Cefeo (constelación) , la enciclopedia libre

Cefeo
Cepheus

Carta celeste de la constelación de Cefeo en la que aparecen sus principales estrellas.
Nomenclatura
Nombre
en español		 Cefeo
Nombre
en latín		 Cepheus
Genitivo Cephei
Abreviatura Cep
Descripción
Introducida por Conocida desde la Antigüedad
Superficie 587,8 grados cuadrados
1,425 % (posición 27)
Ascensión
recta		 Entre 20 h 1,94 m
y 9 h 3,33 m
Declinación Entre 53,35° y 88,66°
Visibilidad Completa:
Entre 1° S y 90° N
Parcial:
Entre 36° S y 1° S
Número
de estrellas		 152 (mv < 6,5)
Estrella
más brillante		 Alderamin (mv 2,45)
Objetos
Messier		 Ninguno
Objetos NGC 36
Objetos
Caldwell		 5
Lluvias
de meteoros		 Gamma Cefeidas de agosto
Constelaciones
colindantes		 6 constelaciones
Mejor mes para ver la constelación
Hora local: 21:00
Mes Octubre
[editar datos en Wikidata]

Cefeo es una constelación del norte que representa al legendario rey de Etiopía Cefeo, esposo de Casiopea y padre de Andrómeda. Es una de las 88 constelaciones modernas y una de las 48 constelaciones nombradas por Ptolomeo.

Características destacables

[editar]
Constelación de Cefeo

La estrella más brillante en la constelación es Alderamin (α Cephei),[1]​ una subgigante blanca cuya luminosidad es 17 veces mayor que la del Sol[2]​ y que se encuentra a 48,8 años luz de distancia. Le sigue en brillo γ Cephei, llamada oficialmente Errai.[1]​ Es una estrella binaria compuesta por una subgigante naranja de tipo espectral K1IV con un radio de 4,8 radios solares, y una enana roja de clase M1V que completa una órbita en torno a ella cada 66 años.[3]​ Alrededor de la subgigante se ha descubierto un planeta, denominado Tadmor,[4]​ con una separación de 2 ua respecto a su estrella; emplea 903 días en completar una órbita[5]​[6]​[7]​ y tiene una masa 9,4 veces mayor que la de Júpiter.[8]​

Cefeo contiene dos estrellas variables de especial interés dentro de la astronomía. β Cephei —llamada Alfirk—[1]​ es una subgigante de tipo B1IV 15 100 veces más luminosa que el Sol con una temperatura efectiva de 27 000 K.[9]​ Es la principal representante de un tipo de variables (variables Beta Cephei) que muestran fluctuaciones en su luminosidad debido a pulsaciones en su superficie. Presentan pequeñas oscilaciones de brillo; así, el brillo de Alfirk varía entre magnitud aparente +3,16 y +3,27 en un período de 0,1905 días (4,57 horas).[10]​ Por otra parte, δ Cephei es el prototipo de las conocidas cefeidas, estrellas cuya luminosidad varía con un período muy regular y que desempeñan un importante papel como indicadores de distancia. John Goodricke observó ya la variabilidad de esta estrella en 1784,[11]​ la cual ocurre con una periodicidad de 5 días, 8 horas, 47 minutos y 32 segundos.

ζ Cephei es una supergigante naranja de tipo espectral K1.5Ib.[12]​ Una pequeña variación de 0,04 magnitudes en su brillo con una periodicidad de 533 días sugiere la presencia de una estrella acompañante aún no detectada.[13]​ η Cephei —quinta estrella más brillante de la constelación— es una subgigante naranja de tipo espectral K0IV[14]​ muy semejante a Errai situada a 47 años luz. Kurhah, nombre de ξ Cephei,[1]​ es un sistema estelar múltiple cuya componente principal es una estrella A3m cuya atmósfera está enriquecida en metales. En torno a ella, una estrella de tipo F7V completa una órbita cada 812 días. A su vez, alrededor del par interior orbita otra enana amarilla de tipo F8V cuyo período orbital es de 3800 años aproximadamente.[15]​

Otra estrella de interés es λ Cephei, una supergigante azul masiva de tipo espectral O6I[16]​ muy caliente —38 900 K de temperatura superficial—[17]​ y con una luminosidad 377 000 veces superior a la del Sol.[18]​ Tiene una elevada velocidad relativa respecto al Sol, por lo que se piensa que es una estrella fugitiva; su movimiento a través del espacio indica que hace 2,5 millones de años λ Cephei salió despedida de la asociación estelar Cepheus OB3.[19]​ 9 Cephei es también una distante supergigante azul de 12 masas solares con una luminosidad equivalente a 129 000 soles.[20]​

μ Cephei en longitudes de onda Hα y OIII

En esta constelación también se localizan μ Cephei y VV Cephei, dos de las estrellas de mayor tamaño de la Vía Láctea. La primera, que recibe el título de «estrella granate» por su intenso color rojo, es una hipergigante roja de tipo espectral M2Ia[21]​ o M1I;[22]​ tiene un diámetro —calculado a partir de la medida directa de su diámetro aparente de 0,021 segundos de arco considerando que está a 2400 años luz— unas 1200 veces mayor que el solar, equivalente a 13,5 ua. VV Cephei es también una hipergigante roja variable, cuyo radio es aproximadamente 1400 veces el radio solar, lo que implica que si se encontrase en el lugar del Sol —considerando el valor máximo—, su superficie se extendería más allá de la órbita de Júpiter. Tanto μ Cephei como VV Cephei son variables semirregulares y esta última es, además, una binaria eclipsante.[23]​ De diferentes características es XX Cephei, una binaria eclipsante cuyo período orbital es de aproximadamente 2,3 días, siendo la componente principal una estrella de tipo A4V.[24]​ También son binarias eclipsantes WX Cephei —de tipo espectral conjunto A5V y con un período de 3,3785 días— y EK Cephei, cuyo período orbital es de 4,4278 días.[25]​ Por otra parte, GP Cephei, un distante sistema estelar cuádruple formado por dos estrellas binarias: el par principal tiene un período orbital de 6,6884 días[26]​ y consta de una caliente estrella de Wolf-Rayet de tipo WN6 acompañada por a una supergigante azul de tipo O6I.[27]​

HD 26367 es una «enana de bario» de tipo F7V, así clasificada por sus elevados niveles de bario y estroncio, mucho más altos que los habituales; al igual que en otras estrellas de bario —que son gigantes—, se piensa que las peculiaridades químicas tienen su origen en la contaminación superficial —transferencia de masa— desde una compañera estelar cuando ésta estaba en la rama asintótica gigante, hoy convertida en una enana blanca.[28]​

Por otra parte, el sistema Kruger 60 está constituido por dos pequeñas enanas rojas distantes 13,15 años luz del sistema solar, siendo la estrella más cercana de la constelación. El tipo espectral de las dos componentes es M3V y M4V respectivamente,[29]​[30]​ y su período orbital es de 44,67 años.[31]​ La componente secundaria es una estrella fulgurante que recibe el nombre, en cuanto a variable, de DO Cephei.

Cúmulo NGC 7380 y nebulosa circundante

En cuanto a los objetos de cielo profundo, NGC 188 es un cúmulo abierto con unas 120 estrellas[32]​ situado a 6500 años luz por encima del plano galáctico. Con una metalicidad algo inferior a la del Sol, es uno de los cúmulos abiertos más antiguos con una edad de 4500 millones de años.[33]​ Por el contrario, NGC 7510 es un joven cúmulo de 8 millones años de edad, distante 11 300 años luz.[34]​ Otro cúmulo abierto en Cefeo es NGC 7380; envuelto en una nebulosa de reflexión, se extiende por unos 20 años luz y tiene forma alargada y una cola extendida.[35]​ En este cúmulo se encuentra DH Cephei, binaria compuesta por dos estrellas azules masivas de tipo espectral O5.5V y O6.5V. Sus masas son 29,4 y 25 veces mayores que la masa solar y su temperatura superficial alcanza los 44 000 y 43 000 K respectivamente.[36]​

NGC 6946, donde se han observado diez supernovas desde 1917

Otro objeto de interés en Cefeo es la nebulosa Iris (NGC 7023), una nebulosa de reflexión a 1200 años luz de distancia, iluminada por la binaria espectroscópica HD 200775.[37]​ NGC 7538 es una región de formación estelar cuya población estelar está formada primordialmente por estrellas presecuencia principal de baja masa.[38]​ En cambio, NGC 40 y NGC 7354 son dos nebulosas planetarias dentro de los límites de la constelación. En la primera de ellas, distante unos 6500 años luz,[39]​ la estrella central es una estrella de Wolf-Rayet con una temperatura de 71 000 K;[40]​ en la segunda se puede distinguir una envoltura exterior circular y una interior elíptica.[41]​

En esta constelación también se encuentra CTA 1, un resto de supernova compuesto, en el cual se observa una estructura de tipo caparazón en banda de radio y una morfología llena desde el centro en rayos X.[42]​ En su interior hay un púlsar —RX J0007.0+7302— que no emite en radiofrecuencias pero sí en rayos X y rayos gamma.

Asimismo, en Cefeo se localizan diversas galaxias, entre las que cabe destacar NGC 6946, conocida informalmente como «galaxia de los fuegos artificiales» por el gran número de supernovas observadas en ella, diez en los últimos cien años. Distante unos diez millones de años luz, se encuentra bastante cerca del plano de la Vía Láctea.[43]​

En esta constelación se localiza el blazar S5 0014+81, uno de los objetos más energéticos del universo. Contiene un agujero negro supermasivo con una masa 10 000 mayor que el agujero negro del centro de nuestra galaxia, equivalente a 40 000 millones de soles.[44]​

Estrellas principales

[editar]
Curva de luz de β Cephei, cuyas variaciones de brillo son debidas a pulsaciones en su superficie (datos de TESS)
Imagen de μ Cephei, una de las estrellas más grandes de la galaxia
Comparación de tamaño entre el Sol (el punto amarillo de la izquierda) y VV Cephei A

Objetos de cielo profundo

[editar]
Imagen de NGC 7354 obtenida con el telescopio espacial Hubble

Mitología

[editar]
Cefeo, rey de Etiopía.
Artículo principal: Cefeo

El catasterismo de Cefeo, en la mitología griega y según palabras de Eratóstenes, está colocado en cuarta posición. El círculo ártico lo abarca desde los pies hasta el pecho. El resto de su cuerpo, hasta arriba, viene a dar entre medias del trópico ártico y el del verano. Según cuenta Eurípides, era un rey etíope, hijo de Fénix y padre de Andrómeda. Parece que le sirvió a su propia hija como alimento a un monstruo marino y que Perseo, el hijo de Zeus, la salvó. Por ella fue colocado también él entre los astros conforme a la opinión de Atenea[45]​ o bien fueron los dioses, en general, quienes pusieron a la familia entera entre las estrellas.[46]​

Las constelaciones de Cefeo, Casiopea, Andrómeda, Perseo y Cetus también están vinculados en las leyendas de sus catasterismos.

Referencias

[editar]
  1. ↑ a b c d Naming stars (IAU)
  2. ↑ Malagnini, M. L.; Morossi, C. (1990), «Accurate absolute luminosities, effective temperatures, radii, masses and surface gravities for a selected sample of field stars», Astronomy and Astrophysics Supplement Series 85 (3): 1015-1019, Bibcode:1990A&AS...85.1015M .
  3. ↑ Jancart, S.; Jorissen, A.; Babusiaux, C.; Pourbaix, D. (2005), «Astrometric orbits of SB^9 stars», Astronomy and Astrophysics 442 (1): 365-380, Bibcode:2005A&A...442..365J, arXiv:astro-ph/0507695, doi:10.1051/0004-6361:20053003 .
  4. ↑ «IAU Catalog of Star Names». Consultado el 28 de julio de 2016. 
  5. ↑ Campbell; Walker, G. A. H.; Yang, S. (1988). «A search for substellar companions to solar-type stars». The Astrophysical Journal 331: 902-921. Bibcode:1988ApJ...331..902C. doi:10.1086/166608. 
  6. ↑ Lawton, A. T.; Wright, P. (1989). «A planetary system for Gamma Cephei?». British Interplanetary Society 42: 335-336. Bibcode:1989JBIS...42..335L. 
  7. ↑ Hatzes, Artie P.; Cochran, William D.; Endl, Michael; McArthur, Barbara et al. (2003). «A Planetary Companion to Gamma Cephei A». The Astrophysical Journal 599 (2): 1383-1394. Bibcode:2003ApJ...599.1383H. arXiv:astro-ph/0305110. doi:10.1086/379281. 
  8. ↑ Benedict, G. Fritz; Harrison, Thomas E.; Endl, M.; Torres, G. (2018). «A Mass for γ Cep Ab». Research Notes of the AAS 2 (2): 7. Bibcode:2018RNAAS...2....7B. S2CID 188154737. doi:10.3847/2515-5172/aabe7e. 
  9. ↑ Nieva, María-Fernanda; Przybilla, Norbert (2014). «Fundamental properties of nearby single early B-type stars». Astronomy and Astrophysics 566: A7. Bibcode:2014A&A...566A...7N. S2CID 119227033. arXiv:1412.1418. doi:10.1051/0004-6361/201423373. 
  10. ↑ Beta Cep (General Catalogue of Variable Stars, Samus+ 2007-2017)
  11. ↑ Goodricke, J.; Bayer (1786). «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: 48-61. doi:10.1098/rstl.1786.0002. 
  12. ↑ Keenan, Philip C.; McNeil, Raymond C. (1989). «The Perkins Catalog of Revised MK Types for the Cooler Stars». The Astrophysical Journal Supplement Series 71: 245. Bibcode:1989ApJS...71..245K. doi:10.1086/191373. 
  13. ↑ Hekker, S.; Meléndez, J. (2007). «Precise radial velocities of giant stars. III. Spectroscopic stellar parameters». Astronomy and Astrophysics 475 (3): 1003. Bibcode:2007A&A...475.1003H. S2CID 10436552. arXiv:0709.1145. doi:10.1051/0004-6361:20078233. 
  14. ↑ LHS 3578 -- High proper-motion Star (SIMBAD)
  15. ↑ Tokovinin, A. (2008). «Comparative statistics and origin of triple and quadruple stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 389 (2). pp. 925-938. 
  16. ↑ lam Cep -- Blue supergiant star (SIMBAD)
  17. ↑ Wu, Yue; Singh, H. P.; Prugniel, P.; Gupta, R.; Koleva, M. (2011). «Coudé-feed stellar spectral library - atmospheric parameters». Astronomy and Astrophysics 525. A71. 
  18. ↑ Hohle, M. M.; Neuhäuser, R.; Schutz, B. F. (2010). «Masses and luminosities of O- and B-type stars and red supergiants». Astronomische Nachrichten 331 (4). p. 349. 
  19. ↑ Gvaramadze, Vasilii V.; Gualandris, Alessia (2011). «Very massive runaway stars from three-body encounters». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 410 (1). pp. 304-312. 
  20. ↑ Markova, N.; Puls, J. (2008). «Bright OB stars in the Galaxy. IV. Stellar and wind parameters of early to late B supergiants». Astronomy and Astrophysics 478 (3). pp. 823-842. 
  21. ↑ «Mu Cephei (SIMBAD)». 
  22. ↑ Levesque, Emily M.; Massey, Philip; Olsen, K. A. G.; Plez, Bertrand; Josselin, Eric; Maeder, Andre; Meynet, Georges (2005). «The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not As Cool As We Thought». The Astrophysical Journal 628 (2). pp. 973-985. 
  23. ↑ VV Cephei (Stars, Jim Kaler)
  24. ↑ Angione, Ronald J.; Sievers, John R. (2006). «The Algol System XX Cephei». The Astronomical Journal 131 (4). pp. 2209-2215. 
  25. ↑ Malkov, O. Yu.; Oblak, E.; Snegireva, E. A.; Torra, J. (2006). «A catalogue of eclipsing variables». Astronomy and Astrophysics 446 (2). pp. 785-789. 
  26. ↑ Pourbaix, D.; Tokovinin, A. A.; Batten, A. H.; Fekel, F. C.; Hartkopf, W. I.; Levato, H.; Morrell, N. I.; Torres, G.; Udry, S. (2004). «SB9: The ninth catalogue of spectroscopic binary orbits». Astronomy and Astrophysics 424. pp. 727-732. 
  27. ↑ van der Hucht, K. A. (2001). «The VIIth catalogue of galactic Wolf-Rayet stars». New Astronomy Reviews 45 (3). pp.181-194. 
  28. ↑ Gray, R. O.; Griffin, R. E. M. (2007). «HD 26367: A Nearby, Newly Identified Barium Dwarf». The Astronomical Journal 134 (1). pp. 96-101. 
  29. ↑ GJ 860 A -- Star in double system (SIMBAD)
  30. ↑ V* DO Cep -- Flare Star (SIMBAD)
  31. ↑ Tamazian, V. S. ; Malkov, O. Yu. (2014). «Catalog of Binary UV Ceti Type Flare Stars». Acta Astronomica 64 (4): 359-369. Consultado el 1 de abril de 2024. 
  32. ↑ NGC 188 (SEDS.org)
  33. ↑ Kharchenko, N. V. et al. (2013), «Global survey of star clusters in the Milky Way. II. The catalogue of basic parameters», Astronomy and Astrophysics 558: 8, Bibcode:2013A&A...558A..53K, S2CID 118548517, arXiv:1308.5822, doi:10.1051/0004-6361/201322302, A53. .
  34. ↑ Paunzen, E. et al. (2005), «CCD photometric search for peculiar stars in open clusters. VI. NGC 1502, NGC 3105, Stock 16, NGC 6268, NGC 7235 and NGC 7510», Astronomy and Astrophysics 443 (1): 157-162, Bibcode:2005A&A...443..157P, arXiv:astro-ph/0508151, doi:10.1051/0004-6361:20053287. .
  35. ↑ Chen, W. P. et al. (2011), «A Kinematic and Photometric Study of the Galactic Young Star Cluster NGC 7380», The Astronomical Journal 142 (3): 15, Bibcode:2011AJ....142...71C, S2CID 120469041, doi:10.1088/0004-6256/142/3/71, 71. .
  36. ↑ Krtička, J.; Kubát, J.; Krtičková, I. (2015). «X-ray irradiation of the winds in binaries with massive components». Astronomy and Astrophysics 579: A111. Bibcode:2015A&A...579A.111K. S2CID 119120927. arXiv:1505.03411. doi:10.1051/0004-6361/201525637. 
  37. ↑ Sidhu, Ameek et al. (2023). «Polycyclic aromatic hydrocarbon emission model in photodissociation regions - II. Application to the polycyclic aromatic hydrocarbon and fullerene emission in NGC 7023». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 522 (3): 3227-3235. Consultado el 2 de abril de 2024. 
  38. ↑ Symposium, International Astronomical Union; Union, International Astronomical (28 de mayo de 2007). Triggered Star Formation in a Turbulent Interstellar Medium (IAU S237). Cambridge University Press. p. 458. ISBN 978-0-521-86346-9. 
  39. ↑ Kimeswenger, S.; Barría, D. (2018). «Planetary nebula distances in Gaia DR2». Astronomy and Astrophysics 616 (L2): 4 pp. Consultado el 21 de abril de 2021. 
  40. ↑ Weidmann, W.A. et al. (2020). «Catalogue of the central stars of planetary nebulae. Expanded edition». Astronomy and Astrophysics 640 (A10): 17 pp. Consultado el 12 de marzo de 2024. 
  41. ↑ «Smoky shells». ESA. 10 de diciembre de 2012. Consultado el 1 de abril de 2024. 
  42. ↑ Aliu, E. et al. (2014). «Spatially Resolving the Very High Energy Emission from MGRO J2019+37 with VERITAS». The Astrophysical Journal 788 (1): 10 pp. 78. Consultado el 24 de septiembre de 2021. 
  43. ↑ Fireworks Galaxy NGC 6946 (APOD)
  44. ↑ Ghisellini, Gabriele; Foschini, Luigi; Volonteri, Marta; Ghirlanda, Giancarlo et al. (2009). «The blazar S5 0014+813: a real or apparent monster?». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 399 (1): L24-L28. Bibcode:2009MNRAS.399L..24G. arXiv:0906.0575. doi:10.1111/j.1745-3933.2009.00716.x.  17:53:24 GMT.
  45. ↑ Eratóstenes: Catasterismos XV (Cefeo)
  46. ↑ De Astronomica II, 9 (Cefeo)

Enlaces externos

[editar]
Obtenido de «https://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Cefeo_(constelación)&oldid=162715505»