Delta Cefei

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 .

Descubrimiento de la variabilidad

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] .

Características

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 .

Notas

1. ↑ 1 2 3 Anderson, Rhode Island (mayo de 2015), Revelando el compañero secreto y el pasado intrigante de δ Cephei , The Astrophysical Journal , volumen 804 (2): 144–155 , DOI 10.1088/0004-637X/804/2/144 
2. ↑ 1 2 G. Fritz Benedict, BE McArthur, LW Fredrick, TE Harrison, CL Slesnick. Astrometría con el telescopio espacial Hubble: un paralaje del calibrador de distancia fundamental delta Cephei  //  The Astronomical Journal . - Publicación IOP , 2002-09. — vol. 124 , edición. 3 . - Pág. 1695-1705 . -doi : 10.1086/ 342014 . Archivado el 5 de noviembre de 2020.
3. ↑ Engle, SG; Guinan, EF; Harper, GM; Neilson, H. R.; Evans, NR LAS VIDAS SECRETAS DE LAS CEFEIDAS: CAMBIOS EVOLUTIVOS Y CALENTAMIENTO DE CHOQUE INDUCIDO POR PULSACIONES EN EL PROTOTIPO CLÁSICO DE LAS CEFEIDAS δ Cep  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Ediciones IOP , 2014. - Vol. 794 . — Pág. 80 . -doi : 10.1088 / 0004-637X/794/1/80 . — . -arXiv : 1409.8628 . _
4. ↑ Evans, Nancy Remage. CEFEIDAS BINARIAS: SEPARACIONES Y RAZONES DE MASA EN 5 M ☉ BINARIAS  (alemán)  // The Astronomical Journal  : magazin. - Ediciones IOP , 2013. - Bd. 146 , núm. 4 . - S. 93 . -doi : 10.1088 / 0004-6256/146/4/93 . — . -arXiv : 1307.7123 . _
5. ↑ 12 Matthews, LD ; Marengo, M.; Evans, NR & Bono, G. (enero de 2012), Nueva evidencia de pérdida de masa de δ Cephei de HI 21 cm Line Observations , The Astrophysical Journal Vol . 744 (1): 53 , DOI 10.1088/0004-637X/744/1 /53 
6. ↑ Borgia, Michael. Twinkle, Twinkle Little Star (¡Ya basta!) // La visión humana y el cielo nocturno . - 2006. - S.  207 -226. - (Serie de astronomía práctica de Patrick Moore). - ISBN 978-0-387-30776-3 . -doi : 10.1007 / 978-0-387-46322-3_12 .
7. ↑ Uesugi, Akira & Fukuda, Ichiro (1970), Catálogo de velocidades de rotación de las estrellas, Contribuciones del Instituto de Astrofísica y el Observatorio Kwasan 
8. ↑ Takeda Y., Kang D.-I., Han I., Lee B.-C., Kim K.-M. Abundancias de C, N, O y na de las variables cefeidas: implicaciones en el proceso de mezcla en la  envoltura // Mon. No. R. Astron. soc. / D. Flor - OUP , 2013. - Vol. 432.—Pág. 769–792. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1093/MNRAS/STT528 - arXiv:1303.6593
9. ↑ Serie de observaciones y descubrimiento del período de variación de la luz de la fórmula marcada por la estrella de Bayer, cerca de la cabeza de Cefeo. En una carta de John Goodricke, Esq. A Nevil Maskelyne, DDFRS y Astronomer Royal, página 48.
10. ↑ Astronomers Celebrate Cepheid Bicentenary (diciembre de 1984), página L76.
11. ↑ Samus, NN & Durlevich, OV (abril de 2011), GCVS - Catálogo General de Estrellas Variables , Instituto de Astronomía de la Academia Rusa de Ciencias y Sternberg, Instituto Estatal de Astronomía de la Universidad Estatal de Moscú , < https://heasarc.gsfc. nasa.gov/W3Browse/all/gcvs.html > . Consultado el 1 de abril de 2012. Archivado el 29 de noviembre de 2017 en Wayback Machine Nota: busque en 'del cep' después de seleccionar el campo 'período'. 
12. ↑ Turner, David G, " Monitoreo de la evolución de las variables cefeidas , archivado el 4 de diciembre de 2019 en Wayback Machine ", Journal of the AAVSO , 26, 1998, 101-111.

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