Delta Cephei
Delta Cephei (δ Cep, δ Cephei) es un sistema estelar cuádruple ubicado aproximadamente a 887 años luz de distancia en la constelación norteña de Cefeo, el Rey. A esta distancia, la magnitud visual de la estrella disminuye en 0,23 como resultado de la extinción provocada por el gas y el polvo a lo largo de la línea de visión. Es el prototipo de las estrellas variables Cefeidas que sufren cambios periódicos de luminosidad.
Descubrimiento
John Goodricke descubrió que Delta Cephei era variable durante 1784. Describe su primera observación el 19 de octubre de 1784, seguida de una serie regular de observaciones la mayoría de 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 publicada formalmente el 1 de enero de 1786. Esta fue la segunda estrella variable de este tipo, habiendo sido descubierta eta Aquilae apenas unas semanas antes, el 10 de septiembre de 1784.
Propiedades
Además de ser el prototipo de la clase de estrellas variables Cefeidas, Delta Cephei se encuentra entre las estrellas de este tipo de variables más cercanas al Sol, solo Polaris está más cerca. Su variabilidad es causada por pulsaciones regulares en las capas exteriores 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, y el aumento al máximo se produce más rápido que el posterior descenso al mínimo.
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 de la relación período-luminosidad, ya que su distancia es ahora una de las establecidas con mayor precisión para una cefeida. Esta precisión se debe en parte a su pertenencia a un cúmulo de estrellas y a la disponibilidad de paralajes precisos del Telescopio Espacial Hubble/Hipparcos. Por lo tanto, en 2002, se utilizó el Telescopio Espacial Hubble para determinar la distancia a Delta Cephei con un margen de error del 4%: 273 parsecs (890 años luz) . 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, lo que equivale a 800 años luz.
Las mediciones de 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. La masa de esta compañera es aproximadamente una décima parte de la masa de Delta Cephei y las dos llegan a dentro de 2 unidades astronómicas en el paso del pericentro. La presencia de este compañero deberá tenerse en cuenta cuando Gaia mida el paralaje (distancia) de Delta Cephei. El compañero visual exterior Delta Cephei C (HD 213307) también puede ser un binario espectroscópico y astrométrico.
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 están pasando ahora por etapas posteriores de combustión nuclear. La masa estimada de Delta Cephei, derivada del índice de color, es 4,5 ± 0,3 veces la masa del Sol. En comparación, la masa derivada de los modelos evolutivos es 5,0 - 5,25 veces la masa del Sol. En esta etapa de su evolución, las capas exteriores de la estrella se han expandido hasta un promedio de 44,5 veces la circunferencia del Sol.
Delta Cephei emite alrededor de 2000 veces la luminosidad del Sol desde la atmósfera exterior. Esto está produciendo un fuerte viento estelar que, en combinación con las pulsaciones y sacudidas en la atmósfera de la estrella, está expulsando masa a una velocidad 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 ancho, centrada en Delta Cephei y que contiene entre 0,07 y 0,21 masas solares de hidrógeno neutro. Se está formando un arco de choque donde el viento estelar choca con el medio interestelar circundante.
La velocidad peculiar de Delta Cephei es 13,5 ± 2,9 km s−1 en relación con sus vecinos. Se sospecha que es un miembro del cúmulo de estrellas Cep OB6 y, por lo tanto, puede tener aproximadamente la misma edad que el cúmulo: alrededor de 79 millones de años. A una separación angular de 40 segundos de arco de Delta Cephei se encuentra una estrella compañera de magnitud 7,5 con el identificador HD 213307, denominada componente C en los catálogos de estrellas múltiples y que es visible con telescopios pequeños. 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.