Delta Cephei AB | |
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Estrella | |
Datos observacionales ( época J2000.0 ) |
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ascensión recta | 22 h 29 min 10,27 s |
declinación | +58° 24′ 54.70″ |
Distancia | calle 891 año (273 pc ) |
Magnitud aparente ( V ) | 4,07 (3,48–4,37) / 7,5 |
Constelación | cefeo |
Astrometría | |
Velocidad radial ( Rv ) | −16,8 [1] km/s |
movimiento adecuado | |
• ascensión recta | 16,47±0,69 mas por año |
• declinación | 3,55±0,64 ms por año |
Paralaje (π) | 3,66 ± 0,15 mas |
Magnitud absoluta (V) | -3.47 [2] |
Características espectrales | |
clase espectral |
F5 Iab (F5Ib-G2Ib) [3] / B7-8 [4] |
Indice de color | |
• B-V | 0.36 |
• U−B | 0,60 |
variabilidad | cefeida |
características físicas | |
Peso | 5 / 4M⊙ |
Radio | 44.5 [5 ] R⊙ |
Años | ~10 8 años |
La temperatura | 5500–6800 [6] K |
Luminosidad | 2000/500 [5] L ⊙ |
metalicidad | 0.04 [8] |
Rotación | ~9 km/s [7] |
Códigos en catálogos
27 Cephei, Alredif, Al Radif, HR 8571, BD +57°2548, HD 213306, SAO 34508, FK5 847, AAVSO 2225+57, IRAS 22273+5809, HIP 110991. | |
Información en bases de datos | |
SIMBAD | datos |
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Delta Cephei (δ Cep / δ Cephei) es una estrella doble , aproximadamente a 891 años luz del Sol en la constelación de Cefeo . Tiene su propio nombre Alredif o Al-Radif del árabe "الرادف" (al-rādif), que significa Siguiente , quizás según la característica ptolemaica - "siguiendo la corona" (es decir, el detalle de la figura que representa la constelación). Delta Cephei dio su nombre a toda una clase de estrellas muy importantes en astronomía: las cefeidas .
El cambio fue descubierto y estudiado por el inglés John Goodryke en 1784 . Describió su primera observación el 19 de octubre de 1784, después de lo cual tuvo lugar una serie regular de observaciones hasta el 28 de diciembre y luego en la primera mitad de 1785. La variabilidad de la estrella fue descrita en una carta fechada el 28 de junio de 1785 y publicada formalmente el 1 de enero de 1786 [9] . Esta fue la segunda descripción de estrellas de este tipo de variabilidad: el 10 de septiembre de 1784, Eduard Pigott notó la variabilidad de Eta Orla , el primer representante conocido de las Cefeidas clásicas [10] .
El brillo de Delta Cephei cambia periódicamente (con un período de 5 días y 9 horas), y el aumento es más rápido que la disminución. La magnitud es de 3,5 m como máximo y 4,4 m como mínimo. Sin embargo, los estudios espectrales de esta estrella revelaron sus características aparentemente paradójicas: en el brillo mínimo, es un representante típico de la clase espectral G2 (como nuestro Sol ), y hacia el máximo se convierte gradualmente en una estrella de clase F5 . El período de pulsación es de 5,366249 días, y el aumento hasta el máximo se produce más rápidamente que la disminución posterior hasta el mínimo [11] . Además, a medida que disminuye el brillo, las líneas de absorción en su espectro se desplazan hacia el extremo azul y, a medida que aumenta, hacia el extremo rojo. Se podría suponer que la estrella es miembro de un sistema binario, pero su curva de luz es completamente diferente de la curva de los binarios espectrales . Esta fue la clave para desentrañar el misterio de Delta Cephei.
Todas estas características se explican de manera simple: la estrella pulsa, es decir, se contrae y se expande alternativamente, cambiando su diámetro en millones de kilómetros. Durante la pulsación, su radio, en promedio igual a 40 radios solares , cambia en cuatro radios solares . Durante la compresión (acompañada por la eliminación de la parte cercana de la estrella de nosotros y, según el efecto Doppler , un cambio de las líneas espectrales hacia ondas largas), la estrella se calienta y cambia la naturaleza del espectro: las líneas de hidrógeno aumentan y las líneas de metal se debilitan. Dado que la luminosidad de una estrella es proporcional a la temperatura elevada a la cuarta potencia, entonces, a pesar de la disminución de la superficie radiante, el brillo de la estrella aumenta. Con la expansión, se observa lo contrario. Estrellas de este tipo tienen masas de 3 a 30 M ☉ y ya han salido de la secuencia principal . El hidrógeno en su núcleo se está quemando, y actualmente son inestables y se encuentran en las últimas etapas de la evolución estelar. [12]
Una tarea sumamente importante es determinar la distancia exacta al Delta de Cefeo, ya que midiendo el período de variabilidad de la Cefeida , se puede determinar su brillo, y luego, midiendo el brillo aparente, calcular la distancia a cualquier otra Cefeida. En 2002 , el telescopio Hubble se utilizó para determinar con precisión la distancia. Resultó ser 890 años luz con un error de ~4% [2] . Sin embargo, un nuevo análisis de los datos de Hipparcos encontró más paralaje que antes, lo que resultó en una distancia más corta de 244 ± 10 pc, equivalente a 800 años luz [1] .
El sistema también tiene un compañero Delta Cephei B [1] . Tiene una magnitud aparente de 7,5 m y está a 12.000 UA de Delta Cephei . e. , invirtiendo con un período de ~ 500 años. Se puede ver con un pequeño telescopio .
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