Delta Cephei

aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie
Wechseln zu: Navigation, Suche
Stern
Delta Cephei
Dceph.jpg
StarArrowOL.svg
Cepheus constellation map.png
Beobachtungsdaten
ÄquinoktiumJ2000.0, Epoche: J2000.0
Sternbild Kepheus
Rektaszension 22h 29m 10,27s [1]
Deklination +58° 24′ 54,7″ [1]
Scheinbare Helligkeit 3,48 – 4,37 mag
Typisierung
Spektralklasse F5 Iab (F5Ib - G2Ib)
B−V-Farbindex +0,60 
U−B-Farbindex +0,36 
Veränderlicher Sterntyp Cepheide
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit −16,8 km/s [1]
Parallaxe Hip: 3,77 ± 0,16 mas
HST: 3,66 ± 0,15 mas [1]
Entfernung [2][3] 887 ± 26 Lj
272 ± 8 pc
Visuelle Absolute Helligkeit Mvis −3,47 ± 0,10 mag
Eigenbewegung 
Rek.-Anteil: 15,35 mas/a
Dekl.-Anteil: 3,52 mas/a
Physikalische Eigenschaften
Masse 4,5 M [4]
Radius 44,5 R [4]
Leuchtkraft

2000 L [4]

Oberflächentemperatur 5.500 - 6.800 K
Metallizität [Fe/H] +0,08 [5]
Rotationsdauer 40 d [6]
Alter 108 a
Andere Bezeichnungen
und Katalogeinträge
Bayer-Bezeichnung δ Cephei
Flamsteed-Bezeichnung 27 Cephei
Bonner Durchmusterung BD +57 2548
Bright-Star-Katalog HR 8571 [1]
Henry-Draper-Katalog HD 213306 [2]
Hipparcos-Katalog HIP 110991 [3]
SAO-Katalog SAO 34508 [4]
Tycho-Katalog TYC 3995-1479-1[5]
2MASS 2MASS J22291029+5824549
Weitere Bezeichnungen FK5 847
Aladin previewer

Delta Cephei ist ein veränderlicher Stern im Sternbild Kepheus, dessen Veränderlichkeit 1784 vom englischen Astronomen John Goodricke entdeckt wurde.

Die Lichtkurve von δ Cephei zeigt die Magnitude in Abhängigkeit der Zeit
Schockfront um δ Cephei

Eigenschaften[Bearbeiten]

Delta Cephei ist ein gelber Überriese, der sich in einer Entfernung von 272 Parsec (887 Lichtjahren) von der Sonne befindet. Seine scheinbare Helligkeit schwankt mit einer Periode von 5,36643 Tagen zwischen 3,48m und 4,37m, wobei sich auch sein Spektraltyp zwischen F5Ib und G2Ib verändert. Damit ist eine periodische Änderung der Oberflächentemperatur um etwa 1000° verbunden.

Delta Cephei ist der Prototyp einer Klasse von pulsationsveränderlichen Sternen, den sogenannten Delta-Cephei-Sternen, die - da ihre Periodendauer nur von der Leuchtkraft abhängt - bei der Entfernungsmessung von Galaxien eine Rolle spielt.

Delta Cephei ist auch ein schon im Prismenfernglas trennbarer Doppelstern. Sein Begleitstern befindet sich bei einem Positionswinkel von 191 Grad 41" von Delta Cephei entfernt. Er hat eine scheinbare Helligkeit von 6,3m und gehört der Spektralklasse B7 an.

Weblinks[Bearbeiten]

Einzelnachweise[Bearbeiten]

  1. a b c van Leeuwen, F.: Validation of the new Hipparcos reduction. In: Astronomy and Astrophysics. 474, Nr. 2), November 2007, S. 653–664. doi:10.1051/0004-6361:20078357.
  2. G. Benedict: Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator δ Cephei. In: Astronomical Journal. 2002. doi:10.1088/0004-637X/747/2/145.
  3. D. Majaess: New Evidence Supporting Cluster Membership for the Keystone Calibrator Delta Cephei. In: Astrophysical Journal. 747, Nr. 2, 2012, S. 145. doi:10.1088/0004-637X/747/2/145.
  4. a b c L. D. et al. Matthews: New Evidence for Mass Loss from δ Cephei from H I 21 cm Line Observations. In: The Astrophysical Journal. 744, Nr. 1, Januar 2012, S. 53. doi:10.1088/0004-637X/744/1/53.
  5. M. A. T. Groenewegen: Baade-Wesselink distances and the effect of metallicity in classical cepheids. In: Astronomy and Astrophysics. 488, Nr. 1, September 2008, S. 25–35. doi:10.1051/0004-6361:200809859.
  6. Akira Uesugi: Catalogue of rotational velocities of the stars. In: Contributions from the Institute of Astrophysics and Kwasan Observatory (University of Kyoto). 1970.