Delta Cephei
Delta Cephei (δ Cephei) és el quart estel en magnitud aparent de la constel·lació de Cefeu. És el prototip d'estrella variable Cefeida, estels que es coneixen com simplement 'cefeides' i que prenen el seu nom d'aquest.[7] Va ser la segona d'aquest tipus a ser descoberta (després d'Eta Aquilae)[8] i la que més a prop es troba del Sol.
John Goodricke va observar ja la variabilitat d'aquest estel en 1784,[9] la lluentor del qual oscil·la amb precisió amb un període de 5 dies 8 hores 47 minuts i 32 segons.[10] És un dels pocs estels variables el canvi dels quals de lluentor (entre les magnituds 3,5 i 4,3) pot apreciar-se a ull nu, sense l'ajut d'instruments.
Delta Cephei té dues estrelles companyes de 7ª i 13ª magnitud respectivament, amb la primera de les quals (situada a 41 segons d'arc) es creu que forma una parella física. Ambdues estan envoltades per una nebulosa només visible en l'infraroig, amb una grandària de 21000 ua i un aspecte que recorda a una ona de xoc, originada per la pèrdua de massa d'aquest estel.[11]
L'estudi dels estels variables del tipus de Delta Cephei (cefeides) ha proporcionat als astrònoms valuosa informació, principalment per al mesurament de distàncies astronòmiques.[12]
Descobriment
modifica
John Goodricke va descobrir que Delta Cephei era variable durant 1784.[13] Descriu la seva primera observació el 19 d'octubre de 1784,[14] seguida d'una sèrie regular d'observacions la majoria de les nits fins al 28 de desembre.[15] Es van fer més observacions durant la primera meitat de 1785, la variabilitat va ser descrita en una carta datada el 28 de juny de 1785 i publicada formalment l'1 de gener de 1786.[16] Aquesta va ser la segona estrella variable que es va descobrir d'aquest tipus, després d'eta Aquilae només unes setmanes abans, el 10 de setembre de 1784.[17]
Propietats
modificaA més de ser el prototip de la classe Cepheid d'estrelles variables, Delta Cephei es troba entre les estrelles d'aquest tipus de variable més properes al Sol, amb només Polaris més a prop. La seva variabilitat és causada per pulsacions regulars a les capes exteriors de l'estrella. Varia des de la magnitud 3,48 fins a 4,37, i la seva classificació estel·lar també varia, d'aproximadament F5 a G3. El període de pulsació és de 5,366249 dies, amb un augment al màxim que es produeix més ràpid que el posterior descens al mínim.[18]
Com que el període d'aquesta classe de variables depèn de la lluminositat de l'estrella, Delta Cephei té una importància especial com a calibrador de la relació període-lluminositat, ja que la seva distància és ara una de les més precisament establertes per a un Cepheid. Aquesta precisió es deu en part a la seva pertinença a un cúmul estel·lar[20][21] i a la disponibilitat de paral·laxis precisos del telescopi espacial Hubble/Hipparcos.[22] Per tant, l'any 2002, el telescopi espacial Hubble es va utilitzar per determinar la distància a Delta Cephei dins d'un marge d'error del 4%: 273 parsecs (890 anys llum) .[23] Tanmateix, una reanàlisi de les dades d'Hipparcos va trobar una paral·laxi més gran que abans, la qual cosa va conduir a una distància més curta de 244 ± 10 pc, que equival a 800 anys llum.[24]
Les mesures de la velocitat radial de Delta Cephei han revelat la presència d'una petita estrella acompanyant espectroscòpica en una òrbita de 6 anys al voltant de Delta Cephei A.[24] La massa d'aquesta companya és aproximadament una desena part de la massa del Delta Cephei i les dues arriben a 2 unitats astronòmiques a les passatge del pericentre. La presència d'aquesta acompanyant s'haurà de tenir en compte quan Gaia mesura la paral·laxi (distància) de Delta Cephei. El company visual exterior Delta Cephei C (HD 213307) també pot ser un binari espectroscòpic[25] i astromètric.[22]
Es creu que les estrelles d'aquest tipus es formen amb masses 3 a 12 vegades més gran que la del Sol, i després han passat per la seqüència principal com a estrella de tipus B. Amb l'hidrogen consumit a la seva regió central, aquestes estrelles inestables estan passant ara per etapes posteriors de combustió nuclear.[26] La massa estimada de Delta Cephei, derivada de l'índex de color, és 4,5 ± 0,3 vegades la massa del Sol. En comparació, la massa derivada dels models evolutius és 5,0 - 5,25 vegades la massa del Sol.[24] En aquesta etapa de la seva evolució, les capes exteriors de l'estrella s'han expandit fins a una mitjana de 44,5 vegades la circumferència del Sol.[27]
Delta Cephei està emetent unes 2.000 vegades la lluminositat del Sol des de l'atmosfera exterior. Això està produint un fort vent estel·lar, que, en combinació amb les pulsacions i els xocs a l'atmosfera de l'estrella,[28] està expulsant massa a una velocitat de (1,0 ± 0,8) × 10−6 solar masses per any, o l'equivalent a la massa del Sol aproximadament cada milió d'anys. Aquesta matèria flueix cap a l'exterior a una velocitat d'uns 35 km s−1. El resultat d'aquest gas expulsat és la formació d'una nebulosa d'uns 1 parsec de diàmetre, centrada a Delta Cephei i que conté 0,07–0,21 mases solars d'hidrogen neutre.[27] Un xoc en arc s'està formant on el vent estel·lar xoca amb el medi interestel·lar circumdant.[29]
La velocitat peculiar de Delta Cephei és de 13,5 ± 2,9 km s−1 en relació amb els seus veïns.[30] És un presumpte membre del cúmul estel·lar Cep OB6, i per tant pot tenir aproximadament la mateixa edat que el cúmul: uns 79 milions d'anys.[20] A una separació angular de 40 segons d'arc de Delta Cephei és una estrella acompanyant de magnitud 7,5 amb l'identificador HD 213307, anomenat component C en catàlegs d'estrelles múltiples, que és visible en telescopis petits. El mateix HD 213307 és un sistema estel·lar binari amb una classificació estel·lar combinada B7–8 III–IV. Està escalfant la matèria expulsada pel vent estel·lar de Delta Cephei, fent que el material circumstel·lar emeti radiació infraroja.[29]
Referències
modifica- ↑ Howard E. Bond «Binary Cepheids: separations and mass ratios in 5 M_{sun}_binaries» (en anglès). Astronomical Journal, 4, 11-09-2013, pàg. 93. DOI: 10.1088/0004-6256/146/4/93.
- ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 Afirmat a: Gaia Early Data Release 3. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 3 desembre 2020.
- ↑ Afirmat a: The HYG Database.
- ↑ 4,0 4,1 «The distribution of the elements in the galactic disk. III. A reconsideration of Cepheids from l = 30{deg} to 250{deg}». Astronomical Journal, 2011, pàg. 136. DOI: 10.1088/0004-6256/142/4/136.
- ↑ 5,0 5,1 «APOGEE Data and Spectral Analysis from SDSS Data Release 16: Seven Years of Observations Including First Results from APOGEE-South». Astronomical Journal, 3, 9-2020. DOI: 10.3847/1538-3881/ABA592.
- ↑ «C, N, O and na abundances of cepheid variables: implications on the mixing process in the envelope» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2013, pàg. 769–792. DOI: 10.1093/MNRAS/STT528.
- ↑ Enrique, Aparicio Arias. Cuatro estrellas referenciales (en castellà). Universidad de Alicante, 2022-12-01, p. 71. ISBN 978-84-1302-200-0.
- ↑ Henarejos, Philippe. Guía de astronomía (en castellà). Ediciones AKAL, 2008-03-01, p. 278. ISBN 978-84-460-2805-5.
- ↑ Lévy, David. Guía celeste (en castellà). Ediciones AKAL, 2003-06-06, p. 65. ISBN 978-84-8323-350-4.
- ↑ Borgia, Michael. Human Vision and The Night Sky: How to Improve Your Observing Skills (en anglès). Springer Science & Business Media, 2006-12-11, p. 217. ISBN 978-0-387-46322-3.
- ↑ An Infrared Nebula Associated with δ Cephei: Evidence of Mass Loss?
- ↑ Ron, José Manuel Sánchez. El poder de la ciencia: Historia social, política y económica de la ciencia (siglos XIX-XXI) (en castellà). Editorial Crítica, 2022-03-16, p. XIX. ISBN 978-84-9199-405-3.
- ↑ García, Vicent Josep Martínez. Marineros que surcan los cielos: La aventura de descubrir el universo (en castellà). Universitat de València, 2011-11-28, p. 72. ISBN 978-84-370-8486-2.
- ↑ nacional, Havana (Cuba) Observatorio. Boletín oficial del Observatorio Nacional: Edición mensual del negociado de meteorología (en castellà). Departamento de Inspección, Estado Mayor General, Marina de Guerra., 1927, p. 13.
- ↑ Hoskin, Michael. The Cambridge Concise History of Astronomy (en anglès). Cambridge University Press, 1999-03-18, p. 172. ISBN 978-0-521-57600-0.
- ↑ Goodricke, J.; Bayer «A Series of Observations on, and a Discovery of, the Period of the Variation of the Light of the Star Marked Formula by Bayer, Near the Head of Cepheus. In a Letter from John Goodricke, Esq. To Nevil Maskelyne, D. D. F. R. S. And Astronomer Royal». Philosophical Transactions of the Royal Society of London, 76, 1786, pàg. 48–61. DOI: 10.1098/rstl.1786.0002.
- ↑ Percy, John R «Astronomers Celebrate Cepheid Bicentenary». Journal of the Royal Astronomical Society of Canada Newsletter, 78, 12-1984, pàg. L76. Bibcode: 1984JRASC..78L..76P.
- ↑ Samus, N. N.; Durlevich, O. V. «GCVS - General Catalog of Variable Stars», 01-04-2011. [Consulta: 1r abril 2012]. Nota: cerqueu a 'del cep' després de seleccionar el camp 'period'.
- ↑ Engle, Scott G.; Guinan, Edward F.; Harper, Graham M.; Neilson, Hilding R.; Remage Evans, Nancy «The Secret Lives of Cepheids: Evolutionary Changes and Pulsation-induced Shock Heating in the Prototype Classical Cepheid δ Cep». The Astrophysical Journal, 794, 1, 2014, pàg. 80. arXiv: 1409.8628. Bibcode: 2014ApJ...794...80E. DOI: 10.1088/0004-637X/794/1/80.
- ↑ 20,0 20,1 Majaess, D.; Turner, D.; Gieren, W. «New Evidence Supporting Cluster Membership for the Keystone Calibrator Delta Cephei». Astrophysical Journal, 747, 2, 2012, p. 145. DOI: 10.1088/0004-637X/747/2/145.
- ↑ de Zeeuw, P. T.; Hoogerwerf, R.; de Bruijne, J. H. J.; Brown, A. G. A. «A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations». Astronomical Journal, 117, 1, 1999, p. 354–399. DOI: 10.1086/300682.
- ↑ 22,0 22,1 Benedict, G. Fritz; McArthur, B. E.; Fredrick, L. W.; Harrison, T. E. «Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator δ Cephei». Astronomical Journal, 124, 3, 2002, p. 1695. DOI: 10.1086/342014.
- ↑ Benedict, G. Fritz; McArthur, B. E.; Fredrick, L. W.; Harrison, T. E. «Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator δ Cephei». The Astronomical Journal, 124, 3, 2002, p. 1695–1705. DOI: 10.1086/342014.
- ↑ 24,0 24,1 24,2 Anderson, R.I. «Revealing δ Cephei's Secret Companion and Intriguing Past». The Astrophysical Journal, 804, 2, 5-2015, p. 144–155. DOI: 10.1088/0004-637X/804/2/144.
- ↑ Fernie, J.D. «Classical Cepheids with companions. I. Delta Cephei». The Astronomical Journal, 71, 1966, p. 119–122. DOI: 10.1086/109866.
- ↑ Turner, David G. «Monitoring the Evolution of Cepheid Variables». The Journal of the American Association of Variable Star Observers, 26, 2, 1998, p. 101.
- ↑ 27,0 27,1 Matthews, L. D.; Marengo, M.; Evans, N. R.; Bono, G. «New Evidence for Mass Loss from δ Cephei from H I 21 cm Line Observations». The Astrophysical Journal, 744, 1, 1-2012, p. 53. DOI: 10.1088/0004-637X/744/1/53.
- ↑ Neilson, Hilding R.; Lester, John B. «On the Enhancement of Mass Loss in Cepheids Due to Radial Pulsation». The Astrophysical Journal, 684, 1, 9-2008, p. 569–587. DOI: 10.1086/588650.
- ↑ 29,0 29,1 Remage Evans, Nancy; Marengo, M.; Barmby, P.; Matthews, L. D. «Discovery Of An Infrared Bow Shock Associated With Delta Cephei». Bulletin of the American Astronomical Society, 41, 5-2010, p. 839.
- ↑ Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M. «A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 410, 1, 1-2011, p. 190–200. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x.