✖


Jump to content

Му Цефей

Координаты : Карта неба 21 час 43 м 30.46 с , +58° 46′ 48.2″
Не путать с МОИМ Цефеем .
μ Цефей
Расположение μ Cep (обведено)
Данные наблюдений
Эпоха J2000.0        Равноденствие J2000.0
Созвездие Цефей
Прямое восхождение 21 час 43 м 30.4609 с [1]
Склонение +58° 46′ 48.166″ [1]
Apparent magnitude  (V) +4.08 [2] (3.43 - 5.1 [3] )
Характеристики
Эволюционный этап Красный сверхгигант или гипергигант [4]
Спектральный тип M2-Взять [5] (M2e Ia [6] ) (М2 Я+) [7]
U-B Индекс цвета +2.42 [2]
B-V Индекс цвета +2.35 [2]
Тип переменной СРЦ [3]
Астрометрия
Радиальная скорость (R v ) +20.63 [8] км/с
Собственное движение (μ) ДА:   2,740 ± 0,884 [9]  мас / ​
Декабрь:   −5,941 ± 0,922 [9]  мас / ​
Параллакс (р) 0,55 ± 0,20 но [10]
Расстояние 2090 – 3060 св. лет
( 641 +148
−144 [11] – 940 +140
−40 [12]  ПК )
Абсолютная магнитуда ( МВ ) –7.63 [13]
Подробности
Масса 25 [14]  M ☉
Радиус 972 ± 228 [11] или 1259 [15] – 1,420 [13]  R ☉
Яркость 269,000 +111,000
−40,000 [12] (135,000 [11] – 340,000 [13] )  L ☉
Поверхностная гравитация (log g ) –0.36 [15] [14]  cgs
Температура 3,750 [15]  К
Возраст 10.0 ± 0.1 [16]  Мир
Другие обозначения
Эракис, гранатовая звезда Гершеля, μ Cep , HD 206936, HR 8316, BD +58°2316, HIP 107259, SAO 33693
Ссылки на базы данных
СИМБАД данные

Му Цефей ( латинизированное от μ Cephei , сокращенно Mu Cep или μ Cep ), также известный как Гранатовая звезда Гершеля , Эракис , или HD 206936 , является красным сверхгигантом или гипергигантом. [4] [7] звезда в созвездии Цефея . Она выглядит гранатово- красной и расположена на краю туманности IC 1396 . С 1943 года спектр этой звезды служит спектральным стандартом, по которому классифицируются другие звезды.

Мю Цефея более чем в 100 000 раз ярче Солнца, с абсолютной визуальной величиной -7,6. Это также одна из крупнейших известных звезд с радиусом, примерно в 1000 раз превышающим радиус Солнца ( R ☉ ), и если бы она находилась в положении Солнца, она поглотила бы орбиту Марса и Юпитера .

История

[ редактировать ]
Портрет Уильяма Гершеля 1785 года.
Duration: 48 seconds.
Приближение к μ Cep (гранатовой звезде) в созвездии Цефея.

Глубокий красный цвет Мю Цефеи был отмечен Уильямом Гершелем , который описал его как «очень красивый глубокий гранатовый цвет, такой как периодическая звезда Кита ». [17] Поэтому он широко известен как «Гранатовая звезда» Гершеля. [18] назвал Му Цефея Garnet sidus Джузеппе Пиацци в своем каталоге . [19] [20] Альтернативное имя, Эракис , использованное в Антонина Бечваржа , звездном каталоге вероятно, связано с путаницей с Му Драконисом , который ранее на арабском языке назывался ар-Ракис [arˈraːqis] . [21]

В 1848 году английский астроном Джон Рассел Хинд обнаружил, что Му Цефея является переменной величиной. Эту изменчивость быстро подтвердил немецкий астроном Фридрих Вильгельм Аргеландер . Почти непрерывные записи переменности звезды ведутся с 1881 года. [22]

Угловой диаметр μ Цефеи был измерен интерферометрически . Одно из самых последних измерений дает диаметр 18,672 ± 0,435 мс на длине волны 800 мкм , смоделированный как затемненный к краю диск диаметром 20,584 ± 0,480 мс . [23] μ Цефея использовалась как одна из первых «звезд-кинжалов» с четко определенным спектром, который можно было использовать для классификации других звезд в спектральных классификациях МК. В 1943 году это была стандартная звезда для M2 Ia, а в 1980 году она была обновлена ​​и стала стандартной звездой для нового типа M2-Ia. [5] [24]

Расстояние

[ редактировать ]
Му Цефея (обведено), как видно в бинокль. Яркая звезда справа — Альфа Цефеи (Альдерамин).
Мю Цефея и окружающая туманность, изображения на длинах волн H-альфа и OIII (север находится вверху слева)

Расстояние до Му Цефея не очень известно. Спутник Hipparcos использовался для измерения параллакса 0,55 ± 0,20 мс , что соответствует расчетному расстоянию в 1800 парсеков . Однако это значение близко к пределу погрешности. Определение расстояния на основе сравнения размеров с Бетельгейзе дает оценку 390 ± 140 парсеков . [25]

Расчет расстояния по измеренному угловому диаметру, поверхностной яркости и расчетной светимости приводит к 641 пк . [11] Усреднение расстояний до близких светящихся звезд с похожим покраснением и надежными параллаксами Gaia Data Release 2 дает расстояние 940 пк . [12]

Окружение

[ редактировать ]

Мю Цефея окружена оболочкой, простирающейся на расстояние, по меньшей мере, равное 0,33 радиуса звезды, с температурой 2055 ± 25 К. Эта внешняя оболочка, по-видимому, содержит молекулярные газы, такие как CO , H 2 O и SiO . [25] Инфракрасные наблюдения предполагают наличие широкого кольца из пыли и воды с внутренним радиусом примерно в два раза больше радиуса самой звезды и простирающимся примерно в четыре раза больше радиуса звезды. [26] [27]

Звезда окружена сферической оболочкой из выброшенного материала, которая простирается наружу на угловое расстояние 6 дюймов со скоростью расширения 10 км с. −1 . Это указывает на возраст раковины около 2000–3000 лет. Ближе к звезде этот материал демонстрирует выраженную асимметрию, которая может иметь форму тора .

Вариативность

[ редактировать ]
визуальной полосы Кривая блеска Mu Cephei, адаптированная из Brelstaff et al. (1997) [22]

Мю Цефея — переменная звезда и прототип устаревшего класса переменных Мю Цефеи . Сейчас она считается полурегулярной переменной типа SRc. Его видимая яркость хаотично колеблется от 3,4 до 5,1 звездной величины. Сообщалось о многих различных периодах, но они постоянно составляют около 860 дней или 4400 дней. [28]

Характеристики

[ редактировать ]
(Июль 2008 г., устарело). Относительные размеры планет Солнечной системы и нескольких известных звезд , в том числе Мю Цефеи.
1. Меркурий < Марс < Венера < Земля
2. Земля < Нептун < Уран < Сатурн < Юпитер.
3. Юпитер < Вольф 359 < Солнце < Сириус
4. Сириус < Поллукс < Арктур ​​< Альдебаран.
5. Альдебаран < Ригель < Антарес < Бетельгейзе
6. Бетельгейзе < Мю Цефея < ВВ Цефей А < VY Canis Majoris .

Очень яркий красный сверхгигант, Мю Цефея входит в число крупнейших звезд, видимых невооруженным глазом, и один из крупнейших известных холодных сверхгигантов. Это убегающая звезда с пекулярной скоростью 80,7 ± 17,7 км /с . [16] и был описан как гипергигант . [4]

Болометрическая светимость , суммированная по всем длинам волн, рассчитывается путем интегрирования спектрального распределения энергии (SED) и составляет 269 000 L ☉ , что делает μ Цефеи одним из самых ярких красных сверхгигантов в Млечном Пути. [12] Его эффективная температура 3750 К , определенная из соотношений показателей цвета, подразумевает радиус 1259 R ☉ . [15] В других недавних публикациях приводятся аналогичные эффективные температуры. Расчет светимости по визуальному и инфракрасному цветовому соотношению дает 340 000 L ☉ и соответствующий радиус 1 420 R ☉ . [13] Оценка, сделанная на основе его углового диаметра и предполагаемого расстояния в 2400 световых лет, дает ему радиус 1650 R ☉ . [29]

В 2010 году радиус был оценен в 830 R ☉ на основе эффективной температуры звезды 3660 K и оценки светимости 111 200 L ☉ . [30]

Бумажные измерения 2019 года на основе показателя 641 +148.
Расстояние -144 пк дает звезде более низкую светимость ниже 140 000 L ☉ и, соответственно, меньший радиус 972 ± 228 R ☉ , а также более низкую температуру 3551 ± 136 K. Все эти параметры соответствуют оценкам Бетельгейзе. [11]

Первоначальная масса Мю Цефеи была оценена исходя из ее положения относительно теоретических траекторий звездной эволюции и составляла от 15 M ☉ до 25 M ☉ . [11] [15] В настоящее время звезда имеет скорость потери массы (4,9 ± 1,0) × 10. −7  М ☉ в год. [11]

сверхновая

[ редактировать ]

Му Цефей близок к смерти. Она начала синтезировать гелий в углерод , тогда как звезда главной последовательности превращает водород в гелий. Когда звезда-сверхгигант превращает элементы своего ядра в железо, ядро ​​коллапсирует, образуя сверхновую , и звезда разрушается, оставляя после себя огромное газовое облако и небольшой плотный остаток. Для такой массивной звезды, как Мю Цефея, остаток, скорее всего, будет черной дырой . Самые массивные красные сверхгиганты эволюционируют обратно в голубые сверхгиганты , светящиеся синие переменные или звезды Вольфа-Райе , прежде чем их ядра разрушатся, и Мю Цефей кажется достаточно массивным, чтобы это произошло. Пост-красный сверхгигант произведет сверхновую типа IIn или типа II-b, а звезда Вольфа Райе произведет сверхновую типа Ib или Ic. [31]

Компоненты

[ редактировать ]

В пределах двух угловых минут от Мю Цефеи есть несколько слабых звезд, которые занесены в многочисленные звездные каталоги.

ИМЯ Прямое восхождение Склонение Apparent magnitude (V) Ссылки на базы данных
μ Cep B (CCDM J21435+5847B) 21 час 43 м 27.8 с +58° 46′ 45″ 12.3
μ Cep C (CCDM J21435+5847C) 21 час 43 м 25.6 с +58° 47′ 08″ 12.7 Синдбад

См. также

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Jump up to: а б Перриман, MAC; и др. (апрель 1997 г.). «Каталог HIPPARCOS». Астрономия и астрофизика . 323 : L49–L52. Бибкод : 1997A&A...323L..49P .
  2. ^ Jump up to: а б с Николет, Б. (октябрь 1978 г.). «Каталог однородных данных в фотоэлектрофотометрической системе УБВ». Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 34 : 1–49. Бибкод : 1978A&AS...34....1N .
  3. ^ Jump up to: а б Самус, Нью-Йорк; Дурлевич О.В.; и др. (2009). «Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Самус + 2007–2013)». Онлайн-каталог данных VizieR: B/GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat....102025S . 1 : Б/гквс. Бибкод : 2009yCat....102025S .
  4. ^ Jump up to: а б с Шеной, Динеш; Хамфрис, Роберта М; Терри Джей Джонс; Маренго, Массимо; Герц, Роберт Д.; Эндрю Хелтон, л; Хоффманн, Уильям Ф; Скемер, Эндрю Дж; Хинц, Филип М (2015). «В поисках прохладной пыли в среднем и дальнем инфракрасном диапазоне: истории потери массы гипергигантов μ Cep, VY CMa, IRC + 10420 и ρ Cas» . Астрономический журнал . 151 (3): 51. arXiv : 1512.01529 . Бибкод : 2016AJ....151...51S . дои : 10.3847/0004-6256/151/3/51 . S2CID   119281306 .
  5. ^ Jump up to: а б Кинан, Филип К.; Макнил, Рэймонд К. (1989). «Каталог Перкинса пересмотренных типов МК для более холодных звезд». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 71 : 245. Бибкод : 1989ApJS...71..245K . дои : 10.1086/191373 . S2CID   123149047 .
  6. ^ Шенаврин, В.И.; Таранова О.Г.; Наджип А.Е. (2011). «Поиск и изучение горячих околозвездных пылевых оболочек». Астрономические отчеты . 55 (1): 31. Бибкод : 2011ARep...55...31S . дои : 10.1134/S1063772911010070 . S2CID   122700080 .
  7. ^ Jump up to: а б Гаррисон, Роберт Ф.; Корменди, Джон (1976). «Некоторые характеристики молодого Трамплера открытого кластера 37» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 88 (526): 865–869. дои : 10.1086/130037 . ISSN   0004-6280 . JSTOR   40676037 .
  8. ^ Фамэй, Б.; и др. (2005). «Локальная кинематика гигантов K и M по данным CORAVEL/Hipparcos/Tycho-2. Возвращаясь к концепции сверхскоплений». Астрономия и астрофизика . 430 (1): 165–186. arXiv : astro-ph/0409579 . Бибкод : 2005A&A...430..165F . дои : 10.1051/0004-6361:20041272 . S2CID   17804304 .
  9. ^ Jump up to: а б Браун, АГА ; и др. (сотрудничество Gaia) (август 2018 г.). « Выпуск данных Gaia 2: Краткое описание содержания и свойств опроса» . Астрономия и астрофизика . 616 . А1. arXiv : 1804.09365 . Бибкод : 2018A&A...616A...1G . дои : 10.1051/0004-6361/201833051 . Запись Gaia DR2 для этого источника на VizieR .
  10. ^ Hipparcos, новая редукция (ван Леувен, 2007)
  11. ^ Jump up to: а б с д и ж г Монтарж, М.; Хоман, В.; Келлер, Д.; Клементел, Н.; Шетье, С.; Дечин, Л.; Харпер, генеральный директор; Ройер, П.; Уинтерс, Дж. М.; Ле Бертр, Т.; Ричардс, AMS (2019). «NOEMA отображает среду CO J = 2 - 1 красного сверхгиганта μ Cep». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 485 (2): 2417–2430. arXiv : 1903.07129 . Бибкод : 2019MNRAS.485.2417M . дои : 10.1093/mnras/stz397 . S2CID   119423161 .
  12. ^ Jump up to: а б с д Дэвис, Бен; Бизор, Эмма Р. (март 2020 г.). «Проблема красных сверхгигантов»: верхняя граница светимости прародителей сверхновых типа II». МНРАС . 493 (1): 468–476. arXiv : 2001.06020 . Бибкод : 2020MNRAS.493..468D . дои : 10.1093/mnras/staa174 . S2CID   210714093 .
  13. ^ Jump up to: а б с д Таблица 4 в Эмили М. Левеск ; Филип Мэсси; КАГ Олсен; Бертран Плез; Эрик Жослен; Андре Медер и Жорж Мейне (2005). «Эффективная температурная шкала галактических красных сверхгигантов: крутая, но не такая крутая, как мы думали». Астрофизический журнал . 628 (2): 973–985. arXiv : astro-ph/0504337 . Бибкод : 2005ApJ...628..973L . дои : 10.1086/430901 . S2CID   15109583 .
  14. ^ Jump up to: а б Аристе, А. Лопес; Вавассер, М.; Матиас, доктор философии; Лебре, А.; Тессор, Б.; Георгиев, С. (01 февраля 2023 г.). «Высота конвективных шлейфов в красном сверхгиганте μ Cep» . Астрономия и астрофизика . 670 : А62. arXiv : 2301.01326 . дои : 10.1051/0004-6361/202244285 . ISSN   0004-6361 .
  15. ^ Jump up to: а б с д и Жослен, Э.; Плез, Б. (2007). «Динамика атмосферы и процесс потери массы в красных сверхгигантах». Астрономия и астрофизика . 469 (2): 671–680. arXiv : 0705.0266 . Бибкод : 2007A&A...469..671J . дои : 10.1051/0004-6361:20066353 . S2CID   17789027 .
  16. ^ Jump up to: а б Тецлафф, Н.; Нойхойзер, Р.; Холе, М.М. (январь 2011 г.), «Каталог молодых беглых звезд Hipparcos в пределах 3 кпк от Солнца», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 410 (1): 190–200, arXiv : 1007.4883 , Bibcode : 2011MNRAS.410 ..190T , doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x , S2CID   118629873 .
  17. ^ Гершель, В. (1783). «Звезды вновь стали видимыми». Философские труды : 257.
  18. ^ Аллен, Р.Х. (1899). Имена звезд: их знания и значение . Г. Э. Штехерт. п. 158 . редакции: CmkItwtawcMC.
  19. ^ Пиацци, Г., изд. (1803 г.). Положения главных блуждающих звезд в середине в начале XIX века: по наблюдениям, сделанным в Панормийском зеркале с 1792 по 1802 год . Панорми
  20. ^ Пиацци, Г., изд. (1814). Средние положения главных блуждающих звезд в начале XIX века: по наблюдениям, сделанным в Панормийском зеркале с 1792 по 1813 год . Панорми п. 159.
  21. ^ Лаффит, Р. (2005). Арабское наследие: арабские названия звезд (2 эме переработанное и исправленное ред.). Париж : Librairie Orientaliste Paul Geunthner / Les Cahiers de l’Orient. п. 156, примечание 267.
  22. ^ Jump up to: а б Брельстафф, Т.; Ллойд, К.; Маркхэм, Т.; Макадам, Д. (июнь 1997 г.). «Периоды М.Ю. Цефея». Журнал Британской астрономической ассоциации . 107 (3): 135–140. Бибкод : 1997JBAA..107..135B .
  23. ^ Мозуркевич Д.; Армстронг, Джей Ти; Хиндсли, РБ; Квирренбах, А.; Хаммел, Калифорния; Хаттер, диджей; Джонстон, Кей Джей; Хаджян, Арканзас; Элиас, Николас М.; Бушер, DF; Саймон, Р.С. (2003). «Угловые диаметры звезд по данным оптического интерферометра Mark III». Астрономический журнал . 126 (5): 2502. Бибкод : 2003AJ....126.2502M . дои : 10.1086/378596 . S2CID   67789347 .
  24. ^ Гаррисон, РФ (декабрь 1993 г.), «Опорные точки для системы спектральной классификации МК», Бюллетень Американского астрономического общества , 25 : 1319, Бибкод : 1993AAS...183.1710G
  25. ^ Jump up to: а б Перрен, Г.; и др. (2005). «Исследование молекулярных слоев в атмосфере звезды-сверхгиганта μ Cep методом интерферометрии в К-диапазоне». Астрономия и астрофизика . 436 (1): 317–324. arXiv : astro-ph/0502415 . Бибкод : 2005A&A...436..317P . дои : 10.1051/0004-6361:20042313 . S2CID   13980310 .
  26. ^ Цудзи, Такаши (2000). «Вода в излучении в спектре инфракрасной космической обсерватории ранней звезды M-сверхгиганта μ Цефеи». Письма астрофизического журнала . 540 (2): 99–102. arXiv : astro-ph/0008058 . Бибкод : 2000ApJ...540L..99T . дои : 10.1086/312879 . S2CID   14881959 .
  27. ^ Цудзи, Т. (2000). «Вода на ранних звездах-сверхгигантах M α Ориона и μ Цефеи» . Астрофизический журнал . 538 (2): 801–807. Бибкод : 2000ApJ...538..801T . дои : 10.1086/309185 .
  28. ^ Кисс, LL; Сабо, генеральный менеджер; Постельное белье, ТР (2006). «Изменчивость красных звезд-сверхгигантов: пульсации, длинные вторичные периоды и конвекционный шум». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 372 (4): 1721–1734. arXiv : astro-ph/0608438 . Бибкод : 2006MNRAS.372.1721K . дои : 10.1111/j.1365-2966.2006.10973.x . S2CID   5203133 .
  29. ^ «Джим Калер-Гранатовая звезда» .
  30. ^ Де Бек, Э.; Дечин, Л.; де Котер, А.; Юсттанонт, К.; Верхолст, Т.; Кемпер, Ф.; Ментен, КММ (ноябрь 2010 г.). «Исследование истории потери массы звезд AGB и красных сверхгигантов по профилям вращательных линий CO - II. Обзор линий CO эволюционировавших звезд: вывод формул скорости потери массы». Астрономия и астрофизика . 523 : А18. arXiv : 1008.1083 . Бибкод : 2010A&A...523A..18D . дои : 10.1051/0004-6361/200913771 . ISSN   0004-6361 . S2CID   16131273 .
  31. ^ Мейне, Г.; Шомьен, В.; Экстрем, С.; Георгий, К.; Гранада, А.; Гро, Дж.; Медер, А.; Эггенбергер, П.; Левеск, Э.; Мэсси, П. (2015). «Влияние потери массы на эволюцию и свойства красных сверхновых перед сверхновыми». Астрономия и астрофизика . 575 (60): А60. arXiv : 1410.8721 . Бибкод : 2015A&A...575A..60M . дои : 10.1051/0004-6361/201424671 . S2CID   38736311 .
[ редактировать ]


Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Mu_Cephei&oldid=1237038941"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: edbb6d2fa9e7dc9e640e096d882179a8__1722102420
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/ed/a8/edbb6d2fa9e7dc9e640e096d882179a8.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Mu Cephei - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)