Delta Cephei para niños
Datos para niños Delta Cephei |
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| Datos de observación (Época J2000) |
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| Constelación | Cefeo | |
| Ascensión recta (α) | 22h 29m 10.27s | |
| Declinación (δ) | +58° 24' 54.7? | |
| Mag. aparente (V) | 4,07 (3,48–4,37) | |
| Características físicas | ||
| Clasificación estelar | F5 Iab (F5Ib-G2Ib) | |
| Masa solar | 5 M☉ | |
| Diámetro | (41.6☉) | |
| Índice de color | 0,60 (B-V) | |
| Magnitud absoluta | -3,47 | |
| Luminosidad | 2.000 L☉ | |
| Temperatura superficial | 5.500–6.800 K | |
| Variabilidad | Estrella variable Cefeida | |
| Periodo de oscilación | 5,366 días | |
| Astrometría | ||
| Mov. propio en α | 16,47±0,69 mas/año | |
| Mov. propio en δ | 3,55±0,64 mas/año | |
| Velocidad radial | -16,8 km/s | |
| Distancia | 891 años luz (273 pc) | |
| Paralaje | 3,66 ± 0,15 mas | |
| Otras designaciones | ||
| 27 Cep, HR 8571, BD +57°2548, HD 213306, SAO 34508, FK5 847, AAVSO 2225+57, IRAS 22273+5809, HIP 110991 | ||
Delta Cephei (δ Cephei) es la cuarta estrella en magnitud aparente de la constelación Cefeo. Es el prototipo de estrella variable Cefeida, estrellas que se conocen como simplemente 'cefeidas' y que toman su nombre de ésta. Fue la segunda de este tipo en ser descubierta (tras Eta Aquilae) y la que más cerca se encuentra del Sol.
John Goodricke observó ya la variabilidad de esta estrella en 1784, cuyo brillo oscila con precisión con un periodo de 5 días 8 horas 47 minutos y 32 segundos. Es una de las pocas estrellas variables cuyo cambio de brillo (entre las magnitudes 3,5 y 4,3) puede apreciarse a simple vista, sin ayuda de instrumentos.
Delta Cephei tiene dos estrellas compañeras de 7.ª y 13.ª magnitud respectivamente, con la primera de las cuales (situada a 41 segundos de arco) se cree que forma una pareja física. Ambas están rodeadas por una nebulosa sólo visible en el infrarrojo, con un tamaño de 21 000 UA y un aspecto que recuerda a una onda de choque, originada por la pérdida de masa de esta estrella.
El estudio de las estrellas variables del tipo de Delta Cephei (cefeidas) realizados de preferencia por la astrónoma Henrietta Swan Leavitt, quien fue pionera en este campo de investigación, ha proporcionado a los astrónomos actuales valiosa información, principalmente para la medición de distancias astronómicas. Desde el año 2008, la "relación periodo-luminosidad" encontrada por esta formidable astrónoma, ha recibido el nombre de "Ley de Leavitt".
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, ya que sólo Polaris está más cerca. 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 aumento hasta el máximo que se produce más rápido que el posterior descenso hasta el mínimo.
Debido a que el periodo de esta clase de variable depende de la luminosidad de la estrella, Delta Cephei es de particular importancia como calibrador de la relación periodo-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 y a la disponibilidad de paralajes precisos del Telescopio Espacial Hubble/Hipparcos. Así, en 2002, el Telescopio Espacial Hubble se utilizó para determinar la distancia a Delta Cephei dentro de un 4% de margen de error: 273 parsecs (890 años luz). Sin embargo, un nuevo análisis de los datos de Hipparcos encontró un paralaje mayor que antes, lo que llevó a una distancia más corta de 244 ± 10 pc, que equivale a 800 años luz.
Las mediciones de velocidad radial de Delta Cephei han revelado la presencia de una pequeña estrella espectroscópica compañera 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 se acercan a 2 unidades astronómicas en pasaje del pericentro. La presencia de esta compañera tendrá que ser tenida en cuenta cuando Gaia mida el paralaje de Delta Cephei (distancia). La compañera visual externa de Delta Cephei C (HD 213307) también puede ser una binaria espectroscópica y astrométrica.
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 estrella 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 de 5,0 - 5,25 veces la masa del Sol.En esta etapa de su evolución, las capas externas de la estrella se han expandido hasta alcanzar una media de 44,5 veces la circunferencia del Sol.
Delta Cephei emite con una luminosidad que es unas 2,000 veces más grande que la luminosidad del Sol de la atmósfera exterior. Ello produce un fuerte viento estelar, el cual combinado con las pulsaciones y shocks en la atmósfera de la estrella, eyecta masa a un ritmo 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 el exterior a una velocidad de unos 35 km s−1. El resultado de este gas expelido es la formación de una nebula de un diámetro de unos 1 parsec, centrada en Delta Cephei, y conteniendo 0.07–0.21 masas solares de hidrógeno neutro. Se está formando un bow shock en la zona donde el viento estelar está colisionando con el medio interestelar circundante.
La velocidad peculiar de Delta Cephei es 13,5 ± 2,9 km s-1 en relación con sus vecinas. Se sospecha que es un miembro del cúmulo estelar Cep OB6, y por lo tanto puede tener la misma edad que el cúmulo: unos 79 millones de años. A una separación angular de 40 segundos de arco de Delta Cephei hay una estrella compañera de 7,5 magnitud con el identificador HD 213307, llamada componente C en los catálogos de estrellas múltiples, que es visible en telescopios pequeños. La propia HD 213307 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 circundante emita radiación infrarroja.
Véase también
En inglés: Delta Cephei Facts for Kids
