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Delta Cephei

étoile variable de la constellation de Céphée

Delta de Céphée

Delta Cephei
Description de cette image, également commentée ci-après
Image de δ Cephei (au centre).
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 22h 29m 10,27s[1]
Déclinaison +58° 24′ 54,7″[1]
Constellation Céphée
Magnitude apparente 3,48 à 4,37[2]

Localisation dans la constellation : Céphée

(Voir situation dans la constellation : Céphée)
Caractéristiques
Type spectral F5 Iab (F5Ib-G2Ib)[3] + B7-8[4]
Indice U-B +0,40[5]
Indice B-V +0,60[5]
Variabilité céphéide classique[2]
Astrométrie
Vitesse radiale −24,00 km/s[6]
Mouvement propre μα = 15,35 mas/a[1]
μδ = 3,52 mas/a[1]
Parallaxe 3,77 ± 0,16 mas[1]
Distance 865 ± 38 al
(265 ± 12 pc)
Magnitude absolue −3,47
Caractéristiques physiques
Masse 5 M☉
Rayon 41,6 R☉
Luminosité 2 000 L☉
Température 5 500 - 6 800 K
Âge ~10 × 108 a

Désignations

δ Cep, 27 Cep, HR 8571, HD 213306, SAO 34508, BD+57°2548, FK5 857, HIP 110991, WDS J22292 +5825A[7]

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Delta Cephei (δ Cep) est un système d'étoiles quadruple de la constellation de Céphée.

L'étoile primaire du système, désignée Delta Cephei A, est le prototype des céphéides, un type d'étoile variable pulsante qui connaissent des variations périodiques de leur luminosité et qui sont utilisées en tant que chandelles standard. Sa variabilité a été découverte par John Goodricke en 1784, ce qui en fait la seconde céphéide découverte après Eta Aquilae, plus tôt dans la même année.

Variabilité intrinsèque

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Courbe de lumière de Delta Cephei : variation de sa magnitude en fonction de sa phase.

À la différence d'Algol, une étoile binaire à éclipses, la variabilité de Delta Cephei A est due aux pulsations de l'étoile. Elle varie d'une magnitude de 3,6 à 4,3, et son type spectral fluctue également entre F5 et G3. La période est de 5,366 34 jours ; l'évolution vers le maximum est plus rapide que le déclin vers le minimum. Plus tard, on a découvert qu'il y a deux types de céphéides, et Delta Cephei est connue à ce jour comme étant de type I (classique).

On pense que les étoiles de ce type se forment avec des masses allant de 3 à 30 fois celle du Soleil, puis passent dans la séquence principale comme des étoiles de type B. Après que l'hydrogène de leur cœur se soit épuisé, ces étoiles instables sont à présent atteint un stade plus avancé de fusion nucléaire.

Utilisation comme chandelle standard

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La connaissance de la distance de Delta Cephei et des autres dans son type, est essentielle pour calibrer leur rapport période-luminosité ; ces efforts ont été troublés jusqu'à maintenant par l'exactitude du parallaxe. Cependant, en 2002, le télescope spatial Hubble a été utilisé pour déterminer la distance de Delta Cephei (et de RR Lyrae, une autre chandelle standard) à moins de 4 % : 273 parsecs, ou 890 années-lumière.

Système stellaire

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Delta Cephei est un système stellaire quadruple, composé de deux paires d'étoiles. Delta Cephei A, la supergéante, possède un compagnon découvert en 2015 par la méthode des vitesses radiales. Il orbite selon une période d'environ 6 ans[6].

Une composante visuelle, désignée Delta Cephei C et située à 41 secondes d'arc de Delta Cephei A, lui est probablement physiquement liée. Cette composante C est elle-même une binaire spectroscopique et/ou astrométrique[8],[6]. Son type spectral combiné correspond à celui d'une étoile bleue de type B7-8[4].

 
Courbe de la vitesse radiale de Delta Cephei A, par le télescope Hermes. L'offset entre les points de couleur identique est dû au compagnon spectroscopique, Delta Cephei B.

Références

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  1. ↑ a b c d et e (en) F. van Leeuwen, « Validation of the new Hipparcos reduction », Astronomy and Astrophysics, vol. 474, no 2,‎ , p. 653–664 (DOI 10.1051/0004-6361:20078357, Bibcode 2007A&A...474..653V, arXiv 0708.1752)
  2. ↑ a et b (en) N. N. Samus', E. V. Kazarovets et al., « General Catalogue of Variable Stars: Version GCVS 5.1 », Astronomy Reports, vol. 61, no 1,‎ , p. 80-88 (DOI 10.1134/S1063772917010085, Bibcode 2017ARep...61...80S, lire en ligne)
  3. ↑ (en) S. G. Engle, E. F. Guinan, G. M. Harper, H. R. Neilson et N. R. Evans, « The Secret Lives of Cepheids: Evolutionary Changes and Pulsation-induced Shock Heating in the Prototype Classical Cepheid δ Cep », The Astrophysical Journal, vol. 794, no 1,‎ , p. 80 (DOI 10.1088/0004-637X/794/1/80, Bibcode 2014ApJ...794...80E, arXiv 1409.8628)
  4. ↑ a et b (en) Nancy Remage Evans, « Binary Cepheids: Separations and Mass Ratios in 5 M☉ Binaries », The Astronomical Journal, vol. 146, no 4,‎ , p. 93 (DOI 10.1088/0004-6256/146/4/93, Bibcode 2013AJ....146...93E, arXiv 1307.7123)
  5. ↑ a et b (en) D. Hoffleit et W. H. Warren, « Bright Star Catalogue, 5e éd. », Catalogue de données en ligne VizieR : V/50. Publié à l'origine dans : 1964BS....C......0H, vol. 5050,‎ (Bibcode 1995yCat.5050....0H)
  6. ↑ a b et c (en) R.I. Anderson, « Revealing δ Cephei's Secret Companion and Intriguing Past », The Astrophysical Journal, vol. 804, no 2,‎ , p. 144–155 (DOI 10.1088/0004-637X/804/2/144, Bibcode 2015ApJ...804..144A, arXiv 1503.04116)
  7. ↑ (en) * del Cep -- Classical Cepheid Variable sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  8. ↑ (en) Brian D. Mason et al., « The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog », The Astronomical Journal, vol. 122, no 6,‎ , p. 3466 (DOI 10.1086/323920, Bibcode 2001AJ....122.3466M)

Voir aussi

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Liens externes

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