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Delta Cephei

Delta Cephei (δ Cep, δ Cephei) es un sistema estelar cuádruple [4] situado aproximadamente a 887 años luz de distancia en la constelación norteña de Cefeo , el Rey. A esta distancia, la magnitud visual de la estrella se ve disminuida en 0,23 como resultado de la extinción causada por el gas y el polvo a lo largo de la línea de visión. [6] Es el prototipo de las estrellas variables Cefeidas que experimentan cambios periódicos de luminosidad.

Descubrimiento

Imagen de Delta Cephei, en el centro.

John Goodricke descubrió que Delta Cephei era variable en 1784. Describió su primera observación el 19 de octubre de 1784, seguida de una serie regular de observaciones casi todas las noches hasta el 28 de diciembre. Se realizaron más observaciones durante la primera mitad de 1785, la variabilidad se describió en una carta fechada el 28 de junio de 1785 y se publicó formalmente el 1 de enero de 1786. [13] Esta fue la segunda estrella variable de este tipo, ya que Eta Aquilae se descubrió solo unas semanas antes, el 10 de septiembre de 1784. [14]

Propiedades

Además de ser el prototipo de la clase de estrellas variables Cefeidas, Delta Cephei es una de las estrellas de este tipo de variables más cercanas al Sol , sólo por detrás de Polaris . Su variabilidad está causada por pulsaciones regulares en las capas externas de la estrella. Varía de magnitud 3,48 a 4,37, y su clasificación estelar también varía, desde aproximadamente F5 a G3. El período de pulsación es de 5,366249 días, con un ascenso al máximo que ocurre más rápido que el posterior descenso al mínimo. [15]

Curvas de luz UBVRI plegadas en fase de Delta Cephei que muestran la magnitud versus la fase de pulsación. [2]

Debido a que el período de esta clase de variable depende de la luminosidad de la estrella, Delta Cephei es de particular importancia como calibrador para la relación período-luminosidad , ya que su distancia es ahora una de las más precisamente establecidas para una cefeida. Esta precisión se debe en parte a su pertenencia a un cúmulo estelar [7] [16] y la disponibilidad de paralajes precisos del Telescopio Espacial Hubble / Hipparcos . [6] Por lo tanto, en 2002, el Telescopio Espacial Hubble se utilizó para determinar la distancia a Delta Cephei con un margen de error del 4% : 273 parsecs (890 años luz ) . [17] Sin embargo, un nuevo análisis de los datos de Hipparcos encontró un paralaje mayor que antes, lo que lleva a una distancia más corta de 244 ± 10 pc , que es equivalente a 800 años luz. [4]

Curva de velocidad radial de Hermes de Delta Cephei A. El desplazamiento entre puntos de idéntico color se debe al compañero espectroscópico, Delta Cephei B.

Las mediciones de la velocidad radial de Delta Cephei han revelado la presencia de una pequeña estrella compañera espectroscópica en una órbita de 6 años alrededor de Delta Cephei A. [4] La masa de esta compañera es aproximadamente una décima parte de la masa de Delta Cephei y las dos se encuentran a 2  unidades astronómicas de diferencia en el paso por el pericentro . La presencia de esta compañera deberá tenerse en cuenta cuando Gaia mida la paralaje (distancia) de Delta Cephei . La compañera visual exterior Delta Cephei C (HD 213307) también puede ser una binaria espectroscópica [18] y astrométrica. [6]

Se cree que las estrellas de este tipo se forman con masas de 3 a 12 veces la del Sol , y luego han pasado por la secuencia principal como estrellas de tipo B. Con el hidrógeno consumido en su región central, estas estrellas inestables ahora están pasando por etapas posteriores de combustión nuclear. [19] La masa de la estrella se ha determinado espectroscópicamente en 5,3 veces la masa del Sol . [5] En esta etapa de su evolución, las capas externas de la estrella se han expandido a un promedio de 46 veces la circunferencia del Sol. [8]

Arco de choque alrededor de Delta Cephei

Delta Cephei está emitiendo alrededor de 1.900 veces la luminosidad del Sol desde la atmósfera exterior . [9] Esto está produciendo un fuerte viento estelar , que, en combinación con las pulsaciones y choques en la atmósfera de la estrella, [20] está expulsando masa a una tasa de (1,0 ± 0,8) × 10 −6 masas solares por año, o el equivalente a la masa del Sol aproximadamente cada millón de años. Esta materia fluye hacia afuera a una velocidad de aproximadamente 35 km s −1 . El resultado de este gas expulsado es la formación de una nebulosa de aproximadamente 1 pársec de diámetro, centrada en Delta Cephei, y que contiene entre 0,07 y 0,21 masas solares de hidrógeno neutro . [12] Se está formando un arco de choque donde el viento estelar está colisionando con el medio interestelar circundante . [21]

La velocidad peculiar de Delta Cephei es de 13,5 ± 2,9 km s −1 en relación con sus vecinas. [22] Se sospecha que es miembro del cúmulo estelar Cep OB6 y, por lo tanto, puede tener más o menos la misma edad que el cúmulo: alrededor de 79 millones de años. [7] A una separación angular de 40  segundos de arco de Delta Cephei hay una estrella compañera de magnitud 7,5 con el identificador HD 213307, llamado componente C en múltiples catálogos de estrellas, que es visible en pequeños telescopios. HD 213307 en sí es un sistema estelar binario con una clasificación estelar combinada de B7–8 III–IV . Está calentando la materia expulsada por el viento estelar de Delta Cephei, lo que hace que el material circunestelar circundante emita radiación infrarroja. [21]

Referencias

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