Созвездие Цефея (Cepheus, Cep)

Подготовлено: Meteoweb.ru
17-11-2013, переработано 25-09-2016

Созвездие Цефея в атласе Яна Гевелия

Цефей (лат. Cepheus) — созвездие Северного полушария неба, имеющее форму неправильного пятиугольника. Южная часть созвездия находится на Млечном Пути. Занимает на небе площадь 587,8 квадратного градуса и содержит 148 звёзд, видимых при идеальных условиях невооружённым глазом.

Из-за своего близкого расположения к Северному полюсу мира, созвездие Цефея на всей территории России является незаходящим созвездием. Осенними вечерами оно видно высоко над головой, зимними вечерами – невысоко в северо-западной – северной части небосвода, весенними вечерами – низко в северной – северо-восточной части неба, летом – высоко в северо-восточной части небосклона.

Отыскать созвездие Цефея на небе довольно просто. Для этого нужно через две крайние ручки ковша Большой Медведицы (см. рисунок) провести мысленную прямую через Полярную звезду до звезды Альраи (γ Цефея), которая является вершиной «домика» Цефея. А если провести еще одну мысленную прямую, теперь уже от звезды Алиот ковша Большой Медведицы через вторую яркую звезду Малой Медведицы – Кохаб, то она приведет нас в центральную часть созвездия Цефея. Также в помощь будут яркие звезды хорошо узнаваемого созвездия Кассиопея. Если провести мысленную прямую от звезды Шедар через Каф, то следующая яркая звезда на нашем пути будет Альдерамин (α Цефея).

Схема поиска созвездия Цефея на небе

В сторону Цефея за счёт прецессии перемещается северный полюс мира. Звезда Альраи (γ Cep) окажется вблизи полюса в 3100 г., Альфирк (β Cep) будет ближе к полюсу с 5100 по 6500 гг., а с 8300 г. роль полярной перейдет к звезде Альдерамин (α Cep).

Самая яркая звезда — α Сер, Альдерамин (+2,44 зв. вел.). Альдерамин — белая звезда спектрального класса A; по классу светимости — субгигант. Вероятно, его запасы водорода иссякают и он находится на пути к превращению в красный гигант. По уточнённым данным, в 2007 году его видимая звездная величина составляла +2,5141 зв. вел.; также был уточнён его параллакс — 66,50 ± 0,11 миллисекунд дуги, что означает расстояние от Земли в 15 парсек или около 49 световых лет.

Исходя из этого расстояния и оценки температуры поверхности в 7600 К, расчеты дают величину полной светимости для α Цефея около 18,7 солнечной. Альдерамин имеет радиус 2,5 солнечных радиуса, а его масса почти в два раза больше солнечной. Как и другие звезды своего класса, он является переменной звездой типа δ (Дельты) Щита с амплитудой 0,06 зв. вел.

Альдерамин имеет очень высокую скорость вращения, составляющую не менее 246 км/с, и совершает каждый оборот менее чем за 12 часов. Как правило, такое быстрое вращение звёзд является причиной подавления дифференциации химических элементов. Для сравнения — один оборот Солнца занимает почти месяц. Альфа Цефея как известно, испускает примерно столько же рентгеновского излучения, сколько и Солнце. Наряду с другими показателями это говорит о наличии значительной магнитной активности, что несколько необычно для быстро вращающихся звёзд.

Звезда δ (Дельта) Цефея послужила прототипом для целого класса переменных звёзд — цефеид. Удалённая от Солнца приблизительно на 891 световой год, она имеет собственное имя — Альредиф, что означает "Следующая", возможно, по птолемеевской характеристике — «следующая за венцом» (имеется в виду деталь фигуры, изображающей созвездие). δ 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 изменения блеска δ Цефея и звезды сравнения

Блеск δ Цефея меняется периодично (с периодом 5 дней и 9 часов), причём рост происходит быстрее, чем спад. Звёздная величина равна 3,5 зв. вел. в максимуме и 4,4 зв. вел. в минимуме. 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 δ 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 (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.

Другая переменная звезда, Альфирк, стала прототипом класса переменных типа β Цефея, период у неё 0,19 суток (четыре с половиной часа), а амплитуда — всего лишь 0,05m.

VV Цефея — затменная переменная звезда с периодом 20,34 года. Обычно её звездная величина составляет около +4,9 зв.вел., но раз в 20 лет её блеск ослабевает на несколько десятых звездной величины. Главный компонент VV Цефея — красный гигант, диаметр которого в 1200 раз превышает диаметр Солнца. Красный гипергигант VV Цефея A спектрального класса M2 — вторая по размеру в нашей галактике (после гипергиганта VY Большого Пса). Её диаметр 2 644 800 000 км — это в 1600—1900 раз превышает диаметр Солнца, а светимость — в 275 000—575 000 раз больше. Звезда заполняет полость Роша, и её вещество перетекает на соседний компаньон. Скорость истекания газов достигает 200 км/с. Установлено, что VV Цефея A — физическая переменная, пульсирующая с периодом 150 суток. Скорость звездного ветра, истекающего от звезды, достигает 25 км/с. Судя по орбитальному движению, масса звезды составляет около 100 солнечных, однако, её светимость говорит о массе в 25-40 солнечных. VV Цефея в 1936 г. американский астроном Дин Мак-Лафлин установил, что VV Цефея — двойная затменно-переменная. После 1936 г. затмения В-звезды наблюдались каждые 20 лет. По наблюдениям в промежутке между затмениями 1956 и 1976 гг. и во время затмения 1976—1977 гг. удалось уточнить основные параметры этой двойной системы. VV Цефея B, голубая звезда главной последовательности класса B0, вращается вокруг VV Цефея A по эллиптической орбите с периодом 7430 дней (около 20 лет). Затмение одной звезды другой длится 1300 дней (3,6 года), полная фаза затмения — 16 месяцев. Звезда примерно в 10 раз больше Солнца по диаметру и в 100000 раз по светимости. По изменениям лучевых скоростей было определено расстояние между центрами звёзд, которое меняется от 17 до 34 а. е. Звезда класса М имеет протяжённую атмосферу, так что ещё до начала затмения белого гиганта в его спектре появляются так называемые хромосферные линии за счёт поглощения света В-звезды в атмосфере М-звезды.

Центральная часть созвездия Цефея

Интересна двойная звезда ξ Цефея, расположенная в центральной части созвездия. Она состоит из яркого компонента +4,3 зв.вел. спектрального класса А3 и компаньона +6,5 зв.вел. спектрального класса F7, расположенного на угловом расстоянии 8”.

Обратите внимание на необычную звезду μ Цефея. Из-за ее насыщенного красного цвета μ Цефея называют Гранатовой звездой. Она считается самой красной звездой Северного полушария неба, видимой невооруженным глазом. Но наиболее отчетливо ее цвет заметен при наблюдении в бинокль или телескоп. μ Цефея является полуправильной переменной звездой, изменяющей свой блеск в пределах от +3,9 до +4,5 зв.вел. в среднем за 755 дней. Но иногда в максимуме блеска она достигает +3,4 зв.вел., а в минимуме – плюс 5,1 зв.вел.

Назад к списку созвездий