Гамма Цефея

Звезда γ Цефея имеет официальное международное название Errai, утверждённое Международным астрономическим союзом в 2015 году^[5][18]. Под этим именем она упомянута во 2-м издании звёздного каталога Джузеппе Пьяцци 1814 года^[19], в других каталогах обозначалась как Er Rai^[7]. В русском языке звезда носит имя Альраи^[8].

Данное название происходит от арабского слова al-rā'ī^[12] (или ar-rä'ē^[6]:143, ěr-rä'-ē^[12][6]:147), означающего «пастух»^{[12][13][7][14][20]}. В представлении арабских кочевников данная область неба ассоциировалась со стадом овец или овечьим загоном^[7]. По одной из версий, этот пастух присматривает за «овцами», в роли которых выступает совокупность тусклых звёзд поблизости от него^[12].

«Овцами» могли быть и другие яркие звёзды созвездия Цефей. Так, звезда β Цефея носит название Альфирк, что в переводе арабского означает «стадо» или, более конкретно, «стадо овец»^[13][12][14]. Изначально это название относилось не к одной звезде, а к более крупной группе, включающей две или три звезды, среди которых α, β и, возможно, η Цефея^[12]. В частности, Улугбек называл Альдерамин (α Цефея) и близлежащие звёзды «звёздами стада»^[14].

Находящаяся неподалёку от γ Цефея оптически-двойная звезда ρ Цефея имеет арабское название Al Kalb al Rai, означающее «пастушья собака»^[13]. Иоганн Байер также обозначил некоторые звёзды созвездия Цефей (η, θ, γ, κ, π и ρ) как «пастуха», его «собаку» и «овец»^[7]. Таким образом, все эти звёзды образуют единую сюжетную группу^[12].

В китайской астрономии γ Цефея была известна под названием Шаовэй (кит. 少衛, пиньинь Shǎowèi), что означает «малый страж»^[7].

γ Цефея — спектрально-двойная звезда^[9], т. е. её двойственность обнаруживается по периодическому смещению спектральных линий одного из компонентов то в более длинноволновую, то в более коротковолновую области спектра вследствие эффекта Доплера, вызванного обращением обоих компонентов вокруг х общего центра масс^[21].

Система находится в созвездии Цефей на расстоянии 13,78 ± 0,03 пк (около 45 световых лет) от Солнца^[1] и движется к Солнцу с лучевой скоростью, по разным данным, 42,82 ± 0,30 км/с^[22] или 42,09 ± 0,09 км/с^[23]. Возраст системы оценивается в 5,7+0,8
−0,9 млрд лет^[1]. Главный компонент системы обозначается буквой A, вторичный (менее массивный) – буквой B.

Главный компонент, Гамма Цефея A, — оранжевый субгигант либо гигант спектрального класса K1 III–IV^{[9][2][23][10]}. Промежуточный класс светимости (III–IV) означает, что эта звезда в ходе своей эволюции относительно недавно покинула главную последовательность и только начинает подниматься по ветви красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, находясь между стадиями субгиганта (IV) и гиганта (III)^[2].

В 2006 году астроном Гильермо Торрес из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики реконструировал трёхмерную орбиту двойной системы γ Цефея на основе объединённого анализа большой совокупности данных по колебаниям лучевой скорости главного компонента, а также астрометрических данных о его небесных координатах и собственном движении (собранных как космическим телескопом «Гиппаркос» в 1989—1993 годах, так и наземными телескопами за весь XX век). На основе этой реконструкции была вычислена масса главного компонента: M_A = 1,18 ± 0,11 M_⊙^[2].

С помощью высокоточного астрономического оптического интерферометра Navy Precision Optical Interferometer, в 1999 году был измерен угловой диаметр звезды Гамма Цефея A, составивший 3,24 ± 0,03 мс дуги. С учётом расстояния до звезды это означает, что её радиус равен R_A = 4,790 ± 0,052 R_⊙^[2].

С другой стороны, сравнение теоретической модели звезды Гамма Цефея A с наблюдательными астросейсмологическими данными по её солнцеподобным осцилляциям, проведённое в 2023 году, дало для массы и радиуса звезды значения M_A = 1,27+0,05
−0,07 M_⊙ и R_A = 4,74+0,07
−0,08 R_⊙^[1].

Эффективная температура фотосферы γ Цефея A, по данным разных работ, лежит в интервале между 4300 и 5000 К^[2].

Визуальная видимая звёздная величина (т. е. звёздная величина в фотометрической полосе V) данного компонента равна m_V = 3,212 ± 0,008^[1], вследствие чего он виден невооружённым глазом. Видимая звёздная величина в фотометрической полосе G космического телескопа Gaia (охватывающей диапазон длин волн 330—1050 нм^[24]) равна m_G = 2,9456 ± 0,031. С учётом расстояния до звезды это означает, что светимость γ Цефея A в данном диапазоне длин волн равна L_G = 10,48 ± 0,23 L_⊙^[1].

Гамма Цефея B — красный карлик спектрального класса M4 V^[2][11] и массой, по разным оценкам, 0,328+0,009
−0,012 M_⊙^[1], 0,362 ± 0,022 M_⊙^[2], 0,39 ± 0,03 M_⊙^[23] или 0,409 ± 0,018 M_⊙^[11]. Предположительно, его блеск примерно на 6,4 звёздной величины меньше блеска главного компонента^[2] (то есть составляет около 9,6^m).

Оба компонента — A и B — обращаются вокруг общего центра масс с орбитальным периодом 66,8 ± 1,4 года. Эллиптическая орбита любого из компонентов в системе отсчёта, связанной с другим компонентом, имеет большую полуось 19,02 ± 0,64 а. е. и эксцентриситет 0,4085 ± 0,0065 (т. е. орбита является сильно вытянутой)^[2][11].

Вокруг звезды Гамма Цефея A обращается экзопланета Гамма Цефея A b — газовый гигант^[25], масса которого составляет, по разным оценкам, 6,6+2,3
−2,8 M_J^[1] или 9,4+0,7
−1,1 M_J^[26]. Он обращается вокруг своей звезды с периодом 2,48 года (около 906 суток) по эллиптической орбите с большой полуосью около 2,13 ± 0,05 а. е. и эксцентриситетом 0,12 ± 0,05^[27].

Значения массы компонентов Гамма Цефея A и B, а также экзопланеты Гамма Цефея A b, по данным разных работ, суммированы в таблице ниже (для планеты в некоторых случаях приведены минимальные значения массы).

Первые признаки наличия экзопланеты у звезды Гамма Цефея A были обнаружены канадскими астрономами Брюсом Кэмпбеллом, Гордоном Уолкером и Стивенсоном Янгом в 1988 году^[15][17]. Но только в 2002 году существование планеты было подтверждено методом доплеровской спектроскопии на основании наблюдательных данных, собранных в обсерватории Мак-Доналд в период с 1981 по 2002 год^[16][27].

Вследствие прецессии оси вращения Земли примерно с 3100 года γ Цефея станет поляри́ссимой (полярной) Северного полюса мира^[28][14], и будет ею примерно до 5100 года^[28].

В таблице ниже перечислены звёздные системы, находящиеся на расстоянии в пределах 20 световых лет от γ Цефея^[29].