) –3.47 ± 0.10 (–3.94 - –3.05)[5]
تفاصيل
δ Cep A
كتلة 4.5 ± 0.3[6] ك
نصف قطر 44.5[6] نق
ضياء ∼2000[6] ض
درجة الحرارة 5,500–6,800 ك
معدنية (فلك) [Fe/H] +0.08[7] dex
سرعة الدوران (v sin i) 9[8] كم/ثا
عمر ~100 م.سنة
δ Cep B[4]
كتلة 0.2 - 1.2 ك
المدار
مرافق δ Cep B
الدورة (P) 6.03
الشذوذ المداري (e) 0.647
نصف-مطال (K1)
(أساسي)
1.509 ± 0.2 كم/ث
تسميات اخرى
27 Cephei, Alrediph, Al Radif, Cepheidus Prototypus, BD+57 2548, FK5 847, HD 213306, HIP 110991, HR 8571, SAO 34508.
قاعدة بيانات المراجع
سيمباد بيانات

دلتا الملتهب في الفلك (بالإنجليزية:Delta Cephei ( δ Cephei) ) هو نجم من نوع متغير قيفاوي [4] يبعد عنا نحو 887 سنة ضوئية ويرى شمالا في اتجاه كوكبة الملتهب. و نظرا للمسافة بيننا وبينه فإن شدة لمعانة تقل بنسبة 23و0 بسبب امتصاص الغاز والغبار الكوني لضوئه جزئيا عبر تلك المسافة حتى وصول الضوء إلينا.[9] .[10]

دلتا الملتهب هو نموذج النجم المتغير القيفاوي وتمر شدة لمعانه بدورات يشتد فيها ثم يضعف، ثم يشتد ثم يضعف وهكذا بطريقة دورية.[2] + B7-8[3]

خواصه[عدل]

يميز الفلكيون النجم دلتا الملتهب بأنه نموذج للمتغير القيفاوي ، وهو يعتبر قريب من الشمس فهو على مستفة 887 سنة ضوئية فقط منا - ولا يوجد من هذا النوع المتغير أقرب منه منا سوى النجم بولاريس. تغير شدة لمعانه ناشئة عن تواتر نبضات تحدث في هذا النجم تجعله ينفض ويطرد طبقاته الخارجية إلى الفضاء. وتتغير شدة لمعانه بين 48و3 - 37و4 قدر ظاهري ، في نفس الوقت يتغير تصنيفه الطيفي من F5 إلى G3 (أي يتعير لونه أيضا بين الأخضر والبرتقالي)). يبلغ دورة تغيره 5.366249 يوم، حيث يكون تغير لمعانه صعودا أسرع من تغيره هبوطا، حيث تصل شدة لمعانه إلى حد أدنى (أنظر الشكل). .[11]

المنحنى الضوئي لدلتا الملتهب : ويبين الدورات الزمنية وتغير شدة لمعانه .

يستخدم دلتا الملتهب لذي الفلكيين "كشمعة عيارية" لقياس معدل تغير شدة الإضاءة لنجم متغير واعتمادها على زمن الدورة . تنبع تلك الميزة أيضا من قربه لنا وإمكاننا تعيين بعده عنا بدقة عالية.[12][13] بواسطة تلسكوب هابل الفضائي و مقراب هيباركوس الفضائي حيث يقيسا تزيح النجم .[5]

وقد تم في عام 2002 تعيين المسافة بيننا وبين دلتا الملتهب بواسطة تلسكوب هابل الفضائي بدقة تبلغ نسبة الخطأ فيه 4% :273 فرسخ نجمي (890 سنة ضوئية).[14] (أي تعادل 890 سنة ضوئية.)

ولكن قياس هيباركوس عين زاوية تزيح أكبر منها، وهذا يعني أن النجم أقرب إلينا من ذلك، فكان تعيينه للمسافة بأنها تبلغ 244 ± 10 pc ,وهي تعادل 800 سنة ضوئية.[4]

المراجع[عدل]

  1. أ ب ت ث ج ح van Leeuwen, F. (November 2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357 الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة); الوسيط |separator= تم تجاهله (مساعدة)CS1 maint: ref=harv (link)
  2. أ ب Engle, S. G.; Guinan, E. F.; Harper, G. M.; Neilson, H. R.; Evans, N. R. (2014). "THE SECRET LIVES OF CEPHEIDS: EVOLUTIONARY CHANGES AND PULSATION-INDUCED SHOCK HEATING IN THE PROTOTYPE CLASSICAL CEPHEID δ Cep". The Astrophysical Journal. 794: 80. arXiv:1409.8628. Bibcode:2014ApJ...794...80E. doi:10.1088/0004-637X/794/1/80. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  3. أ ب Evans, Nancy Remage (2013). "BINARY CEPHEIDS: SEPARATIONS AND MASS RATIOS IN 5 M ☉ BINARIES". The Astronomical Journal. 146 (4): 93. arXiv:1307.7123. Bibcode:2013AJ....146...93R. doi:10.1088/0004-6256/146/4/93. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  4. أ ب ت ث Anderson, R.I. (May 2015), "Revealing δ Cephei's Secret Companion and Intriguing Past", The Astrophysical Journal, 804: 144–155, arXiv:1503.04116, Bibcode:2015ApJ...804..144A, doi:10.1088/0004-637X/804/2/144 الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة); الوسيط |separator= تم تجاهله (مساعدة)CS1 maint: ref=harv (link)
  5. أ ب Benedict, G. Fritz; et al. (2002), "Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator δ Cephei", Astronomical Journal, arXiv:astro-ph/0206214, Bibcode:2002AJ....124.1695B, doi:10.1086/342014 الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة); الوسيط |separator= تم تجاهله (مساعدة)CS1 maint: ref=harv (link)
  6. أ ب ت Matthews, L. D.; et al. (January 2012), "New Evidence for Mass Loss from δ Cephei from H I 21 cm Line Observations", The Astrophysical Journal, 744 (1): 53, arXiv:1112.0028, Bibcode:2012ApJ...744...53M, doi:10.1088/0004-637X/744/1/53 الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة); الوسيط |separator= تم تجاهله (مساعدة)CS1 maint: ref=harv (link)
  7. ^ Groenewegen, M. A. T. (September 2008), "Baade-Wesselink distances and the effect of metallicity in classical cepheids", Astronomy and Astrophysics, 488 (1): 25–35, arXiv:0807.1269, Bibcode:2008A&A...488...25G, doi:10.1051/0004-6361:200809859 الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة); الوسيط |separator= تم تجاهله (مساعدة)CS1 maint: ref=harv (link)
  8. ^ Uesugi, Akira; Fukuda, Ichiro (1970), "Catalogue of rotational velocities of the stars", Contributions from the Institute of Astrophysics and Kwasan Observatory, University of Kyoto, Bibcode:1970crvs.book.....U الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة); الوسيط |separator= تم تجاهله (مساعدة)CS1 maint: ref=harv (link)
  9. ^ Goodricke, J.; Bayer (1786). "A Series of Observations on, and a Discovery of, the Period of the Variation of the Light of the Star Marked Formula by Bayer, Near the Head of Cepheus. In a Letter from John Goodricke, Esq. To Nevil Maskelyne, D. D. F. R. S. And Astronomer Royal". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 76: 48. doi:10.1098/rstl.1786.0002. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  10. ^ "Astronomers Celebrate Cepheid Bicentenary". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada Newsletter. 78: L76. December 1984. Bibcode:1984JRASC..78L..76P. الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة)
  11. ^ Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; et al. (April 2011), GCVS - General Catalog of Variable Stars, Institute of Astronomy of Russian Academy of Sciences and Sternberg, State Astronomical Institute of the Moscow State University, اطلع عليه بتاريخ 01 أبريل 2012 الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة); الوسيط |separator= تم تجاهله (مساعدة)CS1 maint: ref=harv (link) Note: search on 'del cep' after selecting the 'period' field.
  12. ^ Majaess, D.; Turner, D.; Gieren, W. (2012), "New Evidence Supporting Cluster Membership for the Keystone Calibrator Delta Cephei", Astrophysical Journal, 747 (2): 145, arXiv:1201.0993, Bibcode:2012ApJ...747..145M, doi:10.1088/0004-637X/747/2/145 الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة); الوسيط |separator= تم تجاهله (مساعدة)CS1 maint: ref=harv (link)
  13. ^ de Zeeuw, P. T.; et al. (1999), "A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations", Astronomical Journal, 117 (1): 354–399, arXiv:astro-ph/9809227, Bibcode:1999AJ....117..354D, doi:10.1086/300682 الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة); الوسيط |separator= تم تجاهله (مساعدة)CS1 maint: ref=harv (link)
  14. ^ Benedict, G. Fritz; et al. (2002), "Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator δ Cephei", The Astronomical Journal, 124 (3): 1695–1705, arXiv:astro-ph/0206214, Bibcode:2002AJ....124.1695B, doi:10.1086/342014 الوسيط |CitationClass= تم تجاهله (مساعدة); الوسيط |separator= تم تجاهله (مساعدة)CS1 maint: ref=harv (link)

اقرأ أيضا[عدل]