05 Dic Constelación de Cefeo (Cepheus): Mitología e historia

La constelación de Cefeo (Cepheus) es una de las constelaciones circumpolares del hemisferio norte. Está situada entre Draco y Casiopea, y recibe su nombre del antiguo rey de Etiopía, esposo de Casiopea y padre de Andrómeda.

Constelación de Cefeo (Cepheus): Historia y ubicación

Cefeo es una de las constelaciones circumpolares del hemisferio norte y está situada entre Draco y Casiopea. Fue descrita por Ptolomeo en el siglo II d.C. y tiene una característica forma de «pentágono deformado» o «casita con tejado puntiagudo».

En la mitología griega, el rey Cefeo ocupa un papel menor frente a su esposa Casiopea, protagonista central del mito griego de Perseo, el héroe que venció a la gorgona Medusa.

Algo similar ocurre en el cielo, ya que Cefeo es una de las constelaciones más tenues del grupo mitológico de Perseo, aunque posee varios objetos notables. Se ve más alta en el horizonte en otoño y principios del invierno.

Constelación de Cefeo (Cepheus): Mitología

La constelación de Cefeo (Cepheus) está asociada al mito griego de Perseo. Este engloba a las constelaciones de Casiopea, Cefeo, Andrómeda, Perseo, Pegaso y Cetus (La Ballena).

El mito de Perseo es una historia en la que Perseo, a lomos de Pegaso, rescata a Andrómeda, hija de Casiopea y Cefeo, de las fauces del monstruo marino Cetus (La Ballena).

Casiopea, la más hermosa

Casiopea, esposa del rey Cefeo de Etiopía y madre de la princesa Andrómeda, era famosa por su extraordinaria belleza. Un día, dejándose llevar por la vanidad, afirmó ser más hermosa que las Nereidas, las ninfas del mar.

Su arrogancia enfureció a Poseidón, el dios del océano, quien decidió castigarla enviando a su monstruoso hijo, Cetus, a arrasar la costa de su reino.

Desesperados, Casiopea y Cefeo consultaron el oráculo, que les dio un cruel consejo: la única manera de aplacar la ira del dios era sacrificar a su hija Andrómeda, encadenándola a una roca junto al mar como ofrenda al monstruo.

Así lo hicieron, y la joven Andrómeda, inocente y aterrorizada, ya solo aguardaba su horrible destino mientras las olas del mar se estrellaban a sus pies. Pero en ese momento apareció Perseo a lomos de Pegaso, recién victorioso tras derrotar a la gorgona Medusa.

Perseo rescata a Andrómeda

Al ver a Andrómeda desde el cielo encadenada a una roca, Perseo no dudó en bajar y enfrentarse a Cetus. Usando la cabeza de Medusa, convirtió a Cetus en piedra, liberando así a Andrómeda de un destino cruel.

Casiopea y Cefeo, llenos de gratitud, vieron cómo su hija era salvada por Perseo y comprendieron el precio de la soberbia. Como recordatorio de su vanidad, los dioses colocaron a Casiopea entre las estrellas, y junto a ella a su marido Cefeo.

Constelación de Cefeo (Cepheus): Estrellas principales

La figura principal de Cefeo es un pentágono deformado compuesto por 5 estrellas: Alderamin (Alfa Cep), Alfirk (Beta Cep), Errai (Gamma Cep), Iota Cep y Zeta Cep. La estrella más prominente del conjunto es Alderamin, en el vértice superior izquierdo.

Entre las estrellas más destacadas de Cefeo figuran la célebre “Estrella Granate” de Herschel (Mu Cephei), el sistema binario eclipsante VV Cephei, Delta Cephei, prototipo de las variables Cefeidas, y Alfirk (Beta Cephei), que representa un tipo de variabilidad estelar más sutil.

Alfirk está debajo de Alderamin, mientras que Errai se sitúa en el vértice inferior. Zeta se encuentra arriba a la derecha de Alderamin y forma un destacado triángulo junto con Épsilon y Delta, la célebre variable Delta Cephei.

Castula (Nu Cephei) se encuentra entre Zeta y Alderamin, mientras que Kabalfird (Eta Cep) está justo a la izquierda de esta última.

La supergigante Mu Cephei, o «Estrella Granate», se halla encima de Castula, mientras que VV Cephei (que rivaliza en tamaño con Mu Cephei) y Kurhah (Xi Cep) están debajo.

Alderamin (α Cep, Alfa Cephei)

Alderamin (α Cep), con magnitud 2.44, es la estrella más brillante de la constelación de Cefeo (Cepheus). Se encuentra a una distancia de unos 49 años luz de la Tierra.

Su nombre en árabe significa “el antebrazo derecho”. Sin embargo, este nombre originalmente se asociaba a Cástor, en Géminis. Más tarde se aplicó erróneamente a Alderamín, con una transliteración incorrecta que alteró su sentido original.

La importancia astronómica de Alderamin no radica tanto en su brillo, sino en su proximidad al Polo Norte celeste.

Una futura «estrella polar»

Debido a la precesión de los equinoccios, el eje terrestre describe un círculo de 23,5° de radio a lo largo de unos 25.800 años, desplazando así el punto al que apunta el polo norte en el cielo.

Actualmente el polo norte celeste se halla cerca de Polaris (α Ursae Minoris), pero hace unos 4.700 años, en torno al 2.700 a.C., apuntaba hacia Thuban (α Draconis), y en la época de Homero estaba cerca de Kochab (β Ursae Minoris).

Pues bien, dentro de unos 5.500 años, el polo norte celeste volverá a situarse a unos tres grados de Alderamin, como ya ocurrió en el 18.000 a.C. Sin embargo, no será una «estrella polar» tan precisa como lo fue Thuban en el pasado, o lo es Polaris en la actualidad.

Propiedades físicas

Alderamin es una estrella blanca tipo A7 clasificada como enana, es decir, una estrella que fusiona hidrógeno en su núcleo, igual que el Sol. Sin embargo, podría encontrarse ya al inicio de su evolución hacia la fase de subgigante.

Su luminosidad es unas 18 veces la solar, su radio es 2,5 veces el del Sol y su masa se estima en 1,9 veces la del Sol.

Rápida rotación y actividad magnética inusual

Una de las características más llamativas de esta estrella es su rotación extremadamente rápida.

Su velocidad ecuatorial mínima alcanza los 246 km/s, más de 125 veces la del Sol, lo que implica un periodo de rotación inferior a medio día, frente a los casi 27 días que tarda el Sol en girar sobre sí mismo.

Esta rotación tan intensa impide la separación de elementos químicos en su atmósfera (difusión atómica), fenómeno común en otras estrellas de tipo A. Además, Alderamin presenta una actividad magnética inesperada.

Este tipo de estrellas no deberían tener una envoltura convectiva como la del Sol, donde los movimientos de plasma generan campos magnéticos. Sin embargo, Alderamin emite una cantidad de radiación de rayos X comparable a la solar.

Esto sugiere la presencia en Alderamin de procesos magnéticos anómalos aún no bien comprendidos.

Errai (γ Cep, Gamma Cephei)

Con magnitud media 3.22, Errai (γ Cep) es la segunda estrella más brillante de la constelación de Cefeo (Cepheus), pero apenas por delante de Alfirk (β Cep), con magnitud media 3.23. Se encuentra a una distancia de unos 46 años luz de la Tierra.

Su nombre proviene del árabe “al-ra‘i”, que significa “el pastor” y forma el vértice del tejado de la «casita con tejado puntiagudo» que forman las estrellas más brillantes de la constelación de Cefeo.

Errai es una estrella anaranjada tipo K1 con una temperatura superficial de unos 4.920 K. Su brillo es 10,6 veces superior al del Sol, su radio es 4,5-4,9 veces el solar y su masa es 1,6 veces la del Sol.

Errai fusiona helio para producir carbono y oxígeno en su núcleo, lo que indica que ha abandonado la secuencia principal y se ha convertido en una subgigante o gigante temprana.

Sistema binario y exoplaneta

Errai tiene una compañera enana roja de 0,3–0,4 masas solares que orbita a 19 UA, con un periodo orbital de 57-66 años. Su órbita es notablemente excéntrica, acercándose hasta 12 UA en el periastro y alejándose hasta 26 UA en el apoastro.

Además, Errai alberga un exoplaneta llamado Gamma Cephei Ab, descubierto en los años 2000. Este planeta tiene una masa mínima de 1,6 veces la de Júpiter y orbita a unas 2 UA de la estrella principal, completando una vuelta cada 2,5 años.

Alfirk (β Cep, Beta Cephei)

Alfirk (β Cep), con magnitud media 3.23, es la tercera estrella más brillante de la constelación de Cefeo (Cepheus), justo por debajo de Errai (γ Cep), con magnitud media 3.22. Se encuentra a una distancia de unos 685 años luz de la Tierra.

El nombre Alfirk proviene de una expresión árabe que designaba tanto a Alderamin (α Cephei) como a esta estrella, y que puede traducirse como “las dos estrellas” o, según otras interpretaciones, como “el rebaño”.

Alfirk es una estrella azul tipo B1, con una temperatura superficial de unos 26.900 K y una luminosidad 23 mil veces superior a la del Sol. Se clasifica como subgigante, aunque en realidad es una enana masiva de unas 13,5 masas solares.

Efectivamente, aunque Alfirk todavía fusiona hidrógeno en su núcleo, ya se aproxima al final de su vida principal, estimada en unos 11 millones de años. Al ser una estrella tan masiva, no podrá terminar su vida como una enana blanca y terminará explotando como supernova.

Prototipo de estrellas «Beta Cephei»

Alfirk es el prototipo de las “estrellas Beta Cephei”, un grupo de astros que pulsan de forma periódica con variaciones de brillo de apenas unas centésimas de magnitud y con múltiples periodos superpuestos.

El periodo principal de Alfirk es de 4,57 horas, durante el cual su brillo oscila entre magnitudes 3,16 y 3,27. Se han detectado otros periodos secundarios de 4,72; 4,46; 4,43; 4,88 y 4,30 horas, además de modulaciones más lentas de 6 y 12 días debidas a su rotación.

Estas pulsaciones se deben a variaciones en el flujo de calor en capas internas de la estrella, un mecanismo similar al que genera las oscilaciones de las Cefeidas, aunque en un rango de temperatura y masa mucho mayor.

Sistema triple

Alfirk tiene una compañera cercana, una enana azul tipo B5 de unas cuatro masas solares, situada a 0,25 segundos de arco (unos 50 UA), que rota a 230 km/s y completa una órbita alrededor de Alfirk en unos 90 años.

Existe una segunda compañera más lejana, una estrella tipo A de novena magnitud, visible con pequeños telescopios, situada al menos a 3.000 UA y con un periodo orbital estimado en unos 40 mil años.

δ Cephei (δ Cep, Delta Cephei)

Con magnitud media 4,1, δ Cephei (δ Cep) es una estrella con una importancia astronómica fundamental, aunque carezca de nombre propio, ya que es el prototipo de las célebres estrellas variables Cefeidas.

Se encuentra a una distancia de 865–898 años luz de la Tierra, formando parte de la asociación estelar OB6 de Cefeo, un grupo de estrellas jóvenes masivas ubicado a unos 880 años luz de la Tierra.

La magnitud de su brillo varía regularmente entre 3,5 y 4,3, lo que la convierte en una especie de reloj natural, con un periodo de pulsación de 5 días, 8 horas, 47 minutos y 32 segundos.

Variables Cefeidas

En 1912, Henrietta Leavitt descubrió que las Cefeidas presentan una relación directa entre luminosidad y periodo de pulsación, lo que permite calcular distancias precisas a galaxias cercanas a partir de su magnitud aparente.

Este descubrimiento fue clave para que Edwin Hubble determinara la distancia a la Galaxia de Andrómeda, demostrando que existen sistemas estelares fuera de nuestra propia galaxia.

La observación de Cefeidas ha sido un proyecto central del Telescopio Espacial Hubble, estableciendo una escala de distancias cosmológicas fiable.

Propiedades físicas

Se clasifica como supergigante blanco-amarillenta tipo F5, aunque durante su ciclo de pulsación su temperatura superficial cambia de 6.800 K en el máximo a 5.500 K en el mínimo, pasando temporalmente a tipo G2.

Delta Cephei es extremadamente luminosa, aproximadamente 2 mil veces más luminosa que el Sol. Su radio es unas 40 veces el solar y tiene una masa unas seis veces la solar.

Delta Cephei nació hace menos de 75 millones de años como una enana B2–B3 y, como todas las Cefeidas, agotó hace tiempo su hidrógeno central. Actualmente expande y contrae su radio, pulsando como un corazón celestial.

Sistema binario

Delta Cephei posee una compañera visual tipo B7 de magnitud 6,3. Es unas 500 veces más luminosa que el Sol, está situada a más de 11.000 UA y tiene un periodo orbital de más de 300.000 años.

Constelación de Cefeo (Cepheus): Asterismos

El principal asterismo de Cefeo es el «Arco del Rey», formado por 6 estrellas: Errai (γ Cep), π Cep, 31 Cep, 24 Cep, 11 Cep y Alfirk (β Cep).

Se trata de un asterismo ténue, que salvo por  Errai (γ Cep) y Alfirk (β Cep), ambas de magnitud 3, está formado por estrellas de magnitudes 4-5.

Constelación de Cefeo (Cepheus): Objetos más interesantes

Cefeo alberga una destacada variedad de objetos de cielo profundo, entre ellos cúmulos como “Polarissima” (NGC 188) y “Punta de Flecha” (NGC 7510) y nebulosas tan conocidas como «Trompa de Elefante» (vdB 142), ubicada en IC 1396, “Iris” (NGC 7023) o “Mago” (NGC 7380).

• NGC 188 (Caldwell 1), cúmulo «Polarissima».
• NGC 7160, cúmulo «Caimán Nadador».
• NGC 7510, cúmulo «Punta de Flecha», Sh2-157, nebulosa «Pinza de Langosta» y NGC 7538, nebulosa «Lago del Norte» o «Cerebro».
• IC 1396, nebulosa, Sh2-129, nebulosa «Murciélago Volador» y Ou4, nebulosa «Calamar Gigante».
• NGC 7023 (Caldwell 4), nebulosa «Iris».
• NGC 7129, nebulosa «Capullo de Rosa».
• NGC 7380 (Sh2-142), nebulosa «Mago».
• NGC 7822, nebulosa «Signo de Interrogación».
• Sh2-155 (Caldwell 9), nebulosa «Cueva».
• VdB 152 (Ced 201), «Nebulosa del Urogallo» o «Cueva del Lobo».
• NGC 40 (Caldwell 2), nebulosa planetaria «Lazo» o «Escarabajo» y CTA1, remanente de supernova.
• NGC 7354, nebulosa planetaria.
• NGC 6951 (Arp 29), galaxia «Fuegos Artificiales» y NGC 6939, cúmulo «Zarza Fantasmal» o «Ganso Volador».

Cúmulo «Polarissima» (NGC 188) (Caldwell 1)

NGC 188 ( o Caldwell 1), es un cúmulo abierto formado por estrellas nacidas a partir de la misma nube molecular, lo que implica que todas tienen edades similares. Este tipo de sistemas es muy valioso para estudiar cómo varía la composición química entre estrellas que comparten un origen común.

El cúmulo fue descubierto por John Herschel en 1831, quien también nombró varias lunas de Saturno y Urano. Este último planeta fue descubierto por su padre, el famoso William Herschel. Se encuentra a unos 4 grados al sureste de la estrella Polaris.

NGC 188 presenta una magnitud aparente de 8,1 y contiene muchas estrellas de la secuencia principal. Estas estrellas de edad intermedia son particularmente interesantes porque son candidatas idóneas para albergar exoplanetas potencialmente habitables.

No obstante, la distancia del cúmulo, más de 5.400 años luz, dificulta su estudio detallado en la búsqueda de exoplanetas.

NGC 188 es circumpolar para todo el hemisferio norte, de modo que permanece visible durante todo el año. Además, su proximidad angular a Polaris, en el extremo del “mango” de la Osa Menor, facilita su localización.

Un cúmulo abierto muy antiguo

A diferencia de muchos cúmulos abiertos, cuyos miembros están poco ligados gravitatoriamente y se dispersan con el tiempo, NGC 188 presenta una notable estabilidad. Es uno de los cúmulos abiertos más antiguos conocidos, con una edad de al menos 6.800 millones de años.

Su localización, alejada del centro galáctico, ha evitado que las fuerzas gravitatorias de la Vía Láctea lo desmantelen, permitiendo su conservación hasta la actualidad.

Rezagadas azules

Observaciones realizadas con la «Advanced Camera for Surveys» del telescopio espacial Hubble han permitido estudiar en detalle las estrellas denominadas “rezagadas azules” presentes en el cúmulo.

La evidencia apunta a que estas estrellas son sistemas binarios en los que ha existido transferencia de masa, lo que provoca que uno de los componentes aparezca más caliente y azulado de lo que cabría esperar para su edad.

Cúmulo «Caimán Nadador» (NGC 7160)

NGC 7160 es un cúmulo abierto relativamente disperso descubierto por William Herschel el 9 de noviembre de 1789 y posteriormente observado por John Herschel el 7 de octubre de 1829. Se encuentra a 2.300-2.500 años luz de la Tierra.

Se clasifica como un cúmulo pobre y con baja concentración central, correspondiente al tipo II3p en la clasificación de Trumpler. Este es un sistema formalizado en 1930 por Robert J. Trumpler para describir y categorizar cúmulos abiertos.

Forma parte de la asociación estelar Cepheus OB2 y se localiza aproximadamente un grado al sur-suroeste de VV Cephei o a unos 4 grados al este de Alderamin (α Cep).

En su región central destaca la estrella HIP 108093, un sistema binario eclipsante. Las estimaciones de edad sitúan al cúmulo en un rango entre 10 y 19 millones de años, lo que confirma su carácter joven.

Observaciones realizadas con los telescopios espaciales Spitzer y Herschel no muestran emisión infrarroja extendida, lo que indica que la nube molecular original ya ha sido dispersada.

La «Burbuja de Cefeo»

NGC 7160 se encuentra dentro de la denominada «Burbuja de Cefeo», una estructura en expansión formada por polvo y gas, con un diámetro angular cercano a 10 grados, equivalentes a unos 390 años luz.

Se considera que la burbuja se originó por la acción combinada de los vientos estelares, la fotoionización y las explosiones de supernovas de estrellas OB ya desaparecidas.

Mu Cephei, Nu Cephei y el propio NGC 7160 podrían haber sido compañeras de ese grupo progenitor. Asimismo, se ha propuesto que Lambda Cephei y 68 Cygni serían estrellas fugitivas expulsadas de esa misma región.

Cúmulo «Punta de Flecha» (NGC 7510), Nebulosas «Pinza de Langosta» (Sh2-157) y «Lago del Norte» o «Cerebro» (NGC 7538)

“Punta de Flecha” (NGC 7510) es un cúmulo estelar muy joven y brillante, mientras que las nebulosas “Pinza de Langosta” (Sh2-157) y “Lago del Norte” o “Cerebro” (NGC 7538) son conocidas regiones de formación estelar masiva.

Estos objetos se encuentran muy próximos a la contigua constelación de Casiopea y pueden capturarse en una fotografía de gran campo junto con otros objetos de esta constelación, como puede apreciarse en la imagen.

NGC 7510

NGC 7510 es un cúmulo abierto situado a más de 11.000 años luz de la Tierra, una distancia considerable que lo sitúa más lejos que muchos de los cúmulos brillantes visibles con prismáticos o telescopios pequeños.

Esta lejanía implica además que parte de su luz queda atenuada por las nubes de gas y polvo interestelar, un efecto comparable al debilitamiento de los faros de un coche al atravesar la niebla nocturna.

Su forma ha recibido diversas interpretaciones: algunos observadores la comparan con una flecha, otros con una pinza de langosta, mientras que también se ha descrito como un destello similar a un pequeño fuego artificial cruzando el cielo.

Al observar NGC 7510 se está mirando a través del Brazo de Orión de la Vía Láctea y hacia el Brazo de Perseo, lo que añade interés a la región por la compleja estructura espiral y la acumulación de material interestelar en esta dirección.

Sh2-157

Sh2-157, conocida como la Nebulosa «Pinza de Langosta», es una nebulosa de emisión situada entre las constelaciones de Casiopea y Cefeo, a aproximadamente 8.000 años luz de distancia de la Tierra.

Se encuentra en el Brazo de Perseo de la Vía Láctea, a casi 7 grados al noroeste de Caph (β Cas) y a solo 1 grado de la Nebulosa «Burbuja» (NGC 7635). Este objeto está relacionado directamente con la gran asociación «Cassiopeia OB2».

En la parte superior izquierda de la imagen de Sh2-157 se muestra el cúmulo «Punta de Flecha» (NGC 7510), perteneciente a la constelación de Cefeo.

Sh2-157 es visible en las longitudes de onda del hidrógeno ionizado (Hα), el oxígeno (OIII) y el azufre (SII) y destaca por sus dos arcos principales en anillo (en el centro de la imagen) en la parte norte, que se asemejan a las pinzas de una langosta.

Se cree que esta forma es el resultado de la acción de los vientos estelares de la estrella tipo Wolf-Rayet WR 157 perteneciente al cúmulo abierto Markarian 50.

Por su parte, el sector sur (a la derecha de la imagen) está iluminado y excitado por la radiación intensa de estrellas de clase espectral O. En el interior de la nebulosa se encuentra un cúmulo de estrellas muy jóvenes, que representa la generación más reciente en un continuo proceso de formación estelar.

Este proceso está vinculado tanto a la asociación «Cassiopeia OB2» como al cercano cúmulo abierto NGC 7510, lo que convierte a Sh2-157 en una región activa de nacimiento estelar.

NGC 7538

NGC 7538 es una de las pocas ‘guarderías’ de estrellas masivas que se encuentran relativamente cerca de nuestro planeta, a unos 9.000 años luz, lo que permite que los astrónomos puedan estudiar sus procesos con un gran nivel de detalle.

Las regiones de formación de estrellas como NGC 7538 están formadas principalmente por hidrógeno gaseoso, pero también contienen una pequeña pero crucial proporción de polvo cósmico, que brilla con intensidad en las longitudes de onda del infrarrojo lejano.

Esta región tiene una masa total equivalente a 400.000 soles, y presenta una gran actividad de formación de estrellas masivas (aquellas más de ocho veces más grandes que nuestro Sol).

La mezcla de polvo y gas que cubre toda la imagen oculta en su interior cientos de semillas de futuras generaciones estelares, que se encenderán como estrellas en cuanto alcancen una masa crítica.

Al menos trece de estas protoestrellas tienen una masa 40 veces superior a la de nuestro Sol, y se encuentran a una temperatura extremadamente baja, por debajo de los -250°C.

Peculiar formación en anillo

Un grupo de semillas estelares parece formar una estructura anular en el lado izquierdo de la imagen.

Este anillo podría ser el borde de una burbuja esculpida por las explosiones estelares que tuvieron lugar en la región, cuando las estrellas alcanzaron el final de sus vidas y explotaron como supernovas.

Sin embargo, los astrónomos todavía están investigando los orígenes de esta peculiar formación.

Nebulosas IC 1396, «Murciélago Volador» (Sh2-129) y «Calamar Gigante» (Ou4)

Las extensas nebulosas de emisión IC 1396 y Sh2-129 abarcan un amplio campo en el cielo de unos 10 grados. Ambas estructuras combinan gas interestelar incandescente y densas nubes de polvo que modelan un paisaje complejo y dinámico.

IC 1396 está situada a unos 3.000 años luz de distancia de la Tierra y se extiende a lo largo de varios cientos de años luz.

Su iluminación procede de una estrella azulada situada en la región central. Entre las formaciones más destacadas se encuentra la conocida «Trompa de Elefante», una nube oscura alargada situada a la derecha del centro de la nebulosa.

Esta estructura, de varias decenas de años luz de longitud, contiene material interestelar denso que actúa como reservorio para la formación estelar y alberga en su interior diversas protoestrellas.

En la misma zona del cielo y a una distancia similar se localiza Sh2-129, cuyo aspecto con nudos brillantes y crestas de emisión curvadas ha motivado su nombre popular: la Nebulosa del «Murciélago Volador».

Dentro de esta nebulosa se encuentra uno de los objetos más singulares identificados recientemente en la región: Ou4, la Nebulosa del «Calamar Gigante«, reconocible por su tenue emisión azulada que aparece superpuesta al gas rojizo del entorno.

Este conjunto de nebulosas constituye una de las regiones más ricas y variadas de Cefeo, donde coexisten procesos de ionización, condensación de polvo y formación estelar en distintas fases evolutivas.

IC 1396

IC 1396 es una región ionizada de gran tamaño que abarca más de 5 grados en el cielo y se extiende a lo largo de cientos de años luz. Su iluminación y fotoionización están dominadas por HD 206267, un sistema estelar triple jerárquico muy luminoso.

Dos de sus componentes forman una binaria espectroscópica con un periodo orbital de 3,7 días, mientras que un tercer miembro orbita a mayor distancia. Se encuentra a unos 4 grados al suroeste de η Cep.

La radiación de este sistema excita el gas circundante, mientras que los glóbulos densos, como la «Trompa de Elefante», permanecen parcialmente protegidos de esa intensa emisión ultravioleta.

Situada a la derecha del centro de IC1396, esta estructura alargada denominada vdB 142, se ha convertido en una de las más representativas de esta región de formación estelar en Cefeo.

Nebulosa «Trompa de Elefante» (vdB 142)

La Nebulosa «Trompa de Elefante», también conocida como vdB 142, es una estructura oscura y alargada situada dentro de la extensa nebulosa de emisión IC 1396. Se encuentra a 2.400–3.000 años luz de distancia de la Tierra.

Constituye una condensación de gas y polvo interestelar lo suficientemente densa como para resistir, en parte, la intensa radiación ultravioleta procedente de una estrella masiva cercana.

La Trompa de Elefante tiene más de 20 años luz de longitud y destaca por sus crestas brillantes y sus relieves en forma de filamentos, creados por la interacción entre el gas ionizado y las zonas más frías y opacas del interior.

Estas nubes oscuras contienen los materiales necesarios para la formación estelar y albergan varias protoestrellas ocultas. La estructura interna de esta región muestra los complejos contornos y cavidades esculpidos por la radiación y los vientos estelares.

Sh2-129 y Ou4

La Nebulosa del Calamar Gigante (Ou4) es una estructura cósmica de forma bipolar, cuyo tamaño aparente abarca casi tres lunas llenas en el cielo terrestre. Se encuentra a unos 3 grados al suroeste de Alderamin.

Fue descubierta en 2011 por el astrofotógrafo francés Nicolas Outters y se distingue por su característica emisión azulada, producida por oxígeno doblemente ionizado. Esta emisión contrasta con el extenso resplandor rojizo del hidrógeno de Sh2-129, que la envuelve visualmente.

Durante años, la distancia y la naturaleza real de Ou4 resultaron difíciles de establecer. Sin embargo, un estudio sugiere que la nebulosa se encuentra efectivamente dentro de Sh2-129, a unos 2.300 años luz de la Tierra.

En ese contexto, Ou4 sería un impresionante flujo de material impulsado por un sistema triple de estrellas calientes y masivas identificado como HR 8119, situado cerca del centro de la estructura.

Si esta interpretación es correcta, el “Calamar Gigante” tendría una extensión física superior a los 50 años luz, lo que lo convierte en uno de los objetos de flujo bipolar más grandes conocidos dentro de una región de emisión.

Nebulosa «Iris» (NGC 7023) (Caldwell 4)

NGC 7023, Nebulosa «Iris» o Caldwell 4, es una nebulosa de reflexión situada a unos 1.400 años luz de la Tierra y descubierta el 18 de octubre de 1794 por William Herschel. Sus estructuras luminosas tienen una extensión de 6 años luz.

Su característico tono azulado procede de la luz dispersada por diminutas partículas sólidas presentes en la nube, iluminadas por una estrella central brillante. Se encuentra a 3,5 grados al suroeste de Alfirk (β Cep).

Se trata de granos extremadamente pequeños, 10 o incluso 100 veces menores que las partículas de polvo terrestres, que dispersan la luz estelar y generan un resplandor indirecto típicamente azulado, similar al del cielo diurno.

Aunque la Nebulosa del Iris se muestra predominantemente azul, alberga también filamentos rojizos profundos que apuntan a la presencia de compuestos químicos aún no identificados, probablemente basados en hidrocarburos.

Nebulosa «Capullo de Rosa» (NGC 7129)

NGC 7129 es una región de formación estelar situada a unos 3.000 años luz de la Tierra. En su interior se encuentran numerosas estrellas jóvenes, muchas de ellas con menos de un millón de años. Se encuentra a unos 4,5 grados al suroeste de Alderamin.

Estas estrellas recién formadas emiten una intensa radiación capaz de fotodisociar las nubes de gas de las que proceden, excavando cavidades en el material circundante. Uno de los bordes de estas cavidades presenta un resplandor rosado característico del hidrógeno excitado.

La niebla azulada visible en la región es producto de la luz de estas jóvenes estrellas reflejada por finos granos de polvo. Entre las estructuras más llamativas destacan varios objetos compactos y profundamente rojizos asociados a estrellas en formación que aún no son visibles directamente.

Estos rasgos corresponden a objetos Herbig-Haro, emisiones de hidrógeno impactado por los chorros supersónicos que expulsan las estrellas recién nacidas. Un ejemplo notable es el objeto HH 103, de forma creciente, situado en la parte superior de la nebulosa.

El campo abarcado por esta región es amplio: la vista telescópica cubre más de 40 años luz. Entre los rasgos más débiles identificados recientemente se encuentran unas hebras rojizas en la parte superior derecha, que podrían corresponder a un remanente de supernova aún en estudio.

Máseres y fotoluminiscencia

En NGC 7129 también se detectan fenómenos energéticos adicionales, como máseres moleculares, señales coherentes en el rango de microondas generadas por moléculas excitadas.

En este caso, los máseres proceden de moléculas de agua (H₂O), que vibran al ser irradiadas por fotones de alta energía y reemiten radiación de microondas.

Otro proceso relevante es la fotoluminiscencia: los granos de polvo transforman luz ultravioleta invisible en emisión rojiza tenue, visible en forma de filamentos que se entremezclan con las nubes reflejadas.

A largo plazo, el gas y el polvo que rodean la región terminarán disipándose, y las estrellas se separarán gradualmente mientras el joven cúmulo continúa su recorrido orbital alrededor del centro galáctico.

Nebulosa «Mago» (NGC 7380) (Sh2-142)

La Nebulosa «Mago» es una región de formación estelar, situada a unos 8.000 años luz de la Tierra, que rodea al cúmulo abierto en desarrollo NGC 7380. Presenta una interacción entre estrellas, gas y polvo que, visualmente, recuerda la figura de un hechicero medieval.

Las estrellas de NGC 7380 han surgido de esta región de formación estelar durante los últimos 5 millones de años, por lo que se trata de un cúmulo relativamente joven. Se encuentra a unos 2,5 grados al oeste de δ Cep.

En la Nebulosa «Mago», la gravedad es suficiente para formar estrellas, mientras que los vientos estelares y la radiación son lo bastante intensos como para crear y disolver columnas de gas.

Esta región activa de formación estelar abarca unos 100 años luz y aunque la nebulosa solo perdurará unos pocos millones de años, algunas de las estrellas que están naciendo en ella podrían sobrevivir a nuestro Sol.

Nebulosa «Signo de Interrogación» (NGC 7822)

NGC 7822 es una brillante región de formación estelar situada en el borde de una gigantesca nube molecular y situada a unos 3.000 años luz de la Tierra. En su interior destacan bordes luminosos y formas oscuras en un paisaje celeste colorido y detallado.

Se encuentra aproximadamente a mitad de camino en línea recta entre Errai (γ Cep) y Caph (β Cas), esta última en la contigua constelación de Casiopea (Cassiopeia).

La imagen es un mosaico que incluye datos de filtros de banda estrecha que mapean la emisión del oxígeno, el hidrógeno y el azufre atómicos en tonos azules, verdes y rojos, respectivamente. Este mapeo de colores se conoce como paleta Hubble.

La emisión atómica está alimentada por la radiación energética de las estrellas centrales más calientes.

Sus intensos vientos y radiación esculpen y erosionan las estructuras más densas en forma de pilares, despejando una cavidad característica de varios años luz en el centro de la nube donde nacen las estrellas.

Es posible que sigan formándose estrellas en el interior de estos pilares por colapso gravitatorio, pero a medida que se erosionan, las estrellas en formación quedarán aisladas de su reservorio de material estelar.

Nebulosa «Cueva» (Sh2-155) (Caldwell 9)

La nebulosa «Cueva», o Caldwell 9, es una nebulosa de emisión que forma parte de una estructura mucho mayor: la nube molecular Cepheus B. Se encuentra a unos 3.000 años luz de distancia de la Tierra, en el plano de la Vía Láctea.

Se localiza a unos 4 grados al sureste de ι Ceph y recibe su nombre popular por la cavidad oscura de gas y polvo que recuerda a la entrada de una cueva.

El arco brillante que define esta entrada corresponde a una región HII en la que el hidrógeno atómico se encuentra ionizado y donde se están formando nuevas estrellas.

Fue incluida en 1959 por Stewart Sharpless en su segundo catálogo de regiones HII con la designación Sh2-155. A pesar de su magnitud de 8 y de su extensión de 40 años luz, Caldwell 9 es un objeto difuso y de bajo contraste, difícil de localizar visualmente.

Intensa actividad de formación estelar

La Nebulosa de la Cueva es especialmente interesante para la investigación astronómica porque observaciones en radio y en el infrarrojo cercano revelan una intensa actividad de formación estelar, con numerosas estrellas jóvenes y calientes emergiendo en su interior.

En 1995, la Wide Field and Planetary Camera 2 de Hubble estudió esta región en busca de discos protoplanetarios alrededor de estrellas jóvenes, similares a los detectados previamente en la Nebulosa de Orión (M42).

Observación

Caldwell 9 es observable en el hemisferio norte durante los primeros meses del otoño y, desde el hemisferio sur, en primavera, especialmente desde latitudes próximas al ecuador.

Se trata de uno de los objetos Caldwell más difíciles de detectar, por lo que se recomienda utilizar un telescopio de gran apertura, en cielos oscuros y sin contaminación lumínica.

El uso de filtros específicos para nebulosas puede mejorar significativamente la observación al atenuar fuentes de luz no deseadas.

Nebulosa «del Urogallo» o «Cueva del Lobo» (VdB 152) (Ced 201)

La nebulosa vdB 152, también catalogada como Ced 201, es una tenue nebulosa de reflexión situada a una distancia de 1.300–1.400 años luz de la Tierra. Se puede localizar a unos 4 grados al este de Beta Cephei.

Se encuentra en el borde de una extensa nube molecular dentro de la región conocida como «Cepheus Flare» una zona rica en nebulosas oscuras y campos estelares en la franja norte de la Vía Láctea.

Su estructura está dominada por una nube oscura con aspecto cometario: una región densa de polvo interestelar que presenta una “cabeza” compacta y una larga cola que se extiende hacia el norte.

Debido a su brillo extremadamente débil, la nebulosa ha sido descrita a menudo como una “cortina de polvo” o una “aparición fantasmal” en el cielo profundo.

Las imágenes de cielo profundo muestran una región que abarca unos siete años luz, revelando la compleja interacción entre polvo interestelar, radiación estelar y procesos de formación estelar en este rincón del medio interestelar de la Vía Láctea.

BD+69 1231

En el extremo meridional de esta nube se encuentra BD+69 1231, una estrella de secuencia principal de color blanco-azulado y magnitud 9,29 cuya luz es la responsable de iluminar el polvo circundante.

La interacción entre la radiación de esta estrella y el polvo interestelar produce el característico color azulado de la nebulosa. Este tono se debe a la dispersión de la luz estelar por las diminutas partículas de polvo, un proceso similar al que hace que el cielo terrestre se vea azul.

Además, la radiación ultravioleta emitida por BD+69 1231 parece inducir una débil luminosidad rojiza en parte del material nebular. En otras zonas de la región, las concentraciones de polvo bloquean la luz de estrellas más distantes, generando áreas oscuras y contrastadas.

Paradójicamente, esta estrella probablemente no se formó en esta nube, ya que las mediciones de su velocidad espacial indican que se desplaza a un ritmo muy distinto del de la nube molecular circundante.

Esto sugiere que BD+69 1231 simplemente atravesó la región por casualidad, iluminando temporalmente el polvo interestelar a su alrededor y haciendo visible la nebulosa de reflexión.

LDN 1217 y HH 450

En la porción septentrional de la nube se localiza LDN 1217, una nube oscura particularmente densa.

La detección en su interior de varias fuentes de radiación infrarroja sugiere la presencia de procesos de formación estelar, algo habitual en las nubes moleculares donde el gas y el polvo pueden colapsar gravitatoriamente para originar nuevas estrellas.

En la parte superior derecha de la nebulosa se encuentra el objeto Herbig-Haro 450 (HH 450), un chorro de gas expulsado por una estrella en formación.

Los objetos Herbig-Haro son manifestaciones típicas de la actividad de estrellas jóvenes que expulsan material a gran velocidad, generando ondas de choque visibles en el medio interestelar, mientras continúan acumulando masa (acreción).

También se observan en la región filamentos rojizos muy finos, que corresponden a los restos de una explosión de supernova cercana. Aún no está claro si este remanente de supernova llegará a interactuar directamente con la nube que forma vdB 152.

Nebulosa planetaria «Lazo» o «Escarabajo» (NGC 40) (Caldwell 2) y CTA1, remanente de supernova

NGC 40, o Caldwell 2, es una nebulosa planetaria situada a una distancia de unos 3.500 años luz de la Tierra. Fue descubierta por el astrónomo germano-británico William Herschel el 25 de noviembre de 1788.

Con una magnitud aparente de 12,3 es el objeto más débil del catálogo Caldwell, lo que dificulta su observación. Se encuentra aproximadamente a 5,5 grados al sureste de Errai (γ Cep).

El elevado brillo de su estrella central puede eclipsar el débil resplandor del gas circundante, por lo que es necesario un telescopio para resolver la nebulosa. En el hemisferio norte, su mejor época de observación es octubre.

La nebulosa está formada por una envoltura de gas que se expande desde una estrella que ha alcanzado las últimas fases de su evolución. La energía emitida por este astro moribundo ioniza el gas expulsado, haciéndolo brillar.

Con el paso de decenas de miles de años, la nebulosa se dispersará y dejará como remanente una enana blanca, el núcleo denso y caliente de la estrella.

Morfología

NGC 40 presenta una estructura compleja con un núcleo brillante y un halo externo. Este halo muestra una doble morfología, con una región interna difusa unida a la envoltura central y una zona más filamentaria e irregular que se extiende hacia el norte.

En la parte sur se ha identificado una estructura compatible con un chorro. Observaciones realizadas con el telescopio Spitzer en el infrarrojo revelaron que el halo interior contiene múltiples anillos superpuestos con forma de radios, una estructura descubierta en 1987.

La estrella central de NGC 40 ha sido objeto de numerosos estudios y destaca por pertenecer a la subclase Wolf-Rayet de estrellas centrales de nebulosas planetarias. Este tipo de estrellas es deficiente en hidrógeno y presenta fuertes vientos estelares y elevadas tasas de pérdida de masa.

Remanente de supernova CTA 1

En el campo profundo que rodea a NGC 40 aparecen diversos filamentos coloreados pertenecientes al gran remanente de supernova CTA 1, que se extiende unos 1,5 grados en el cielo.

Aunque ambos objetos comparten la misma región aparente, no están relacionados físicamente. Mientras que NGC 40 está a 3.500 años luz, CTA 1 se encuentra más lejos, a unos 4.500 años luz.

Nebulosa Planetaria NGC 7354

NGC 7354 es una nebulosa planetaria solitaria situada en una región relativamente vacía del espacio, a unos 4.200 años luz de distancia de la Tierra. Posee un diámetro aproximado de medio año luz.

Debido a su bajo brillo superficial, resulta difícil de observar con telescopios de aficionado y suele pasar desapercibida. Se encuentra a unos 3 grados al noreste de δ Cephei.

A pesar de su nombre, las nebulosas planetarias no guardan ninguna relación con los planetas. La denominación proviene de William Herschel, quien al observar una de estas nebulosas vio una esfera difusa que le recordó el aspecto de los planetas gigantes gaseosos.

Hoy sabemos que las nebulosas planetarias están formadas por las capas externas expulsadas por una estrella moribunda e iluminadas por el núcleo caliente de ésta.

Morfología

NGC 7354 presenta una envoltura externa circular, una envoltura interna elíptica, un conjunto de nudos brillantes concentrados hacia el centro y dos chorros simétricos que emergen en direcciones opuestas.

Se cree que esta morfología se debe a la interacción con vientos estelares, y algunos estudios apuntan a la posible presencia de una estrella compañera como origen de las estructuras observadas.

No obstante, la existencia de este segundo astro aún no ha sido confirmada.

Galaxia «Fuegos Artificiales» (NGC 6946) (Arp 29) y Cúmulo «Zarza Fantasmal» o «Ganso Volador» (NGC 6939)

La galaxia espiral NGC 6946 y el cúmulo abierto NGC 6939 aparecen juntos en imágenes que abarcan un campo de alrededor de un grado, el equivalente a dos Lunas llenas. Ambos objetos de encuentran en el límite entre Cefeo y Cygnus.

El grupo se observa a través de tenues nubes de polvo interestelar situadas cerca del plano de la Vía Láctea. Se encuentran a unos 6 grados al suroeste de Alderamin (α Ceph) y a solo 2 grados al suroeste de η Ceph.

El cúmulo abierto NGC 6939, visible en la parte inferior derecha, se encuentra a unos 5.600 años luz de distancia. En contraste, la galaxia espiral NGC 6946, situada en la parte superior izquierda del campo, se halla a unos 22 millones de años luz.

NGC 6946 es especialmente notable por su elevada tasa de supernovas. En los últimos cien años se han registrado diez explosiones estelares en su interior, la más reciente en 2017.

Por comparación, en la Vía Láctea se produce de media aproximadamente una supernova por siglo. Debido a esta actividad, NGC 6946 es conocida como la «Galaxia de los Fuegos Artificiales».

NGC 6946

Descubierta por Sir William Herschel el 9 de septiembre de 1798, NGC 6946 es una galaxia espiral de tamaño medio vista de frente. Se encuentra a unos 22 millones de años luz de distancia de la Tierra, en el límite entre Cefeo y Cygnus.

Solo en el último siglo se ha observado la explosión de 10 supernovas en los brazos de NGC 6946, ganándose su apodo de galaxia de los «Fuegos Artificiales». Por comparación, en la vía Láctea ocurren en promedio solo 1 o 2 eventos de supernovas por siglo.

NGC 6946 es una galaxia espiral intermedia, ya que se encuentra entre una espiral completa y una espiral barrada, con solo una pequeña barra en su centro. Es también una galaxia de estallido estelar, con una tasa excepcionalmente alta de formación estelar.

Esta galaxia contiene aproximadamente la mitad de estrellas que la Vía Láctea y los astrónomos la utilizan para estudiar la evolución de estrellas masivas y las propiedades del gas interestelar.

NGC 6939

Descubierto por William Herschel en 1798, NGC 6939 es un cúmulo abierto que se encuentra aproximadamente a 4.000 años luz de distancia de la Tierra y tiene más de mil millones de años.

Se sitúa cerca del límite entre Cefeo y El Cisne, en la esquina suroeste de Cefeo, a dos grados al suroeste de Eta Cephei y a 2/3° al noroeste de la galaxia espiral NGC 6946, que presenta una magnitud visual de 8,7.

Un estudio realizado en 1998 identificó seis estrellas variables entre las gigantes rojas del cúmulo. Una investigación posterior en 2004 detectó diez variables más en las proximidades del cúmulo, cinco de tipo W Ursae Majoris y una RR Lyrae.

Cepheus constellation