Delta Cephei

Delta Cephei (δ Cephei) és la quarta estrela en magnitut aparent de la constelació Cefeo. És el prototip d'estrela variable Cefeida, estreles que es coneixen com simplement 'cefeidas' i que prenen el seu nom d'esta. Va ser la segona d'este tipo en ser descoberta (despuix d'Eta Aquilae) i la que més prop es troba del Sol.

John Goodricke va observar ya la variabilitat d'esta estrela en 1784, la lluentor de la qual oscila en precisió en un periodo de 5 dies 8 hores 47 minuts i 32 segons. És una de les poques estreles variables el canvi de les quals de lluentor (entre les magnituts 3,5 i 4,3) pot apreciar-se a simple vista, sin ayuda de instruments.

Delta Cephei té dos estreles companyeres de 7.ª i 13.ª magnitut respectivament, en la primera de les quals (situada a 41 segons d'arc) es creu que forma una parella física. Abdós estan rodejades per una nebulosa només visible en l'infrarrojo, en un tamany de 21 000 UA i un aspecte que recorda a una ona de choc, originada per la pèrdua de massa d'esta estrela.

L'estudi de les estreles variables del tipo de Delta Cephei (cefeidas) realisats de preferència per l'astrònoma Henrietta Swan Leavitt, qui va ser pionera en este camp d'investigació, ha proporcionat als astrònoms actuals valiosa informació, principalment per a la medició de distàncies astronòmiques. Des de l'any 2008, la "relació periodo-lluminositat" trobada per esta formidable astrònoma, ha rebut el nom de "Llei de Leavitt".

Descobriment

Image de Delta Cephei, en el centre

Delta Cephei va ser descoberta com a variable per John Goodricke durant 1784. Descriu la seua primera observació el 19 d'octubre de 1784, seguida d'una série regular d'observacions la majoria de les nits fins al 28 de decembre. Es varen realisar més observacions durant la primera mitat de 1785, la variabilitat es va descriure en una carta datada el 28 de juny de 1785, i es va publicar formalment l'1 de giner de 1786. Es tractava de la segona estrela variable d'este tipo, ya que eta Aquilae havia segut descoberta a penes unes semanes abans, el 10 de setembre de 1784.

Propietats

Ademés de ser el prototip de la classe d'estreles variables cefeidas, Delta Cephei es troba entre les estreles d'este tipo de variables més propenques al Sol, ya que només Polaris està més prop. La seua variabilitat està causada per pulsacions regulars en les capes externes de l'estrela. Varia de magnitut 3,48 a 4,37, i la seua classificació estelar també varia, des d'aproximadament F5 a G3. El periodo de pulsació és de 5,366249 dies, en un aument fins al màxim que es produïx més ràpit que el posterior descens fins al mínim.

Curves de llum UBVRI plegades en fase de Delta Cephei mostrant la magnitut front a la fase de pulsació.

Degut a que el periodo d'esta classe de variable depén de la lluminositat de l'estrela, Delta Cephei és de particular importància com calibrador de la relació periodo-lluminositat, ya que la seua distància és ara una de les més precisament establides per a una cefeida. Esta precisió es deu en part a la seua pertinença a un cúmul estelar i a la disponibilitat de paralajes precisos del Telescopi Espacial Hubble/Hipparcos. Aixina, en 2002, el Telescopi Espacial Hubble es va utilisar per a determinar la distància a Delta Cephei dins d'un 4% de marge d'error: 273 parsecs (890 anys llum). No obstant, un nou anàlisis de les senyes d'Hipparcos va trobar un paralaje major que abans, lo que va dur a una distància més curta de 244 ± 10 pc, que equival a 800 anys llum.

Hermes Curva de Velocitat Radial Curva de Delta Cephei A. El desplaçament entre punts d'idèntic color es deu a la companyera espectroscópica, Delta Cephei B.

Les medicions de velocitat radial de Delta Cephei han revelat la presència d'una chicoteta estrela espectroscópica companyera en una òrbita de 6 anys al voltant de Delta Cephei A. La massa d'esta companyera és aproximadament una dècima part de la massa de Delta Cephei i les dos s'acosten a 2 unitats astronòmiques en passage del pericentro. La presència d'esta companyera tindrà que ser tinguda en conte quan Gaia medixca el paralaje de Delta Cephei (distància). La companyera visual externa de Delta Cephei C (HD 213307) també pot ser una binaria espectroscópica i astrométrica.

Es creu que les estreles d'este tipo es formen en masses de 3 a 12 voltes la del Sol, i després han passat per la seqüència principal com estrela de tipo B. En el hidrogen consumit en la seua regió central, estes estreles inestables estan passant ara per etapes posteriors de combustió nuclear. La massa estimada de Delta Cephei, derivada del índex de color, és 4,5 ± 0,3 voltes la massa del Sol. En comparació, la massa derivada dels models evolutius és de 5,0 - 5,25 voltes la massa del Sol. En esta etapa de la seua evolució, les capes externes de l'estrela s'han expandit fins a alcançar una mija de 44,5 voltes la circumferència del Sol.

Bow shock around Delta Cephei

Delta Cephei emet en una lluminositat que és unes 2,000 voltes més gran que la lluminositat del Sol de l'atmòsfera exterior. Això produïx un fort vent estelar, el qual combinat en les pulsacions i shocks en l'atmòsfera de l'estrela, eyecta massa a un ritme de (1.0 ± 0.8) × 10⁻⁶ masses solars per any, o l'equivalent a la massa del Sol aproximadament cada milló d'anys. Esta matèria fluïx cap a l'exterior a una velocitat d'uns 35 km s⁻¹. El resultat d'este gas expelido és la formació d'una nebula d'un diàmetro d'uns 1 parsec, centrada en Delta Cephei, i contenint 0.07–0.21 masses solars d'hidrogen neutre. S'està formant un bow shock en la zona a on el vent estelar està colisionant en el mig interestelar circumdant.

La velocitat peculiar de Delta Cephei és 13,5 ± 2,9 km s^-1 en relació en les seues veïnes. Se sospita que és un membre del cúmul estelar Cep OB6, i per lo tant pot tindre la mateixa edat que el cúmul: uns 79 millons d'anys. A una separació angular de 40 segons d'arc de Delta Cephei hi ha una estrela companyera de 7,5 magnitut en l'identificador HD 213307, cridada component C en els catàlecs d'estreles múltiples, que és visible en telescopis chicotets. La pròpia HD 213307 és un sistema estelar binario en una classificació estelar combinada de B7-8 III-IV. Està calfant la matèria expulsada pel vent estelar de Delta Cephei, lo que fa que el material circumdant emeta radiació infrarroja.