Delta Cephei

Delta Cephei es un sistema estelar cuádruple ^{[ 6 ]} en la constelación septentrional de Cefeo , el Rey. Su nombre es una designación de Bayer que se latiniza a partir de δ Cephei, y se abrevia como Delta Cep o δ Cep. Según las mediciones de paralaje , se encuentra aproximadamente a 890 años luz de la Tierra. A esta distancia, la magnitud visual de la estrella se reduce en 0,23 como resultado de la extinción causada por el gas y el polvo a lo largo de la línea de visión. ^{[ 8 ]} Es el prototipo de las estrellas variables Cefeidas que experimentan cambios periódicos en su luminosidad.

John Goodricke descubrió que Delta Cephei era variable en 1784. Describió su primera observación el 19 de octubre de 1784, seguida de una serie regular de observaciones casi todas las noches hasta el 28 de diciembre. Se realizaron más observaciones durante la primera mitad de 1785, la variabilidad se describió en una carta fechada el 28 de junio de 1785 y se publicó formalmente el 1 de enero de 1786. ^{[ 19 ]} Esta fue la segunda estrella variable de este tipo, ya que Eta Aquilae se descubrió solo unas semanas antes, el 10 de septiembre de 1784. ^{[ 20 ]}

Además de ser el prototipo de la clase de estrellas variables Cefeidas, Delta Cephei se encuentra entre las estrellas de este tipo más cercanas al Sol , siendo Polaris la única más próxima. Su variabilidad se debe a pulsaciones regulares en las capas exteriores de la estrella. Varía de magnitud 3,48 a 4,37, y su clasificación estelar también varía, desde aproximadamente F5 hasta G3. El período de pulsación es de 5,366249  días, con un ascenso al máximo más rápido que el posterior descenso al mínimo. ^{[ 2 ]}

Debido a que el período de esta clase de variable depende de la luminosidad de la estrella, Delta Cephei es de particular importancia como calibrador para la relación período-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 ^{[ 21 ] [ 22 ]} y a la disponibilidad de paralajes precisos del Telescopio Espacial Hubble / Hipparcos . ^{[ 8 ]} Por lo tanto, en 2002, el Telescopio Espacial Hubble se utilizó para determinar la distancia a Delta Cephei dentro de un margen de error del 4% : 273 pársecs (890 años luz ) . ^{[ 23 ]} Sin embargo, un reanálisis de los datos de Hipparcos encontró un paralaje mayor que antes, lo que llevó a una distancia más corta de244 ± 10  pc , lo que equivale a 800  años luz. ^{[ 6 ]}

Las mediciones de velocidad radial de Delta Cephei han revelado la presencia de una pequeña estrella compañera espectroscópica en una órbita de 6 años alrededor de Delta Cephei  A. ^{[ 6 ]} La masa de esta compañera es aproximadamente una décima parte de la masa de Delta Cephei y ambas se acercan a 2 unidades astronómicas al pasar por el pericentro . La presencia de esta compañera deberá tenerse en cuenta cuando Gaia mida la paralaje (distancia) de Delta Cephei . 

Delta Cephei tiene una compañera de movimiento propio común, Delta Cephei  C (HD 213307, a veces denominada componente B), que también es una binaria espectroscópica ^{[ 24 ]} y astrométrica. ^{[ 8 ]} La estrella débil que aparece como componente B en los catálogos de estrellas múltiples es un objeto de fondo no relacionado. ^{[ 3 ]}

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 estrellas de tipo B. Con el hidrógeno consumido en su región central, estas estrellas inestables están pasando ahora por etapas posteriores de combustión nuclear. ^{[ 25 ]} La masa de la estrella se ha determinado espectroscópicamente en 5,3 veces la masa del Sol . ^{[ 7 ]} En esta etapa de su evolución, las capas exteriores de la estrella se han expandido hasta alcanzar un promedio de 46  veces la circunferencia del Sol. ^{[ 9 ]}

Delta Cephei está emitiendo alrededor de 1900  veces la luminosidad del Sol desde la atmósfera exterior . ^{[ 10 ]} Esto está produciendo un fuerte viento estelar que, en combinación con las pulsaciones y choques en la atmósfera de la estrella, ^{[ 26 ]} está expulsando masa a una tasa de(1,0 ± 0,8) × 10 ⁻⁶ M _☉  por año, o el equivalente a la masa del Sol aproximadamente cada millón de años. Esta materia fluye hacia afuera a una velocidad de aproximadamente35  km/s . El resultado de este gas expulsado es la formación de una nebulosa de aproximadamente 1  pársec de diámetro, centrada en Delta Cephei, y que contiene entre 0,07 y 0,21  masas solares de hidrógeno neutro . ^{[ 27 ]} Se está formando una onda de choque frontal donde el viento estelar colisiona con el medio interestelar circundante . ^{[ 28 ]}

La velocidad peculiar de Delta Cephei es13,5 ± 2,9  km/s en relación con sus vecinos. ^{[ 29 ]} Se sospecha que es un miembro del cúmulo estelar Cep OB6 y, por lo tanto, puede tener aproximadamente la misma edad que el cúmulo: alrededor de 79  millones de años. ^{[ 21 ]} A una separación angular de 40 segundos de arco de Delta Cephei se encuentra una estrella compañera de magnitud 6,3 con el identificador HD 213307, llamada componente C en la mayoría de los catálogos de estrellas múltiples, que es visible en telescopios pequeños. HD 213307 es en sí mismo un sistema estelar binario con una clasificación estelar combinada de B7–8 III–IV . Está calentando la materia que es expulsada por el viento estelar de Delta Cephei, lo que hace que el material circunestelar circundante emita radiación infrarroja. ^{[ 28 ]}   

• "Delta Cephei" . Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables . Septiembre de 2000. Archivado del original el 8 de junio de 2008. Consultado el 21 de junio de 2008 .
• "Delta Cephei" . La Enciclopedia de la Ciencia en Internet . Consultado el 21 de junio de 2008 .