L'Enciclopèdia, la wikipedia en valencià

Cefeo (constelació)

Cefeo o Cepheus és una constelació del nort que representa al llegendari rei d'Etiopia Cefeo, espós de Casiopea i pare d'Andrómeda. És una de les 88 constelacions modernes i una de les 48 constelacions nomenades per Ptolomeo.

Característiques destacables

 
Constelació de Cefeo

l'estrela més lluenta en la constelació és Alderamin (α Cephei),[1] una estrela blanca de la seqüència principal de tipo A8Vn[2] en una lluminositat 17 voltes major que la del Sol[3] que es troba a 48,8 anys llum de distància. Li seguix en lluentor γ Cephei, cridada oficialment Errai.[1] És una estrela binaria composta per una subgigante taronja de tipo espectral K1IV en un radi de 4,8 ràdios solars, i una nana roja de classe M1V que completa una òrbita entorn a ella cada 66 anys.[4]

Al voltant de la subgigante s'ha descobert un planeta, denominat Tadmor,[5] en una separació de 2 ua respecte a la seua estrela; ampra 903 dies en completar una òrbita[6][7][8] i té una massa 9,4 voltes major que la de Júpiter.[9]

Cefeo conté dos estreles variables d'especial interés dins de l'astronomia. β Cephei —cridada Alfirk—[1] és una subgigante de tipo B1IV 15 100 voltes més lluminosa que el Sol en una temperatura efectiva de 27 000 K.[10] És la principal representant d'un tipo de variables (variables Beta Cephei) que mostren fluctuacions en la seua lluminositat per pulsacions en la seua superfície. Presenten chicotetes oscilacions de lluentor; aixina, la lluentor de Alfirk varia entre magnitut aparent +3,16 i +3,27 en un periodo de 0,1905 dies (4,57 hores).[11]

Per una atra part, δ Cephei és el prototip de les conegudes cefeides, estreles que la seua lluminositat varia en un periodo molt regular i que eixerciten un important paper com a indicadors de distància. John Goodricke va observar ya la variabilitat d'esta estrela en 1784,[12] la qual ocorre en una periodicitat de 5 dies, 8 hores, 47 minuts i 32 segons.

ζ Cephei és una supergigante taronja de tipo espectral K1.5Ib.[13] Una chicoteta variació de 0,04 magnituts en la seua lluentor en una periodicitat de 533 dies sugerix la presència d'una estrela acompanyant encara no detectada.[14] η Cephei —quinta estrela més lluenta de la constelació— és una subgigante taronja de tipo espectral K0IV[15] molt semblant a Errai; 8,4 voltes més lluminosa que el Sol,[16] es troba situada a 47 anys llum. ι Cephei és una jaganta taronja de tipo espectral K0III, 4768 K de temperatura efectiva i un radi 11 voltes més gran que el radi solar. Una atra estrela similar és 2 Ursae Minoris —denominada oficialment Tarandus per la seua pertinença en el passat a la constelacíon, hui obsoleta, de Tarandus vel Rangifer—, jaganta de tipo K2III i 4419 K de temperatura.[17] Kurhah, nom de ξ Cephei,[1] és un sistema estelar múltiple la component principal del qual és una estrela A3m l'atmòsfera de la qual està enriquida en metals. Entorn a ella, una estrela de tipo F7V completa una òrbita cada 812 dies. A la seua volta, al voltant del parell interior orbita una atra nana groga de tipo F8V que el seu periodo orbital és de 3800 anys aproximadament.

Una atra estrela d'interés és λ Cephei, una supergigante blava massiva de tipo espectral O6I[18] molt calent —38 900 K de temperatura superficial— i en una lluminositat 377 000 voltes superior a la del Sol.

Té una elevada velocitat relativa respecte al Sol, per lo que es pensa que és una estrela fugitiva; el seu moviment per mig de l'espai indica que fa 2,5 millons d'anys λ Cephei va eixir despedida de l'associació estelar Cepheus OB3. 19 Cephei és una atra supergigante de tipo O9Ib i 32 000 K de temperatura la massa estimada de la qual és fins a 47 voltes major que la del Sol.[19] Alguna cosa més freda és ν Cephei, supergigante blanca de tipo espectral A2Iae i 26,4 masses solars l'edat aproximada de les quals és de 5,9 millons d'anys. 14 Cephei —coneguda també com LZ Cephei— és una atra estrela calenta i massiva en una massa 16 voltes major que la del Sol que forma part d'una binaria espectroscópica en un periodo orbital de 3,070 dies. Aixina mateix, la distant supergigante 9 Cephei, de tipo B2Ib i 12 masses solars, lluïx en una lluminositat equivalent a 129 000 sols.

 
μ Cephei en llongituts d'ona Hα i OIII

En esta constelació també es localisen μ Cephei i VV Cephei, dos de les estreles de major tamany de la Via Làctea. La primera, que rep el títul de «estrela granate» pel seu intens color roig, és una hipergigante roja de tipo espectral M2Ia[20] o M1I; té un diàmetro —calculat a partir de la mida directa del seu diàmetro aparent de 0,021 segons d'arc considerant que està a 2400 anys llum— unes 1200 voltes major que el solar, equivalent a 13,5 ua. VV Cephei és també una hipergigante roja variable, el radi de la qual és aproximadament 1400 voltes el ràdio solar, lo que implica que si es trobara en el lloc del Sol —considerant el valor màxim—, la seua superfície s'estendria més allà de l'òrbita de Júpiter. Tant μ Cephei com VV Cephei són variables semirregulares i esta última és, ademés, una binaria eclipsante, tenint lloc l'eclipse cada 20,36 anys.[21] S Cephei i T Cephei són variables Mira. La primera és una freda estrela de carbono de tipo CV6 i 2240 K de temperatura superficial, mentres que la segona és una estrela pulsante de la branca asintòtica jaganta rica en oxigen.[22]


De diferents característiques és XX Cephei, una binaria eclipsante el periodo de la qual orbital és d'aproximadament 2,3 dies, sent la component principal una estrela de tipo A4V. També són binàries eclipsantes WX Cephei —de tipo espectral conjunt A5V i en un periodo de 3,3785 dies— i EK Cephei, el periodo dels quals orbital és de 4,4278 dies. Per una atra part, GP Cephei, un distant sistema estelar cuádruple format per dos estreles binàries: el parell principal té un periodo orbital de 6,6884 dies i consta d'una calenta estrela de Wolf-Rayet de tipo WN6 acompanyada per una supergigante blava de tipo O6I.

HD 26367 és una «nana de bari» de tipo F7V, aixina classificada pels seus elevats nivells de bari i estronci, molt més alts que els habituals; de la mateixa manera que en atres estreles de bari —que són jagants—, es pensa que les peculiaritats químiques tenen el seu orige en la contaminació superficial —transferència de massa— des d'una companyera estelar quan esta estava en la branca asintòtica jaganta, hui convertida en una nana blanca.

Per una atra part, el sistema Kruger 60 està constituït per dos chicotetes nanes roges distants 13,15 anys llum del sistema solar, sent l'estrela més propenca de la constelació. El tipo espectral de les dos components és M3V i M4V respectivament,[23][24] i el seu periodo orbital és de 44,67 anys.[25] La component secundària és una estrela fulgurant que rep el nom, sobre variable, de DO Cephei.

 
Cúmul NGC 7380 i nebulosa circumdant

Sobre els objectes de cel profunt, NGC 188 és un cúmul obert en unes 120 estreles[26] situat a 6500 anys llum per damunt del pla galàctic. En una metalicitat alguna cosa inferior a la del Sol, és un dels cúmuls oberts més antics en una edat de 4500 millons d'anys. Pel contrari, NGC 7510 és un jove cúmul de 8 millons anys d'edat, distant 11 300 anys llum. Un atre cúmul obert en Cefeo és NGC 7380; envolt en una nebulosa de reflexió, s'estén per uns 20 anys llum i té forma allargada i una coa estesa. En este cúmul es troba DH Cephei, binaria composta per dos estreles blaves massives de tipo espectral O5.5V i O6.5V. Les seues masses són 29,4 i 25 voltes majors que la massa solar i la seua temperatura superficial alcança els 44 000 i 43 000 K respectivament.[27]

 
NGC 6946, a on s'han observat dèu supernoves des de 1917

Un atre objecte d'interés en Cefeo és la nebulosa Iris (NGC 7023), una nebulosa de reflexió a 1200 anys llum de distància, allumenada per la binaria espectroscópica HD 200775.[28] NGC 7538 és una regió de formació estelar la població estelar de la qual està formada primordialment per estreles presecuencia principal de baixa massa.[29] En canvi, NGC 40 i NGC 7354 són dos nebuloses planetàries dins dels llímits de la constelació. En la primera d'elles, distant uns 6500 anys llum,[30] l'estrela central és una estrela de Wolf-Rayet en una temperatura de 71 000 K;[31] en la segona es pot distinguir una envoltura exterior circular i una interior elíptica.[32]

En esta constelació també es troba CTA 1, un restant de supernova compost, en el qual s'observa una estructura de tipo closca en banda de radi i una morfologia plena des del centre en rajos X.[33] En el seu interior hi ha un púlsar —RX J0007.0+7302— que no emet en radiofrecuencia pero sí en rajos X i rajos gamma.

Aixina mateix, en Cefeo es localisen diverses galàxies, entre les que cal destacar NGC 6946, coneguda informalment com a «galàxia dels fòcs artificials» pel gran número de supernoves observades en ella, dèu en els últims cent anys. Distant uns dèu millons d'anys llum, es troba prou prop del pla de la Via Làctea.[34]


En esta constelació es localisa el blazar S5 0014+81, un dels objectes més energètics de l'univers. Conté un forat negre supermasivo en una massa 10 000 major que el forat negre del centre de la nostra galàxia, equivalent a 40 000 millons de sols.[35]

Estreles principals

 
Curva de llum de β Cephei, les variacions de la qual de lluentor són degudes a pulsacions en la seua superfície (senyes de TESS)
 
Image de μ Cephei, una de les estreles més grans de la galàxia
 
Comparació de tamany entre el Sol (el punt groc de l'esquerra) i VV Cephei A

Referències

  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 IAU-Catalog of Star Names (CSN) (IAU)
  2. ↑ “Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I” (2003). The Astronomical Journal 126 (4): 2048. doi:10.1086/378365. Bibcode: 2003AJ....126.2048G.
  3. ↑ «Accurate absolute luminosities, effective temperatures, radii, masses and surface gravities for a selected sample of field stars».Astronomy and Astrophysics Supplement Séries.85(3)
    1015–1019.
  4. ↑ «Astrometric orbits of SB^9 stars».Astronomy and Astrophysics.442(1)
    365–380.doi:10.1051/0004-6361:20053003.
  5. ↑ Approved names (IAU)
  6. ↑ Campbell«A search for substellar companions to solar-type stars».The Astrophysical Journal.331
    902–921.doi:10.1086/166608.
  7. ↑ «A planetary system for Gamma Cephei?».British Interplanetary Society.42
    335–336.
  8. ↑ «A Planetary Companion to Gamma Cephei A».The Astrophysical Journal.599(2)
    1383–1394.doi:10.1086/379281.
  9. ↑ “A Mass for γ Cep Ab” . Research Notes of the AAS 2 (2). doi:10.3847/2515-5172/aabe7i. Bibcode: 2018RNAAS...2....7B.
  10. ↑ “Fonamental properties of nearby single early B-type stars” (2014). Astronomy and Astrophysics 566: A7. doi:10.1051/0004-6361/201423373. Bibcode: 2014A&A...566A...7N.
  11. ↑ Beta Cep (General Catalogue of Variable Stars, Samus+ 2007-2017)
  12. ↑ “A Séries 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” (1786). Philosophical Transactions of the Royal Society of London 76: 48–61. doi:10.1098/rstl.1786.0002.
  13. ↑ “The Perkins Catalog of Revised MK Types for the Cooler Stars” (1989). The Astrophysical Journal Supplement Séries 71: 245. doi:10.1086/191373. Bibcode: 1989ApJS...71..245K.
  14. ↑ “Precise radial velocities of giant stars. III. Spectroscopic stellar parameters” (2007). Astronomy and Astrophysics 475 (3): 1003. doi:10.1051/0004-6361:20078233. Bibcode: 2007A&A...475.1003H.
  15. ↑ LHS 3578 -- High proper-motion Star (SIMBAD)
  16. ↑ “33 New Stellar Angular Diameters from the NPOI, and Nearly 180 NPOI Diameters as an Ensemble” . The Astronomical Journal 166 (6): 268. doi:10.3847/1538-3881/ad08be. ISSN 0004-6256. Bibcode: 2023AJ....166..268B.
  17. ↑ Erro en la cita: L'element <ref> no és vàlit; noms de paràmetros no vàlits
  18. ↑ lam Cep -- Blue supergiant star (SIMBAD)
  19. ↑ “Comoving frame models of hot star winds. I. Test of the Sobolev approximation in the case of pure line transitions” (2010). Astronomy and Astrophysics 519: A50. doi:10.1051/0004-6361/201014111. Bibcode: 2010A&A...519A..50K.
  20. ↑ «Mu Cephei (SIMBAD)».
  21. ↑ (2020).«Spectroscopic Monitoring of the 2017-2019 Eclipse of VV Cephei».The Journal of the American Association of Variable Star Observers.48(2)
    118.Consultat el 13 de març de 2026.
  22. ↑ “A Temporal Study of the Oxygen-rich Pulsating Variable Asymptotic Giant Branch Star, T Cep: Investigation on Dust Formation and Dust Properties” (2011). The Astrophysical Journal 733 (2). doi:10.1088/0004-637X/733/2/93. Bibcode: 2011ApJ...733...93G.
  23. ↑ GJ 860 A -- Star in double system (SIMBAD)
  24. ↑ V* DO Cep -- Flare Star (SIMBAD)
  25. ↑ (2014).«Catalog of Binary UV Ceti Type Flare Stars».Acta Astronomica.64(4)
    359-369.Consultat el 1 d'abril de 2024.
  26. ↑ NGC 188 (SEDS.org)
  27. ↑ “X-ray irradiation of the winds in binaries with massive components” (2015). Astronomy and Astrophysics 579: A111. doi:10.1051/0004-6361/201525637. Bibcode: 2015A&A...579A.111K.
  28. ↑ (2023).«Polycyclic aromatic hydrocarbon emissió model in photodissociation regions - II. Application to the polycyclic aromatic hydrocarbon and fullerene emissió in NGC 7023».Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.522(3)
    3227-3235.Consultat el 2 d'abril de 2024.
  29. ↑ Triggered Star Formation in a Turbulent Interstellar Medium (IAU S237), Cambridge University Press, p. 458. ISBN 978-0-521-86346-9.
  30. ↑ (2018).«Planetary nebula distances in Gaia DR2».Astronomy and Astrophysics.616(L2)
    4 pp..Consultat el 21 d'abril de 2021.
  31. ↑ (2020).«Catalogue of the central stars of planetary nebulae. Expanded edition».Astronomy and Astrophysics.640(A10)
    17 pp..Consultat el 12 de març de 2024.
  32. ↑ «Smoky shells». ESA. Consultat el 2024-04-01.
  33. ↑ (2014).«Spatially Resolving the Very High Energy Emission from MGRO J2019+37 with VERITAS».The Astrophysical Journal.788(1)
    10 pp..Consultat el 24 de setembre de 2021.
  34. ↑ Fireworks Galaxy NGC 6946 (APOD)
  35. ↑ “The blazar S5 0014+813: a real or apparent monster?” . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 399: L24-L28. doi:10.1111/j.1745-3933.2009.00716.x. Bibcode: 2009MNRAS.399L..24G. 17:53:24 GMT.


Obtingut de «https://lenciclopedia.org/w/index.php?title=Cefeo_(constelació)&oldid=1593924»