Sistema estelar binario en la constelación de Cefeo
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
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]
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]
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]
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
^ abcdef van Leeuwen, F. (2007). "Validación de la nueva reducción de Hipparcos". Astronomía y Astrofísica . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Bibcode :2007A&A...474..653V. doi :10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
^ ab Engle, SG; Guinan, EF; Harper, GM; Neilson, HR; Evans, NR (2014). "Las vidas secretas de las cefeidas: cambios evolutivos y calentamiento por choque inducido por pulsación en la cefeida clásica prototípica δ Cep". The Astrophysical Journal . 794 (1): 80. arXiv : 1409.8628 . Bibcode :2014ApJ...794...80E. doi : 10.1088/0004-637X/794/1/80 . S2CID 119189134.
^ Rehacer Evans, Nancy; Marengo, M.; Barmby, P.; Matthews, LD; Bono, G.; Welch, DL; Romaniello, M.; Huelsman, D.; Su, KYL; Fazio, G. (2013). "Cefeidas binarias: separaciones y relaciones de masa en binarios 5M☉". La Revista Astronómica . 146 (4): 93. arXiv : 1307.7123 . Código Bib : 2013AJ....146...93E. doi : 10.1088/0004-6256/146/4/93 . S2CID 34133110.
^ abcde Anderson, RI (mayo de 2015). "Revelando el compañero secreto y el intrigante pasado de δ Cephei". The Astrophysical Journal . 804 (2): 144–155. arXiv : 1503.04116 . Código Bibliográfico :2015ApJ...804..144A. doi :10.1088/0004-637X/804/2/144. S2CID 118207579.
^ abcde Nardetto, N.; Hocdé, V.; Kervella, P.; Gallenne, A.; Gieren, W.; Graczyk, D.; Merand, A.; Rainer, M.; Storm, J.; Pietrzyński, G.; Pilecki, B.; Poretti, E.; Bailleul, M.; Bras, G.; Afanasiev, A. (1 de abril de 2024). "Los parámetros orbitales del sistema binario interno δ Cep determinados utilizando datos espectroscópicos HARPS-N de 2019". Astronomía y Astrofísica . 684 : L9. Código Bibliográfico :2024A&A...684L...9N. doi :10.1051/0004-6361/202449600. ISSN 0004-6361.
^ abcde Benedict, G. Fritz; et al. (2002). "Astrometría con el telescopio espacial Hubble: una paralaje del calibrador de distancia fundamental δ Cephei". Revista astronómica . 124 (3): 1695. arXiv : astro-ph/0206214 . Código Bibliográfico :2002AJ....124.1695B. doi :10.1086/342014. S2CID 42655824.
^ abc Majaess, D.; Turner, D.; Gieren, W. (2012). "Nueva evidencia que apoya la pertenencia a un cúmulo para el calibrador de la piedra angular Delta Cephei". Astrophysical Journal . 747 (2): 145. arXiv : 1201.0993 . Bibcode :2012ApJ...747..145M. doi :10.1088/0004-637X/747/2/145. S2CID 118672744.
^ abc Baines, Ellyn K.; Armstrong, J. Thomas; Clark III, James H.; Gorney, Jim; Hutter, Donald J.; Jorgensen, Anders M.; Kyte, Casey; Mozurkewich, David; Nisley, Ishara; Sanborn, Jason; Schmitt, Henrique R.; van Belle, Gerard T. (1 de noviembre de 2021). "Diámetros angulares y parámetros fundamentales de cuarenta y cuatro estrellas del interferómetro óptico de precisión de la Armada". The Astronomical Journal . 162 (5): 198. arXiv : 2211.09030 . Código Bibliográfico :2021AJ....162..198B. doi : 10.3847/1538-3881/ac2431 . ISSN 0004-6256.
^ abc Gallenne, A.; Mérand, A.; Kervella, P.; Pietrzyński, G.; Gieren, W.; Hocdé, V.; Breuval, L.; Nardetto, N.; Lagadec, E. (25 de mayo de 2021). "Envolturas extendidas alrededor de las cefeidas galácticas. V. Análisis del exceso de IR dependiente del tiempo y de múltiples longitudes de onda". Astronomía y Astrofísica . 651 : A113. arXiv : 2105.12197 . Código Bib : 2021A&A...651A.113G. doi :10.1051/0004-6361/202140350. ISSN 0004-6361.
^ Groenewegen, MAT (septiembre de 2008). "Distancias de Baade-Wesselink y el efecto de la metalicidad en cefeidas clásicas". Astronomía y Astrofísica . 488 (1): 25–35. arXiv : 0807.1269 . Bibcode :2008A&A...488...25G. doi :10.1051/0004-6361:200809859. S2CID 13871801.
^ Uesugi, Akira; Fukuda, Ichiro (1970). "Catálogo de velocidades rotacionales de las estrellas". Contribuciones del Instituto de Astrofísica y el Observatorio Kwasan . Bibcode :1970crvs.book.....U.
^ ab Matthews, LD; et al. (enero de 2012). "Nueva evidencia de pérdida de masa de δ Cephei a partir de observaciones de la línea HI de 21 cm". The Astrophysical Journal . 744 (1): 53. arXiv : 1112.0028 . Bibcode :2012ApJ...744...53M. doi :10.1088/0004-637X/744/1/53. S2CID 54073380.
^ Goodricke, J. (1786). "Una serie de observaciones y un descubrimiento del período de variación de la luz de la estrella marcada con la fórmula de Bayer, cerca de la cabeza de Cefeo. En una carta de John Goodricke, Esq. a Nevil Maskelyne, DDFRS y astrónomo real". Philosophical Transactions of the Royal Society of London . 76 : 48–61. doi : 10.1098/rstl.1786.0002 .
^ Percy, John R. (diciembre de 1984). "Los astrónomos celebran el bicentenario de las cefeidas". Boletín de la Royal Astronomical Society of Canada . 78 : L76. Código Bibliográfico :1984JRASC..78L..76P.
^ Samus, NN; Kazarovets, EV; Durlevich, OV; Kireeva, NN; Pastukhova, EN "Query= del cep". Catálogo General de Estrellas Variables: Versión GCVS 5.1 . Instituto de Astronomía de la Academia Rusa de Ciencias y Universidad Estatal Lomonosov de Moscú. Archivado desde el original el 2023-12-26 . Consultado el 2023-12-25 .
^ de Zeeuw, PT; et al. (1999). "Un censo HIPPARCOS de las asociaciones de obstetricia cercanas". Revista Astronómica . 117 (1): 354–399. arXiv : astro-ph/9809227 . Código bibliográfico : 1999AJ....117..354D. doi :10.1086/300682. S2CID 16098861.
^ Benedict, G. Fritz; et al. (2002). "Astrometría con el telescopio espacial Hubble : una paralaje del calibrador de distancia fundamental δ Cephei". The Astronomical Journal . 124 (3): 1695–1705. arXiv : astro-ph/0206214 . Código Bibliográfico :2002AJ....124.1695B. doi :10.1086/342014. S2CID 42655824.
^ Fernie, JD (1966). "Ceféidas clásicas con compañeras. I. Delta Cephei". La Revista Astronómica . 71 : 119-122. Código bibliográfico : 1966AJ.....71..119F. doi : 10.1086/109866 .
^ Turner, David G. (1998). "Monitoreo de la evolución de las estrellas variables cefeidas". Revista de la Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables . 26 (2): 101. Código Bibliográfico :1998JAVSO..26..101T.
^ Neilson, Hilding R.; Lester, John B. (septiembre de 2008). "Sobre el aumento de la pérdida de masa en las cefeidas debido a la pulsación radial". The Astrophysical Journal . 684 (1): 569–587. arXiv : 0803.4198 . Bibcode :2008ApJ...684..569N. doi :10.1086/588650. S2CID 118425772.
^ ab Remage Evans, Nancy; Marengo, M.; Barmby, P.; Matthews, LD; Bono, G.; Welch, DL; Romaniello, M.; Huelsman, D.; Su, KYL; Fazio, G. (mayo de 2010). "Descubrimiento de un arco de choque infrarrojo asociado con Delta Cephei". Boletín de la Sociedad Astronómica Americana . 41 : 839. Código Bibliográfico :2010AAS...21642601R.
^ Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, MM (enero de 2011). "Un catálogo de estrellas Hipparcos jóvenes y fugitivas a 3 kpc del Sol". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 410 (1): 190–200. arXiv : 1007.4883 . Código Bibliográfico :2011MNRAS.410..190T. doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x . S2CID 118629873.
Enlaces externos
"Delta Cephei". Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables . Septiembre de 2000. Archivado desde el original el 8 de junio de 2008. Consultado el 21 de junio de 2008 .
"Delta Cephei". Enciclopedia científica de Internet . Consultado el 21 de junio de 2008 .