CEFEU

A constelação de Cefeu (Cepheus) situada nas imediações do Polo Norte Celeste é visível, do Hemisfério Norte,  ao longo de todo o ano.  Entre as suas vizinhas encontram-se as constelações de Lacerta (Observação do Mês nº20 - Agosto 2003), Cisne(Observação do Mês nº8 - Agosto 2002), Cassiopeia (Observação do Mês nº9 - Setembro 2002) e Ursa Menor (Observação do Mês nº16 - Abril 2003).

Figura 1- A constelação de Cefeu

mi Cep é uma supergigante vermelha com uma luminosidade cerca de 50 000 vezes superior à do nosso Sol. A sua magnitude aparente oscila aleatoriamente entre 0s 3.4 e 5.1. Podemos estimar a sua magnitude num dado momento comparando-a com as suas vizinhas zeta Cep (magnitude aparente 3.4), epsilon  Cep (magnitude aparente 4.2) e lambda Cep (magnitude aparente 5.0).

csi Cep situada no centro da constelação, é uma estrela dupla separável em pequenos telescópios. É composto por uma estrela branca de magnitude aparente 4.5 e por uma estrela amarela de magnitude aparente 6.5. A olho nu aparenta ser uma estrela de magnitude aparente 4.3. As estrelas orbitam uma em torno da outra dando uma volta completa em cerca de 4000 anos.

Alfirk (beta Cep) é uma subgigante azul de magnitude aparente 3.2. Esta estrela tem uma companheira de magnitude aparente 7.8 dificilmente visível em pequenos telescópios. Alfirk é também uma estrela variável. A sua magnitude varia entre 3.1 e 3.3 o que é muito pouco para que seja perceptível pelo olho humano.

delta Cep é um sistema duplo composto por uma estrela amarela variável e por uma estrela azul de magnitude aparente 6.3. As duas estrelas estão suficientemente separadas podendo ser observadas pelo menos com pequenos telescópios. A estrela variável do par apresenta um período de variação de 5 dias e 9 horas. Durante esse intervalo de tempo a sua magnitude aparente oscila entre os 3.6 e 4.3. A variação de brilho é causada pelas pulsações do raio da estrela que varia entre os 32 e os 35 raios solares.
Esta estrela (delta Cep) é o protótipo de uma classe de variáveis conhecidas por Cefeidas. Numa estrela deste tipo existe uma relação entre o brilho e o período de variabilidade (quanto maior o período maior o brilho da estrela). Experimentalmente podemos medir o período de variabilidade e o brilho aparente de uma estrela. No caso de uma cefeida,  a partir do período podemos determinar o brilho próprio da estrela. Comparando o brilho próprio com o brilho real podemos determinar a distância a que a estrela se encontra. Conhecem-se actualmente centenas de estrelas deste tipo (tanto na Nossa Galáxia como fora dela) que nos ajudam a determinar distâncias.

Grupo de Astronomia da Universidade da Madeira - 2003