Delta Cephei

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Delta Cephei
Dceph.jpg
Campo de estrellas en el que destaca δ Cephei en el centro.
Clasificación Supergigante amarilla
Clase espectral F5 Iab (F5Ib-G1Ib) [1]
Tipo de variable cefeida
Periodo de variabilidad 5.36634 días
Distancia del sol 890 años luz (273 parsecs )
Constelación Cefeo
Coordenadas
(en el momento J2000.0 )
Ascensión recta 22 h 29 m 10.27 s
Declinación + 58 ° 24 ′ 54,7 ″
Datos físicos
Diámetro medio 57 824 000 kilometros
Radio medio 44,5 [1] R
Masa
Velocidad de rotacion ~ 9 km / s
Temperatura
superficial
5500-6800 K (promedio)
Brillo
2000 [1] L
Índice de color ( BV ) 0,60
Edad estimada ~ 10 8 años
Datos de observación
Aplicación Magnitude. 4.07 (3.48-4.37)
Magnitud abs. -3,47 [1]
Paralaje 3,66 ± 0,15 máx.
Moto propia AR : 16,47 ± 0,69 mas / año
Dic : 3,55 ± 0,64 mas / año
Velocidad radial -16,8 km / s
Nomenclaturas alternativas
27 Cep, HR 8571, BD + 57 ° 2548, HD 213306, SAO 34508, FK5 847, AAVSO 2225 + 57, IRAS 22273 + 5809, HIP 110991

Coordenadas : Carta celeste 22 h 29 m 10,27 s , + 58 ° 24 ′ 54,7 ″

Delta Cephei ( δ Cep / δ Cephei ) es una cefeida supergigante de estrella amarilla con una magnitud aparente de 3,48 a 4,37 y un período de 5,37 días [2] , ubicada en la constelación de Cefeo . Es la segunda cefeida descubierta ( Goodricke , 1784 ) y una de las más brillantes del cielo.

Características

Curva de luz : notamos que el brillo aumenta rápidamente y luego disminuye lentamente.

La estrella tarda menos en alcanzar el brillo máximo y más en alcanzar el mínimo; en el mismo lapso de tiempo, su clase espectral también varía: de F5 a G3.

Se cree que las estrellas de este género se forman con una masa de 3 a 30 veces mayor que la del Sol , y hace mucho que pasaron la fase de secuencia principal como estrellas de Clase B. Después de haber agotado su combustible nuclear , el hidrógeno , presente en el núcleo, estas estrellas inestables están pasando ahora por las últimas etapas de su evolución . [3]

Delta Cephei tiene aproximadamente 2000 veces el brillo del Sol, produciendo un fuerte viento estelar que, en combinación con las pulsaciones estelares, tiene una tasa de eyección de masa de aproximadamente (1,0 ± 0,8) masas solares por millón de años. Esta materia fluye hacia el exterior a una velocidad de unos 35 km s –1 . El resultado de este gas expulsado es la formación de una nebulosa de aproximadamente un parsec de diámetro que contiene 0.07-0.21 masas solares de hidrógeno neutro [1] . Cuando el viento estelar entra en conflicto con el medio interestelar circundante, se forma una onda de arco [4] .

Delta Cephei también tiene una compañera, una estrella de clase B 500 veces más brillante que el Sol. Está a unos 41 segundos de arco de la principal, que está a unas 12.000 AU a esa distancia. Se cree que otro compañero, a 21 "de distancia y magnitud 13, está solo en la línea de visión desde la Tierra, y no gravitacionalmente unido a Delta Cephei [5] .

Observación

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Cepheus IAU.svg
Posición de la estrella en la constelación de Cefeo.

Su posición es fuertemente boreal y esto significa que la estrella es perfectamente observable desde el hemisferio norte, donde es circumpolar también desde la mayoría de las regiones templadas ; desde el hemisferio sur, su visibilidad se limita en cambio al cinturón tropical . Su magnitud máxima es de 3,5, esto permite que se vea fácilmente incluso desde áreas urbanas de tamaño moderado, aunque un cielo que no esté excesivamente contaminado es más adecuado para su detección, especialmente cuando el brillo de la estrella desciende al mínimo.

El mejor período para su observación en el cielo de la tarde cae en los meses comprendidos entre finales de junio y noviembre; en el hemisferio norte también es visible durante todo el otoño, gracias a la declinación norte de la estrella, mientras que en el hemisferio sur se puede observar en particular durante los meses del invierno austral tardío.

Historia

Su variabilidad fue descubierta por John Goodricke en 1784 , y fue la segunda variable de este tipo descubierta, después de Eta Aquilae , cuya variabilidad fue reconocida como tal por Edward Pigott a principios del mismo año [5] . Por su brillo y la amplitud de las fluctuaciones, δ Cephei es una de las estrellas más simples para aficionados y astrónomos que comienzan a dedicarse al estudio de estrellas variables, pues la estrella siempre es visible de noche en la mayor parte del hemisferio boreal. [5] .

En 2002, se utilizó el telescopio espacial Hubble para determinar la distancia a la estrella, con un error de alrededor del 4%: 273 parsecs , o 890 años luz [6] .

Eliminación

Hace poco más de 6 millones de años, δ Cephei estaba más cerca del Sol de lo que está ahora, a unos 550 años luz de distancia. En ese momento, su magnitud máxima era de alrededor de +2,7 [7] .

Nota

  1. ^ a b c d y LD Matthews et al. , Nueva evidencia de pérdida de masa de δ Cephei de observaciones de línea HI 21 cm, en The Astrophysical Journal , vol. 744, n. 1, enero de 2012, pág. 53. arΧiv : 1112.0028
  2. ^ Índice de estrellas variable internacional AAVSO VSX (Watson +, 2006-2013)
  3. ^ Turner, David G, " Seguimiento de la evolución de las variables cefeidas ", Revista de la AAVSO , 26, 1998, 101-111.
  4. ^ Descubrimiento de un choque de arco infrarrojo asociado con Delta Cephei , en Boletín de la Sociedad Astronómica Estadounidense , mayo de 2010.
  5. ^ a b c Delta Cephei AAVSO
  6. ^ (EN) G. Fritz Benedict et al., Astrometría con el telescopio espacial Hubble: un paralaje del calibrador de distancia fundamental * δ Cephei , en The Astronomical Journal, vol. 124, n. 3, 2002, DOI : 10.1086 / 342014 .
  7. ^ Compilación extendida de Hipparcos (XHIP) (Anderson +, 2012)

Artículos relacionados

enlaces externos

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