[8] LA VÍA LÁCTEA ENTRE CEFEO Y CASIOPEA

 

La Vía Láctea entre Cefeo, Casiopea y Cisne

La región de la Vía Láctea que abarca la zona entre Cefeo y Casiopea se sitúa en el brazo de Perseo (o inmediatamente adyacente a éste) y constituye un laboratorio privilegiado para estudiar la formación estelar, la dinámica del medio interestelar (ISM) y la interacción entre estrellas masivas y nubes moleculares. Su visibilidad en latitudes galácticas relativamente altas facilita observaciones desde el hemisferio norte, lo que ha favorecido mapas recientes de alta resolución gracias a misiones como Gaia, y observatorios infrarrojos/submilimétricos.Desde la Tierra la línea de visión abarca campos con latitud galáctica intermedia/alta (zonas como el Cepheus Flare) y sectores próximos al plano galáctico donde se observan intensos cúmulos y nebulosas emisoras asociadas al brazo de Perseo. En términos de coordenadas galácticas, la región de Cefeo se extiende, grosso modo, por longitudes galácticas alrededor de ℓ ≈ 100°–120°, donde abundan nubes moleculares y regiones de formación estelar; Casiopea se solapa con la parte más brillante del brazo de Perseo visible desde el hemisferio norte.

La trompa del elefante (IC 1396) en la constelación de Cefeo

Brazo de Perseo (Perseus Arm): la mayor parte de los grandes complejos H II y nubes moleculares brillantes (W3/W4/W5, NGC 281, IC 1805/IC 1848 — Heart & Soul) que se ven entre Casiopea y la vecindad de Perseus están asociados al brazo de Perseo, a distancias típicas de ~2–3 kpc (≈6.000–10.000 años-luz) o en algunos casos menores (~2 kly para ciertas nebulosas). El brazo de Perseo es uno de los brazos espirales exteriores medidos por estudios en CO e IR.

Cepheus Flare: en latitudes galácticas más altas (b ≳ 10°) dentro de Cefeo surge el Cepheus Flare, un complejo de nubes oscuras y regiones de formación estelar relativamente cercanas (∼200–450 pc). Es una región de múltiples generaciones estelares y de compleja estructura de polvo —muy distinta en escala y distancia a las grandes nebulosas del brazo de Perseo— y fuente de numerosas estrellas jóvenes y grupos en expansión. Estudios recientes con Gaia han cartografiado su población pre-secuencia principal. 

Nebulosas de emisión y regiones H II relevantes

• IC 1805 (Heart Nebula) [Nebulosa del corazón] e IC 1848 (Soul Nebula) [Nebulosa del alma]: complejos emisores asociados a agrupaciones OB jóvenes en la vecindad de Casiopea/Perseus; son fuentes intensas de emisión Hα visibles en fotografías de gran campo. (estas nebulosas forman parte de la rica franja de Perseo).

• NGC 281 (Pacman Nebula): región H II asociada a formación estelar y bocas de ionización; suele listarse entre objetos fotogénicos de Cassiopeia/Perseus. 

• IC 1396 y el “Elephant Trunk” (IC 1396A): en Cefeo, IC 1396 es una gran cavidad de gas y polvo ionizado por estrellas masivas (HD 206267) y contiene el globúlo oscuro denominado Elephant Trunk Nebula, un nidus de formación estelar a ≈2.400 ly. Es prototípica de regiones donde el frente de ionización “abarca” nubes densas y produce formación estelar inducida.

Uno de los complejos más representativos es IC 1396, en la constelación de Cefeo, cuya distancia se estima alrededor de ~2 400 años-luz (~740 pc) según estudios de paralaje y extinción.  Dentro de él, destaca el glóbulo denso conocido como Elephant’s Trunk Nebula (IC 1396A) [La nebulosa de la trompa del elefante], que tiene una morfología filamentosa alargada y está iluminado por el sistema estelar múltiple HD 206267, situado en su borde. Este objeto permite analizar cómo la radiación ultravioleta (UV) y los vientos estelares de estrellas masivas inducen la formación estelar en las estructuras residuales de nubes densas, un fenómeno de “formación estelar desencadenada” (triggered star-formation) que está bien documentado.

Casiopea W3 - W4 y W5. Complejo de formación estelar y nebular

Complejos moleculares y masers

En la franja están presentes complejos moleculares mapeados en 12CO y otras líneas; las observaciones en radio identifican regiones con masers (H₂O, OH y CH₃OH) asociados a protoestrellas de alta masa en formación (p. ej. W3–W4–W5 en el borde interior del brazo de Perseo). Estos masers sirven para medir distancias y dinámicas locales.

Situándose hacia Casiopea, el complejo conocido como W3/W4/W5 (y objetos asociados como IC 1848) se encuentra a distancias significativamente mayores ( ~6 000 años-luz o más) y presenta una elevada actividad de formación estelar relacionada con burbujas de gas y cavidades moldeadas por asociaciones OB. 

IC1396: Glomérulos oscuros de formación estelar en la amplia región de la trompa del Elefante (Cefeo)

Estas estructuras muestran una clara secuencia de edades estelares que permiten trazar la propagación de la formación estelar a través de la nube madre, desde generaciones más antiguas a las más jóvenes. De forma complementaria, la región del Cepheus Flare, más cercana (a ~330-370 pc según análisis de Gaia; 1.100-1.200 años-luz) y de menor masa, permite estudiar la formación de estrellas de masa intermedia y baja en un entorno menos influido por radiación extremada. 

Area de formación estelar de Cefeo WF

Desde el punto de vista dinámico y estructural, los estudios de Gaia han revelado que Cepheus Flare (La llamarada de Cefeo) posee subgrupos cinemáticamente distintos, edades estimadas entre 1 y 5 millones de años para las estrellas jóvenes detectadas, y una geometría en “hoja” (sheet‐like) más que en núcleo compacto. Este tipo de mapeo tridimensional del ISM y de las poblaciones estelares jóvenes es fundamental para reconstruir la historia de episodios de formación estelar y de retroalimentación (feedback) de supernovas/vientos estelares sobre las nubes remanentes.

Modelo de la Vía Láctea visto de perfil, el Espolón de Cefeo está en amarillo y destaca una gran densidad estelar por encima del plano galáctico, hacia el exterior está el Brazo de Perseo (en rojo), y hacia el interior está el sub-brazo de Orión y Cisne (en azul), más al interior está el brazo de Sagitario (en morado).

 

El Espolón de Cefeo (Cepheus spur)  

En 2021 un equipo dirigido desde el Centro de Astrobiología (CAB, España) identificó una nueva estructura en la Vía Láctea situada en la dirección de Cefeo: un ramal / espolón estelar de ∼10.000 años-luz que conecta (o se proyecta desde) el brazo local hacia el brazo de Perseo. Contiene un gran número de estrellas azules y masivas (decenas de miles en la proyección del estudio) y se eleva por encima del plano galáctico. Este hallazgo apareció como una estructura que no estaba bien mapeada antes y se detectó gracias a mapas estelares más precisos. 

El descubrimiento se apoyó en mapas estelares de nueva generación (catalogados y modelados a partir de grandes encuestas astrométricas y fotométricas) que permiten trazar la distribución tridimensional de estrellas jóvenes y masivas; así se pueden revelar ramales o “spurs” que antes quedaban ocultos por el polvo o por limitaciones de muestreo. Los artículos de divulgación señalan el uso de esos catálogos y análisis estadísticos para identificar la estructura. 

Formación W3 - W4 y W5 en Casiopea, áreas de formación estelar.

Otros hallazgos recientes en Cefeo (2024–2025)

Cepheus A (región de formación estelar): nuevos estudios (radio e infrarrojo) han mapeado gas denso alrededor de estrellas masivas jóvenes en Cepheus A, revelando estructuras de gas (anillo denso de amoníaco alrededor de la fuente HW2) que ayudan a entender la formación de estrellas muy masivas. Esto convierte a Cepheus A en un laboratorio cercano para estudiar estos procesos. 

La nebulosa de la trompa del elefante vista con menos aumentos y una amplia exposición desde GAIA.

Remanentes y burbujas locales: en 2024–2025 se han reportado detecciones de nuevos remanentes de supernova y de grandes envolturas/burbujas de gas alrededor de estrellas supergigantes en la zona del brazo de Cefeo — hallazgos que destacan la actividad dinámica reciente (explosiones, vientos estelares) y que pueden relacionarse con la morfología del espolón.

La Vía Láctea a su paso por la constelación de Cefeo

El asterismo de la W de Casiopea (o del sillón de Casiopea) puede distinguirse en este fondo de la Vía Láctea.

 

El espolón de Cefeo es como una especie de puente entre el brazo de Orión y el brazo de Perseo, visto así, desde el exterior de la Vía Láctea de planta.

Restos de supernova y fuentes no térmicas

Cassiopeia A (Cas A): aunque más aleste en la constelación Casiopea, Cas A es el remanente de supernova más brillante en radio del cielo y se ubica en la misma porción del brazo de Perseo (distancia ≈3.4 kpc ≈ 11.000 ly). Cas A es una fuente de gran interés por su estructura filamental, emisiones en radio/X-ray/óptico e información sobre nucleosíntesis y dinámica de explosiones.

Cúmulos abiertos y asociaciones OB

La banda contiene numerosos cúmulos abiertos visibles con binoculares o pequeños telescopios (p. ej. M52, M103, NGC 457 “Owl” en Cassiopea), así como asociaciones OB (Cep OB2, OB3, OB4) que han producido los grandes complejos H II y burbujas de gas ionizado. Estas poblaciones son las responsables del “resplandor” difuso en las fotografías de gran campo. 

Procesos físicos dominantes en la zona

Formación estelar activa y secuencial: la región muestra ejemplos claros de formación estelar en múltiples generaciones: estrellas masivas forman burbujas y frentes de choque que comprimen nubes vecinas y disparan nuevos episodios de colapso (ejemplos: cavidades alrededor de HD 206267 en IC 1396; bucles FIR en el Cepheus Flare). Observaciones recientes con Gaia y levantamientos en infrarrojo y radio confirman episodios escalonados (varias edades: decenas de Myr a <10 Myr) en el Cepheus Flare. 

Retroalimentación estelar: vientos estelares y supernovas (p. ej. vestigios energéticos locales y Cas A) remodelan la ISM: crean cavidades y arcos de choque, disparan ondas de compresión (triggering) y enriquecen químicamente el medio. Estas interacciones son visibles tanto en emisiones IR/CO como en estructuras ópticas de borde entre H II y nubes oscuras.

Colapso en globos y Bok globules: en IC 1396 y en las nubes del Cepheus Flare aparecen glóbulos densos (globules) donde nacen protoestrellas; son regiones de elevada extinción y se manifiestan en imágenes en Hα/IR con “puntas” o “colmillos” de polvo (ej. Elephant Trunk).

Observación: ¿qué se ve y cómo se estudia?

A simple vista y con binoculares/telescopio pequeño: En noches oscuras (sin Luna y con baja contaminación lumínica) la banda de la Vía Láctea en otoño-invierno muestra una franja rica en estrellas a través de Cassiopeia y hacia Cefeo; muchos cúmulos abiertos y algunas nebulosas brillantes son detectables con binoculares (M52, M103, NGC 457). Para nebulosas emisoras más débiles (IC 1805, IC 1848, NGC 281, IC 1396) hace falta fotografía de larga exposición o filtros de banda estrecha (Hα, OIII) para resaltarlas. La mejor época para observarlos en latitudes templadas del hemisferio norte es otoño e invierno (octubre–febrero). 

En infrarrojo y radio: Muchas estructuras de polvo y las protoestrellas jóvenes emergen con claridad en 2MASS/WISE/Spitzer/Herschel: las nubes frías y las barras de polvo oscuro que opacan el óptico brillan en el IR lejano y sub-mm; las observaciones en CO (radio) trazan la masa molecular y la cinemática. Encabezados modernos como Gaia enriquecen la vista con distancias y movimientos propios para separar poblaciones en la línea de visión.

Historia reciente de investigación (hallazgos notables)

Trabajos con Gaia EDR3/DR3 han permitido separar poblaciones en el Cepheus Flare, identificar subgrupos de edades distintas y cartografiar cavidades de polvo inducidas por generaciones previas de estrellas masivas; hay evidencia de formación estelar secuencial y burbujas creadas por retroalimentación estelar. Estudios de CO e IR han cartografiado la anatomía del brazo de Perseo en esa dirección, relacionando regiones W3–W4–W5 con la dinámica del gas del brazo. También se ha actualizado la percepción de distancias y asociaciones OB gracias a paralajes precisos.

[6] LAS ÚLTIMAS DE CASIOPEA: ι Cas, ψ Cas, ω Cas, χ Cas, φ Cas, θ Cas, μ Cas, κ Cas, ρ Cas, σ Cas, τ Cas.

 

A continuación vamos a abordar el estudio de las estrellas más débiles de la constelación de Casiopea, para ello, vamos a regionalizar con el objetivo de localizar fácilmente estas estrellas.

Posicionamos el asterismo de Casiopea en forma de M, es decir, en las noches otoñales a partir de las 23 horas.

1. Estrellas al Norte de Segin (ε Cas) : En el mapa de la constelación las podemos encontrar en la parte superior e izquierda.

Iota Cassiopeiae (ι Cas)

Psi Cassiopeiae (ψ Cas)

Omega Cassiopeiae (ω Cas)

Iota Cassiopeiae (ι Cas)

Iota Cassiopeiae es un sistema estelar múltiple en la constelación de Casiopea, visible a simple vista con magnitud combinada ≈ +4.5–+4.7. El componente principal es una estrella blanca  de tipo A y el sistema está formado por varias componentes (se le describe como un sistema múltiple —informes llegan a catalogarlo como quintuple en algunos catálogos). Está a una distancia de ~140–145 años luz según medidas de paralaje y catálogos estelares. Es interesante para observadores aficionados porque sus componentes cercanos pueden resolverse con instrumentos adecuados.

Psi Cassiopeiae (ψ Cas) es un sistema múltiple cuyo componente principal es una gigante de tipo K (K0 III), de color anaranjado, con magnitud aparente ≈ +4.7. Es una estrella de la rama horizontal (red clump) —esto implica que es una gigante que quema helio en su núcleo— y tiene parámetros aproximados: masa ≈ 2.5 M☉, radio ≈ 11 R☉, temperatura ≈ 4.400–4.600 K. Hay además acompañantes débiles (es una doble/visual múltiple en catálogos). Distancia: ~195 años luz por paralaje.

Omega Cassiopeiae (ω Cas) es un sistema binario y la componente visible es una estrella evolucionada de tipo B5 III (gigante B), con magnitud aparente ≈ +4.99. Es un sistema espectroscópico (binaria de línea única) con un período orbital de cerca de 70 días, y se la describe también como estrella químicamente peculiar (débil en helio —“helium-weak”). Distancia aproximada: ~700 años luz.

2. Estrellas al cénit desde Ruchbah: En el mapa las podemos localizar en la parte inferior de la estrella Ruchbah en dirección a Perseo y Andrómeda.

Chi Cassiopeiae (χ Cas)

Phi Cassiopeiae (φ Cas)

Theta Cassiopeiae (θ Cas)

Mu Cassiopeiae (μ Cas)

Chi Cassiopeiae (χ Cas) con una magnitud aparente de +4,69 es una gigante amarilla de clase espectral  G9 IIIb que forma parte del red clumb, del diagrama HR, es una estrella que está fusionando helio en su núcleo. Está a una distancia aproximada de  ~208 años-luz y su masa es de 2,04 M☉ con una luminosidad de  luminosidad 67,6 L☉ y un radio ~11 veces el del Sol. Su temperatura superficial es de ~4.746-4.800 K; y su metalicidad [Fe/H] ≈ –0,34. 

Es una estrella relativamente evolucionada, visible a simple vista en cielos oscuros. Su color es algo más amarillento que muchas estrellas de la constelación debido a su tipo espectral G. Es un buen objetivo para aficionado que quiera observar componentes múltiples cercanos o simplemente disfrutar su aspecto.

Phi [fi] Cassiopeiae (φ Cas) -en la foto- es un sistema múltiple de al menos tres componentes con una magnitud aparente combinada de ~+4,95, la componente principal es una supergigante amarilla de tipo espectral F0 y se encuentran muy lejos, a una distancia de aproximadamente 4.600 años-luz; podría formar parte del cúmulo abierto NGC 457. Tiene una gran luminosidad calculada en ~170.000 L☉ y su radio en comparación con el radio solar es de 263 veces mayor. Su metalicidad [Fe/H] ≈ –0,24. 

MARFAK I Theta Cassiopeiae (θ Cas) es una estrella blanca de la secuencia principal y de clase espectral A7 V y posiblemente una variable tipo δ Scuti, se encuentra a una distancia de ~136,6 años-luz. Su masa es de casi 2 veces la del Sol, con un radio ≈ 2,5 R☉ y luminosidad ≈ 23 L☉. Su temperatura superficial es de  ~7.954 K.

El nombre tradicional que tiene es “Marfak” o “Marfark” (del árabe المرفق, “el codo”) y que está compartido con μ Cas. 

MARFAK II  Mu Cassiopeiae (μ Cas) A  es una estrella subgigante amarilla G5 Vb muy antigua cuya edad es de 12.700 millones de años y al tener una pobre metalicidad ( [Fe/H] ~ –0,81. ) se considera una estrella de población II, con una magnitud aparente de  +5,16 la acompaña otra estrella, una enana roja tipo M4V, ambas están situadas a 25 años-luz, tienen un rápido movimiento propio. Comparte nombre con Theta Cassiopeiae.

3. Estrellas en torno a CAPH:  A una distancia angular inferior a los 3º de la estrella Caph, Beta Cassiopeiae encontramos cuatro estrellas débiles que os expongo a continuación, son: 

Kappa Cassiopeiae (κ Cas)

Rho Cassiopeiae (ρ Cas) 

Sigma Cassiopeiae (σ Cas)

Tau Cassiopeiae (τ Cas) 

Kappa Cassiopeiae (κ Cas) se localiza en la línea que une el Norte con Schedar, formando un triángulo con Caph. Es una supergigante azul caliente visible a simple vista y de cuarta magnitud (+4.1–4.2) su tipo espectral es B0–B1 destaca por su gran velocidad relativa que produce un arco de choque detectable en el infrarrojo. Es una estrella muy lejana, se sitúa a más de 4.000 años-luz.

Rho Cassiopeiae (ρ Cas) es una hipergigante amarilla de las más espectaculares del cielo norte; su luminosidad absoluta es enorme (del orden de 3×10^5 a 5×10^5 L☉ según estimaciones) y su radio puede oscilar entre unas centenas y varios cientos de radios solares: durante episodios de inestabilidad se enfría y se expande drásticamente, perdiendo grandes cantidades de masa en erupciones y llegando en ocasiones a descender varias magnitudes en brillo. Es famosa por estos colapsos/erupciones de  masa (uno muy notable ocurrió en 1946) 

que la convierten en un excelente laboratorio natural para estudiar las etapas finales y el comportamiento inestable de estrellas supermasivas antes de una posible evolución hacia fases tipo supernova.

Sigma Cassiopeiae (σ Cas) es un sistema binario cuyos componentes combinados dan una magnitud aparente ~+4.9, por lo que es visible sin instrumentos en cielos despejados; las estimaciones sitúan al par a distancias del orden de 1.200–1.500 años-luz. Como binaria (y por la separación y diferencias de brillo entre sus componentes) suele aparecer en catálogos como un objeto doble/compuesto de interés para observadores visuales y para estudios espectroscópicos que aclaren las masas y la naturaleza exacta de cada componente. No es especialmente variable o famosa por episodios violentos, pero su estatus como sistema múltiple la hace relevante para estudios de formación y evolución estelar en entornos de masa intermedia.

Tau Cassiopeiae (τ Cas) es una estrella gigante de tipo K1 IIIa, de color anaranjado, con magnitud visual ≈ +4.86 y situada a algo menos de 200 años-luz del Sol. Tiene un radio cercano a unas diez veces el solar y una luminosidad de decenas de veces la solar; es una estrella evolucionada, relativamente tranquila, aunque catalogada a veces como “sospechosa” de variabilidad pequeña. Su movimiento propio y velocidad radial la sitúan en una órbita galáctica corriente y no es extremadamente joven.

Y para finalizar esta serie de entradas sobre CASIOPEA, os informo de cómo sería visto nuestro Sol desde Alfa del Centauro y en qué constelación estaríamos.

Así, que nosotros somos de CASIOPEA.

Espero que os haya gustado esta serie de artículos.

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[5] ESTRELLAS DE LA CABEZA DE CEFEO: η Cep, θ Cep, δ Cep, ε Cep, λ Cep, μ Cep, ν Cep y ξ Cep.

 

En este mapa estelar de la constelación de CEFEO, aparece al revés de como lo podemos contemplar en una noche como la de hoy, en otoño y a primera hora, está en su culminación inferior muy cercana al horizonte norte.

En una entrada anterior ya expuse sobre las 5 estrellas que forman parte íntegra del asterismo de la Casa del Rey Cefeo: 

ALDERAMÍN   Alfa (α) Cephei;       ALFIRK  Beta (β) Cephei;  ERRAI   Gamma (γ) Cephei

SCHEMALI      Iota (ι) Cephei y TSAO FU   Dseta (ζ) Cephei.

Partiendo de ALDERAMÍN, la estrella más brillante, realizo este clasificación para facilitar la localización de las estrellas de esta constelación.

1. Estrellas de Cefeo al Oeste de ALDERAMÍN: 

KABALFIRD      Eta Cephei (η Cephei) 

AL KIDR            Theta Cephei (θ Cephei)       

2. Estrellas de la cabeza de Cefeo

ALDERIPH        Delta Cephei (δ Cephei)

PHICARES        Epsilon Cephei (ε Cephei)

- - - - - - -         Lambda Cephei (λ Cephei) 

ESTRELLA GRANATE     Mu Cephei (μ Cephei), 

CASTULA         Nu Cephei (ν Cephei) 

KURHAH          Xi Cephei (ξ Cephei)

KABALFIRD Eta Cephei (η Cephei), también llamada Al Kidr, es una estrella subgigante anaranjada de tipo K0 IV con magnitud 3,41 y a 47 años luz de la Tierra. Es un sistema binario espectroscópico con una compañera enana roja y presenta un movimiento propio elevado. Esta estrella es circumpolar a partir de la latitud 30º N (Esta latitud corresponde al sur de los EE.UU., Norte de África (Magreb y Egipto), Arabia e Irak, Pakistán, Himalayas y China).

AL KIDR Theta Cephei (θ Cephei) es una estrella gigante blanca-azulada tipo B1.5 IV con una magnitud aparente de 4,22 y situada a 127 años luz. Es una estrella caliente y masiva, parte de un sistema binario espectroscópico.

Un sistema binario espectroscópico es un par de estrellas que orbitan entre sí, pero que no pueden distinguirse visualmente (ni siquiera con telescopios potentes) porque están demasiado próximas. Sin embargo, su naturaleza doble se detecta mediante el análisis del espectro de luz de la estrella.

🔹 ¿Cómo se detecta?

Cuando las dos estrellas orbitan su centro de masa común y a través del efecto Doppler

• Una se acerca a nosotros, y su luz se desplaza hacia el azul 

• La otra se aleja, y su luz se desplaza hacia el rojo.

En el espectro, las líneas espectrales de absorción (o emisión) se mueven periódicamente hacia un lado y otro. Ese movimiento revela la existencia de dos cuerpos orbitando uno en torno al otro.

ALDERIPH Delta Cephei (δ Cephei) es una de las estrellas más importantes de la astronomía moderna, pues da nombre al tipo de variables “Cefeidas”, esenciales para medir distancias cósmicas. Es una supergigante amarilla F5 Ib–G1 Ib con una magnitud que varía de 3,48 a 4,37 en un ciclo de 5,366 días. Se halla a unos 887 años luz y es un sistema binario visual. Sus variaciones luminosas se deben a pulsaciones regulares de su atmósfera.

PHICARES Epsilon Cephei (ε Cephei) es una estrella blanca subgigante tipo F0 IV con magnitud media 4,19 (Varia entre 4,15 y 4,21) y situada a 85 años luz. Es una estrella variable del tipo Delta Scuti, con pequeñas variaciones de brillo debido a vibraciones en su superficie.

Una estrella variable Delta Scuti es una estrella blanca o amarillenta (tipos A o F) que varía rápidamente de brillo debido a pulsaciones internas en sus capas. Estas oscilaciones, causadas por cambios en la opacidad del helio, hacen que la estrella se expanda y contraiga de forma periódica. Sus variaciones de luminosidad son pequeñas (hasta una magnitud) y muy rápidas, con periodos de entre 30 minutos y 8 horas. Su estudio permite conocer la estructura interna estelar mediante la asterosismología. Un ejemplo notable es PHICARES (Epsilon Cephei).

Lambda Cephei (λ Cephei) es una supergigante azul del tipo O6.5 If(n)p, con magnitud 5,05 y a una distancia de 1.600-1.900 años luz. Es una de las estrellas más masivas de la constelación, unas 40 veces más pesada que el Sol, y está expulsando material interestelar a alta velocidad, generando un espectacular arco de choque (“bow shock”). Es una de las estrellas supergigantes más calientes que se conoce (Entre 36.000 y 39.000 K).

Se desconoce su nombre propio tradicional.

LA ESTRELLA GRANATE (GARNET STAR) 
Mu Cephei (μ Cephei)

Es una de las supergigantes rojas más grandes y luminosas conocidas,  con  un  tipo espectral  M2 Ia y magnitud variable entre 3,4 y 5,1. Está a unos 2.800 años luz. Su  intenso  color  rojo  fue destacado por William Herschel, quien le dio su nombre poético. Es candidata a convertirse en supernova en el futuro.

CASTULA  Nu Cephei (ν Cephei) es una estrella supergigante blanco-azulada tipo A2 Iab, con magnitud 4,29 y a unos 5.000 años luz. Presenta ligeras variaciones luminosas debidas a pulsaciones internas. Es una estrella variable tipo Alfa Cygni. Hay otra «Castula», se trata de úpsilon cassiopeiae.

Las variables tipo Alfa Cygni son supergigantes azules o blancas que varían ligeramente de brillo por pulsaciones no radiales múltiples, como ocurre en Deneb (α Cygni) y en otras supergigantes brillantes de tipo B y A.

KURHAH Xi Cephei (ξ Cephei) es un sistema estelar múltiple cuya componente principal es de tipo A3 V, con magnitud 4,29 y a 85 años luz. Su órbita y propiedades lo convierten en un caso de estudio para sistemas binarios cercanos.