{{위키데이터 속성 추적}}
{{항성 정보
| 이름 = 세페우스자리 델타
| 그림 = Dceph.jpg
| 적경 = {{RA|22|29|10.2663}}<ref name = SIMBAD>{{웹 인용|
 | 저자 = SIMBAD 
 | 연도 = 
 | 제목 = V* del Cep -- Classical Cepheid (delta Cep type)
 | url = http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=Delta+cephei
 | 확인날짜 = 2009-03-22
 }}</ref>
| 적위 = {{DEC|+58|24|54.715}}<ref name = SIMBAD />
| 연주시차 = 3.32 ± 0.58 [[밀리초각]]<ref name = SIMBAD />
| 분광형 = F5 Iab<ref name = SIMBAD />
| 겉보기등급 = + 3.5 ~ + 4.3<ref name=Kaler>{{웹 인용
 |1            = 
 |저자       = 짐 케일러
 |연도       = 
 |제목       = DELTA CEP (Delta Cephei)
 |url          = http://www.astro.uiuc.edu/~jkaler/sow/deltacep.html
 |확인날짜 = 2009-03-15
}}{{깨진 링크|url=http://www.astro.uiuc.edu/~jkaler/sow/deltacep.html }}</ref>
| 표면온도 = 5,500 ~ 6,800 [[켈빈]]<ref name = Kaler />
| 거리 = 828 ± 98 [[광년]]<ref name = armstrong />
| 광도 = 2,000 [[태양광도]]<ref name = Kaler />
| 크기 = 41.5 [[태양반경]]<ref name = armstrong />
| 동반성 수 = 1
| 다른 이름 =  IDS 22254+5754 A, SAO 34508, GC 31421, IRAS 22273+5809, 세페우스자리 27, ADS 15987 A, 2MASS J22291029+5824549, GSC 03995-01479, UBV 21546, HD 213306, CCDM J22292+5825A, HIC 110991, AAVSO 2225+57, HIP 110991, HR 8571, ROT 3272<ref name = SIMBAD />
}}
'''세페우스자리 델타'''는 [[세페우스자리]] 방향으로 지구에서 828광년 떨어진 곳에 있는 [[변광성]]이다. 이 별은 [[세페이드 변광성]]의 원형 별로, 1784년 영국의 존 구드리케가 변광성의 성질이 있음을 발견했다. 여러 세페이드 변광성들 중에서도 델타는 여러 가지 특징 때문에 초보자도 쉽게 관측할 수 있는 별이다.

== 관측 역사 ==
18세기 말까지 과학계에 알려진 [[변광성]]은 고작 여섯 개에 불과했다. 당시 영국의 [[천문학자]] [[에드워드 피곳]]은 자신의 친구 [[존 구드릭]]과 함께 숨겨진 변광성들을 찾는 작업에 착수했다.<ref name = AAVSO /> 1784년 구드릭은 [[알골]]과 [[독수리자리 에타]]가 변광성의 성질을 갖고 있음을 발견했다. 한 달 뒤 9월 그는 세페우스자리의 델타별이 변광성임을 최초로 발견했다.<ref name = David /> 이후 델타별과 유사한 밝기 변화 양상을 보여주는 변광성들이 계속 발견되었으며, 이러한 변광성들은 세페우스자리 델타의 이름을 따서 '''[[세페이드 변광성]]'''으로 불리게 되었다. 1912년 [[헨리에타 스완 리빗]]은 세페이드 변광성들의 변광 주기와 광도 사이에 매우 정확한 상관관계가 있음을 발견했고 이를 [[광도-주기 관계]]로 정리했다. 이 발견은 우주의 크기를 측정하는 데 있어 획기적인 전기가 되었으며, 광도와 주기의 정확한 상관관계를 통해 세페이드 변광성은 아주 멀리 떨어진 천체의 거리도 정확하게 구할 수 있는 길잡이로 자리매김했다.<ref name = AAVSO />

== 물리적 특징 ==
델타는 [[세페이드 변광성]]의 원형별이며 매우 규칙적인 변광 주기를 보여준다. 구체적인 변광 주기는 5.36627일로, 겉보기 밝기는 가장 밝을 때 + 3.5부터 어두워질 때 + 4.3까지 변한다.<ref name = Kaler /><ref>{{저널 인용
 | 인용 = 
 | 저자 = Mourard, D.; Bonneau, D.; Koechlin, L.; Labeyrie, A.; Morand, F.; Stee, P.; Tallon-Bosc, I.; Vakili, F. 
 | 연도 = 1997-02
 | 제목 = The mean angular diameter of δ Cephei measured by optical long-baseline interferometry
 | 저널 = Astronomy and Astrophysics
 | volume = 317
 | issue = 1
 | 쪽 = 789-792 
 | pmid =
 | doi = 
 | id = 
 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1997A%26A...317..789M
 | 형식 = 
 | 확인날짜 = 2009-03-15
 }}</ref> 세페우스자리 델타는 다소 가파르게 밝기가 상승했다가 완만한 속도로 어두워진다.(이는 델타뿐 아니라 대다수의 세페이드 변광성들이 보여주는 특징이다)<ref name=DOOSAN>{{웹 인용
 |1            = 
 |저자       = 두산 엔싸이버
 |연도       = 
 |제목       = 두산엔싸이버 - 세페이드변광성
 |url          = http://logencyber.encyber.com/search_w/ctdetail.php?masterno=151444&contentno=151444
 |확인날짜 = 2009-03-30
}}{{깨진 링크|url=http://logencyber.encyber.com/search_w/ctdetail.php?masterno=151444&contentno=151444 }}</ref>

세페이드 변광성은 광도가 높아질수록 변광 주기가 길어지는 특성을 갖고 있다. 따라서 어떤 세페이드의 주기를 알면 그 별의 광도를 알 수 있기 때문에 관측자가 지구로부터 세페이드까지의 거리를 구하는 데 필요한 것은 [[겉보기 등급]] 하나면 충분하다.<ref name = Kaler />

시직경을 통해 계산한 델타의 실제 크기는 천문학자들마다 조금씩 다르지만, 대체로 비슷한 수준의 결과를 보여준다. 구체적으로 레이니 연구진(1995년)은 [[태양 반경]]의 41.5배, 기렌 연구진(1999년)은 43.8배, Caccin(1981년)은 42.4배로 잡았다. 이 중 레이니의 결과를 이용하여 이 별과 지구 간 거리를 구하면 828 ± 98[[광년]]이 나온다.<ref name = armstrong>{{저널 인용
 | 인용 = 
 | 저자 = Armstrong, J. T.; Nordgren, Tyler E.; Germain, M. E.; Hajian, Arsen R.; Hindsley, R. B.; Hummel, C. A.; Mozurkewich, D.; Thessin, R. N.
 | 연도 = 2001-01
 | 제목 = Diameters of δ Cephei and η Aquilae Measured with the Navy Prototype Optical Interferometer
 | 저널 = The Astronomical Journal
 | volume = 121
 | issue = 1
 | 쪽 = 476-481
 | pmid =
 | doi = 10.1086/318007
 | id = 
 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2001AJ....121..476A
 | 형식 = 
 | 확인날짜 = 2009-03-15
 }}</ref>

세페우스자리 델타 주위에는 [[별주위외피층]](CSE)이 존재한다.<ref>{{저널 인용
 | 인용 = 
 | 저자 = Mérand, A.; Kervella, P.; Coudé Du Foresto, V.; Perrin, G.; Ridgway, S. T.; Aufdenberg, J. P.; Ten Brummelaar, T. A.; McAlister, H. A.; Sturmann, L.; Sturmann, J.; Turner, N. H.; Berger, D. H.
 | 연도 = 2006-07
 | 제목 = Extended envelopes around Galactic Cepheids. II. Polaris and δ Cephei from near-infrared interferometry with CHARA/FLUOR
 | 저널 = Astronomy and Astrophysics
 | volume = 453
 | issue = 1
 | 쪽 = 155-162
 | pmid =
 | doi = 10.1051/0004-6361:20054466
 | id = 
 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2006A%26A...453..155M
 | 형식 = 
 | 확인날짜 = 2009-03-15
 }}</ref>

세페우스자리 델타는 밝은 본체 외에 어두운 천체 델타 '''B''', '''C''' 둘을 거느리고 있다. 세페우스자리 델타 '''B'''는 주성 A 근처에 있지만 실제로는 [[중력]]으로 묶여 있지 않은, 서로 관계 없는 천체일 가능성이 높다.<ref name=seds>{{웹 인용
 |1            = 
 |저자       = seds.org
 |url          = http://seds.org/~spider/spider/Vars/deltaCep.html
 |연도       = 
 |제목       = Delta Cephei, 27 Cephei
 |확인날짜 = 2009-03-22
 |보존url    = https://archive.today/20121221024902/http://spider.seds.org/spider/Vars/deltaCep.html#
 |보존날짜 = 2012-12-21
 |url-status = dead
}}</ref> 또다른 동반 천체 '''C'''의 질량은 태양의 4배 정도이며, 질량은 델타보다 작아서 주성에 비해 [[항성진화|진화]] 속도가 느리다. 밤하늘에서 델타로부터 약 41초각 떨어진 곳에 자리잡고 있는데, 주성으로부터 약 12,000 [[천문단위]] 떨어져 있다. C와 주성 A는 B와는 달리 [[중력]]으로 서로 묶여 있는 것으로 보인다. C의 밝기는 태양의 500배 정도이며, 우리 눈에는 7.5등급의 밝기로 보인다(맨눈으로는 볼 수 없다). [[분광형]]은 [[시리우스]]나 [[베가]]와 비슷한 A0이다.<ref name = Kaler />

1968년 비트리첸코는 C가 주성 A(밝은 초거성)와 중력으로 묶여 있는, [[계 (물리학)|계]](系)의 구성원임을 주장하는 논문을 발표했다. C는 시선 속도가 빠른 속도로 요동치고 있었으나, 광전관측 결과 [[식현상|식]](蝕) 현상을 보이지는 않았다. 따라서 C는 [[분광쌍성]]이지만 [[식쌍성]]은 아님을 알 수 있다. 이는 C가 A로부터 그리 멀리 떨어지지 않은 곳에 있지만, C의 공전 궤도가 우리의 시선 방향과 평행하게 놓여 있지 않음을 뜻한다.<ref>{{저널 인용
 | 인용 = 
 | 저자 = E. A. Vitrichenko, G. S. Tsarevskii 
 | 연도 = 1968-03-04
 | 제목 = The blue companion of Delta Cephei(Cep C)
 | 저널 = American Institute of Physics
 | volume = 46
 | issue = 1
 | 쪽 = 159 
 | pmid =
 | doi = 
 | id = 
 | url = 
 | 형식 = 
 | 확인날짜 = 2009-03-20
 }}</ref>

== 관측 ==
세페우스자리 델타는 초심자들이 관측하기가 가장 쉬운 변광성이다. 델타를 훌륭한 관측 대상으로 만드는 특징들은 다음과 같다.

# 델타는 밝기가 변하는 전 기간 동안의 과정을 전부 맨눈으로 관찰할 수 있을 정도로 밝다. [[광공해]]의 영향을 어느 정도 받는 도심지에서도 관측이 가능하며, [[쌍안경]]이나 [[망원경]]을 특별히 필요로 하지 않는다.<ref name = David>{{저널 인용
 | 인용 = 
 | 저자 = David G.Turner
 | 연도 = 1999-10
 | 제목 = Observing Delta Cephei as an observing project for the unaided eye
 | 저널 = The Royal Astronomical Society of Canada
 | volume = 93
 | issue = 
 | 쪽 = 228-232
 | pmid =
 | doi = 
 | id = 
 | url = 
 | 형식 = 
 | 확인날짜 = 2009-03-19
 }}</ref>
# 변광 주기가 짧다. 밝기 변화 주기가 며칠 정도로 짧아서 초심자들이 관측 결과를 신속하게 내놓을 수 있다. 반면 다른 세페이드 변광성들은 주기가 세페우스자리 델타보다 길기 때문에 초심자들이 관측하기에는 적합하지 않다.<ref name = David />
# [[기준성]]들이 비교적 좁은 시야각 내에 여럿 존재하기 때문에, 한눈에 밝기를 비교, 기록하기 쉽다.<ref name = David />
# 델타는 북반구 하늘에서 [[천정]]에 가깝기 때문에 북위 58도<ref name=AAVSO>{{웹 인용
 |1            = 
 |저자       = AAVSO
 |연도       = 2000-09
 |제목       = Variable Star Of The Month: September, 2000: Delta Cephei
 |url          = http://www.aavso.org/vstar/vsots/0900.shtml
 |확인날짜 = 2009-03-22
 |보존url    = https://web.archive.org/web/20030705124442/http://www.aavso.org/vstar/vsots/0900.shtml
 |보존날짜 = 2003-07-05
 |확인날짜 = 2008-06-21
 |url-status = live
}}</ref> 위로 거주하는 관측자 눈으로 볼 때 지평선 아래로 지지 않는다. 따라서 관측 시간을 충분히 확보할 수 있다.
# 근처에 관측을 방해할만한 밝은 천체가 없다.<ref name = David /><ref>또 다른 대표적인 [[세페이드 변광성]] [[메크부다]]의 경우 황도 근처에 자리잡고 있기 때문에 [[달]]이 종종 가려 세페우스자리 델타만큼 안정적인 관측 시간을 확보할 수 없다.</ref>

== 각주 ==
{{각주|2}}

[[분류:세페우스자리]]
[[분류:F형 초거성]]
[[분류:변광성]]
[[분류:고전적 세페이드 변광성]]
[[분류:쌍성]]
[[분류:이중성]]
[[분류:바이어 천체]]
[[분류:플램스티드 천체]]
[[분류:G형 초거성]]
[[분류:헨리 드레이퍼 목록 천체|213306]]
[[분류:HR 천체|8571]]
[[분류:히파르코스 천체|110991]]