デルタ・ケフェイ（δ Cephei）— ケフェウス座の古典的セフェイド変光星
δケフェイ（デルタ・ケフェイ）—ケフェウス座の古典的セフェイド変光星。距離校正器として視差測定・脈動・強い恒星風による質量放出と周囲の星雲形成を解明。
デルタ・ケフェイ（δ Cep、δ Cephei）は、北の王様ケフェウス座にある、有名な古典的セフェイド変光星で、地球から約887光年の距離にあります。主要成分は近接した連星系であり、視線に沿って存在するガスや塵のために星の見かけの大きさは減光の影響を受けます（観測波長によって影響の度合いが異なります）。
この星の変光は1784年にジョン・グッドリッケ（John Goodricke）によって発見され、ケフェウス座で早期に知られた変光星の一つとなりました。デルタ・ケフェイはその距離が比較的よく分かっているため重要視されています。特に、ハッブル宇宙望遠鏡やヒッパルコスの視差を用いた精密測定の対象となったこと、そして同様に距離校正に用いられる星団のメンバーであるセフェイドなどに対する研究が進められてきたことから、「基本的な距離校正器（標準光度）」として天文学上非常に重要です。デルタ・ケフェイは古典的（タイプ I）のセフェイド変光星に分類されます。
近年はポラリス（北極星）など、より近距離のセフェイドも詳細に調べられていますが、デルタ・ケフェイはその安定した周期と比較的精密な距離推定により、周期―光度関係（ルービットの法則）の絶対較正に大きく貢献してきました。周期は約5.366日で、スペクトル型は脈動に伴っておおむねF〜G型の範囲で変化します（光度変化の振幅は可視光で数十分の一〜約1等級程度）。脈動は内部のκ（カッパ）機構によって駆動され、脈動に伴う大気中のショックが観測されます。
デルタ・ケフェイは太陽の約2,000倍の光度を放出しており、強い恒星風を発生させており、脈動や衝撃波と相まって、年間(1.0 ± 0.8)×10-6太陽質量の割合で質量を放出していると推定されています（すなわち約100万年に1回の割合で太陽質量に相当する物質を失う速さ）。放出された物質はおよそ35 km s-1の速度で星の外側へ流れ出し、中心のデルタ・ケフェイを取り巻く約1パーセク規模の星雲を形成しています。この星雲には0.07〜0.21太陽質量の中性水素を含むと見積もられており、恒星風が周囲の星間物質と衝突する領域には間物質との相互作用によるバウショック（衝撃前縁）が観測されています。
デルタ・ケフェイはその物理的性質（周期、光度、半径、質量、質量放出など）を詳細に調べることで、より遠方の銀河における距離測定や宇宙論的スケールの確立に寄与しています。観測は可視光から赤外、紫外、スペクトル線の時間変化まで幅広く行われており、今後もセフェイド研究の中心的対象であり続ける星です。
デルタCepheiの光曲線のマグニチュード対脈動位相を示す
デルタセッペイ周辺のバウショック
質問と回答
Q: デルタ・セペイとは何ですか?
A: デルタ・セペイ（δ Cep, δ Cephei）は、王者ケフェウス座の北、約887光年の距離にある連星系です。
Q: Δケプヘイは誰が発見したのですか?
A: δケフェイは1784年にジョン・グッドリッキーによって発見されました。
Q: ケフェウス座はどのくらい遠くにあるのですか?
A: デルタ・セペイ星は地球から約887光年の距離にあります。
Q: デルタ・セペイを重要視する理由は何ですか?
A: デルタ・セペイの距離は、星団に近いことと、ハッブル宇宙望遠鏡・ヒッパルコスの視差が正確な結果を出していることから、非常によく知られています。そのため、「基本距離較正器」、すなわち絶対蝋燭として知られています。
Q:「デルタ・セフィエ」とは、どんな変光星なのでしょうか?
A: デルタ・セフィエイは、古典型（I型）のセフィード変光星に分類されます。
Q:太陽の光と比べて、デルタセペイの光度はどのぐらい?
A:太陽の約2,000倍の輝度を持つ。
Q:デルタセペイから排出されるガスの質量は?
A:デルタセフィーから排出されるガスには、0.07〜0.21太陽質量の中性水素が含まれています。
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