Mu Cephei

μ Cephei
	Położenie μ Cep (zakreślone)
; Dane obserwacyjne Epoka J2000.0 Równonoc J2000.0
Konstelacja	Cefeusz
Rektascensja	21 godz. 43 m 30,4609 sek
Deklinacja	+58° 46′ 48,166″
Pozorna wielkość (V)	+4,08 (3,43 - 5,1)
Charakterystyka
Etap ewolucyjny	Czerwony nadolbrzym lub hiperolbrzym
Typ widmowy	M2-Ia (M2e Ia)
Indeks koloru U-B	+2,42
Indeks koloru B-V	+2,35
Typ zmiennej	Src
Astrometria
Prędkość radialna (R v )	+20,63 km/s
Ruch własny (μ)	; RA: 2,740 ± 0,884 mas / rok Dec.: -5,941 ± 0,922 mas / rok
Paralaksa (π)	0,55 ± 0,20 mas
Dystans	; 3060 ly ( 940 ; +140 −40 szt .)
Wielkość bezwzględna (M V )	–7,63
Detale
Masa	19,2 ± 0,1 M ☉
Promień	972 ± 228 (1259 – 1420) R ☉
Jasność	269 000 ; +111 000 −40 000 (135 000 – 340 000) L ☉
Ciężar powierzchniowy (log g )	–0,36 – –0,5 cgs
Temperatura	3551 ± 136 (3750 – 3700) K
Wiek	10,0 ± 0,1 mln
Inne oznaczenia
	Erakis, Herschel's Garnet Star, μ Cep , HD 206936, HR 8316, BD +58°2316, HIP 107259, SAO 33693
Odniesienia do bazy danych
SIMBAD	dane

Mu Cephei ( łac. od μ Cephei , w skrócie Mu Cep lub μ Cep ), znany również jako Granatowa Gwiazda Herschela , Erakis lub HD 206936 , jest czerwonym nadolbrzymem lub hiperolbrzymem w gwiazdozbiorze Cefeusza . Wydaje się granatowoczerwona i znajduje się na skraju mgławicy IC 1396 . Od 1943 roku widmo tej gwiazdy służył jako standard widmowy, według którego klasyfikowane są inne gwiazdy.

Mu Cephei jest wizualnie prawie 100 000 razy jaśniejsza od Słońca, z bezwzględną wielkością wizualną -7,6. Jest również jedną z największych znanych gwiazd o promieniu około 1000 razy większym niż Słońce ( R _☉ ), a gdyby została umieszczona w pozycji Słońca, pochłonęłaby orbitę Marsa i Jowisza .

Historia

1785 portret Williama Herschela

Zbliżenie do μ Cep (granatowa gwiazda) w konstelacji Cefeusza.

Głęboki czerwony kolor Mu Cephei został zauważony przez Williama Herschela , który opisał go jako „bardzo delikatny głęboki granatowy kolor, taki jak okresowa gwiazda ο Ceti ”. Dlatego jest powszechnie znany jako „granatowa gwiazda” Herschela. Mu Cephei został nazwany Garnet sidus przez Giuseppe Piazzi w swoim katalogu . Alternatywna nazwa, Erakis , użyta w katalogu gwiazd Antonína Bečvářa , jest prawdopodobnie spowodowana pomyłką z Mu Draconis , który wcześniej był nazywany al-Rāqis [arˈraːqis] po arabsku.

W 1848 roku angielski astronom John Russell Hind odkrył, że Mu Cephei jest zmienna. Ta zmienność została szybko potwierdzona przez niemieckiego astronoma Friedricha Wilhelma Argelandera . Niemal ciągłe zapisy zmienności gwiazdy są prowadzone od 1881 roku.

Średnica kątowa μ Cephei została zmierzona interferometrycznie . Jeden z najnowszych pomiarów daje średnicę 18,672 ± 0,435 mas przy 800 μm , modelowany jako dysk zaciemniony kończynami 20,584 ± 0,480 mas przez. μ Cephei była używana jako jedna z oryginalnych „gwiazd sztyletów”, tych o dobrze zdefiniowanych widmach, które można było wykorzystać do klasyfikacji innych gwiazd, do klasyfikacji widmowych MK. W 1943 roku była to gwiazda standardowa dla M2 Ia, zaktualizowana w 1980 roku jako gwiazda standardowa dla nowego typu M2-Ia.

Dystans

Mu Cephei (zakreślony), jak widać w lornetce. Jasna gwiazda po prawej to Alpha Cephei (Alderamin).

Obraz Mu Cephei

Odległość do Mu Cephei nie jest zbyt dobrze znana. Satelity Hipparcos użyto do pomiaru paralaksy 0,55 ± 0,20 mas , co odpowiada szacowanej odległości 1800 parseków . Wartość ta jest jednak bliska marginesowi błędu. Określenie odległości na podstawie porównania wielkości z Betelgezą daje szacunkową wartość 390 ± 140 parseków .

Obliczenie odległości ze zmierzonej średnicy kątowej, jasności powierzchniowej i obliczonej jasności prowadzi do 641 pc . Uśredniając odległości pobliskich jasnych gwiazd o podobnym zaczerwienieniu i wiarygodnych z Gaia Data Release 2, otrzymujemy odległość 940 pc .

Okolica

odległość co najmniej równą 0,33 promienia gwiazdy o temperaturze 2055 ± 25 K. Wydaje się H2O _, jak że ta zewnętrzna powłoka zawiera gazy molekularne, takie CO , i SiO . Obserwacje w podczerwieni wskazują na obecność szerokiego pierścienia pyłu i wody o promieniu wewnętrznym około dwa razy większym od promienia samej gwiazdy, rozciągającym się na około czterokrotność promienia gwiazdy.

Gwiazda jest otoczona sferyczną powłoką wyrzuconej materii, która rozciąga się na zewnątrz na odległość kątową 6″ z prędkością ekspansji 10 km s ^-1 . Wskazuje to na wiek muszli około 2000–3000 lat. Bliżej gwiazdy materiał ten wykazuje wyraźną asymetrię, która może mieć kształt torusa .

Zmienność

Wizualna krzywa blasku pasma dla Mu Cephei, zaadaptowana z Brelstaff et al. (1997)

Mu Cephei jest gwiazdą zmienną i prototypem przestarzałej klasy zmiennych Mu Cephei . Obecnie uważa się, że jest to zmienna półregularna typu SRc. Jego pozorna jasność zmienia się nieregularnie między 3,4 a 5,1 magnitudo. Zgłoszono wiele różnych okresów, ale konsekwentnie zbliżają się one do 860 dni lub 4400 dni.

Nieruchomości

(lipiec 2008, nieaktualne). Względne rozmiary planet w Układzie Słonecznym i kilku znanych gwiazd , w tym Mu Cephei. 1. Merkury < Mars < Wenus < Ziemia 2. Ziemia < Neptun < Uran < Saturn < Jowisz 3. Jowisz < Wilk 359 < Słońce < Syriusz 4.

Syriusz < Pollux < Arcturus < Aldebaran 5. Aldebaran < Rigel < Antares < Betelgeza 6. Betelgeza < Mu Cephei < VV Cephei A < VY Canis Majoris .

Mu Cephei w porównaniu do Słońca . Orbity Jowisza , Marsa , Ziemi , Wenus i Merkurego są widoczne w pełnym rozmiarze.

Bardzo jasny czerwony nadolbrzym, Mu Cephei, jest jedną z największych gwiazd widocznych gołym okiem i jednym z największych znanych chłodnych nadolbrzymów. Jest to uciekająca gwiazda o szczególnej prędkości 80,7 ± 17,7 km / s i została opisana jako hiperolbrzym .

Jasność bolometryczna , zsumowana dla wszystkich długości fal, jest obliczana na podstawie całkowania widmowego rozkładu energii (SED) i wynosi 269 000 L _☉ , co czyni μ Cephei jednym z najjaśniejszych czerwonych nadolbrzymów w Drodze Mlecznej. Jego efektywna temperatura 3750 K , określona na podstawie relacji indeksu barwy, implikuje promień 1259 R _☉ . Inne niedawne publikacje podają podobne efektywne temperatury. Obliczenie jasności na podstawie wizualnej i podczerwonej relacji kolorów daje 340 000 L _☉ i odpowiadający mu promień 1420 R _☉ . Oszacowanie dokonane na podstawie jego średnicy kątowej i założonej odległości 2400 lat świetlnych daje jej promień 1650 R _☉ .

Papierowy pomiar z 2019 roku oparty na odległości 641
+ 148-144 pc daje gwieździe niższą jasność poniżej 140 000 L _☉ i odpowiednio mniejszy promień 972 ± 228 R _☉ , a także niższą temperaturę 3551 ± 136 K. Wszystkie te parametry są zgodne z oszacowanymi dla Betelgezy.

Początkowa masa Mu Cephei została oszacowana na podstawie jego położenia względem teoretycznych ścieżek ewolucji gwiazd na od 15 M _☉ do 25 M _☉ . Gwiazda ma obecnie wskaźnik utraty masy (4,9 ± 1,0) × 10-7 ^M_☉ rocznie .

Supernowa

Mu Cephei jest bliski śmierci. Zaczęła łączyć hel w węgiel , podczas gdy gwiazda ciągu głównego łączy wodór w hel. Kiedy gwiazda nadolbrzyma przekształci pierwiastki w swoim jądrze w żelazo, jądro zapada się, tworząc supernową, a gwiazda ulega zniszczeniu, pozostawiając po sobie ogromną gazową chmurę i małą, gęstą pozostałość. W przypadku gwiazdy tak masywnej jak Mu Cephei pozostałość może być czarną dziurą . Najbardziej masywne czerwone nadolbrzymy ewoluują z powrotem do niebieskich nadolbrzymów , Świecące niebieskie zmienne lub gwiazdy Wolfa-Rayeta przed zapadnięciem się ich jąder, a Mu Cephei wydaje się być wystarczająco masywny, aby do tego doszło. Post-czerwony nadolbrzym wytworzy supernową typu IIn lub typu II-b, podczas gdy gwiazda Wolfa Rayeta wytworzy supernową typu Ib lub Ic.

składniki

W odległości dwóch minut kątowych od Mu Cephei znajduje się kilka słabych gwiazd, które są wymienione w wielu katalogach gwiazd.

NAZWA	Rektascensja	Deklinacja	Pozorna wielkość (V)	Odwołania do bazy danych
μ Cep B (CCDM J21435+5847B)	21 ^godz. 43 ^m 27,8 ^sek	+58° 46′ 45″	12.3
μ Cep C (CCDM J21435+5847C)	21 ^godz. 43 ^m 25,6 ^sek	+58° 47′ 08″	12.7	Simbad

Zobacz też

Lista najbardziej masywnych gwiazd

Linki zewnętrzne

"mu. Cep" . SIMBAD . Centre de données astronomiques w Strasburgu . Źródło 15 grudnia 2013 r .
„GRANATOWA GWIAZDA (Mu Cephei)” . Jim Kaler: Gwiazdy . Źródło 15 grudnia 2013 r .
„Mu Cephei” . AAVSO: Zmienna gwiazda sezonu Archiwum . Źródło 15 grudnia 2013 r .
„IC 1396” . Matt Ben Daniel: Astrofotografia Starmatt . Źródło 15 grudnia 2013 r .
„Granatowa Gwiazda” . Projekty internetowe Jumk.de: Wielkie i gigantyczne gwiazdy . Źródło 15 grudnia 2013 r .