Μ Цефея

μ Цефе́я (мю Цефея, μ Cep, також відома як «гранатова зоря Гершеля») — червоний надгігант у сузір'ї Цефея. Одна з найбільших і найпотужніших зір у нашій Галактиці (повна світність у 340 000 разів більше сонячної). Належить до спектрального класу M2 Ia. Із 1943 року спектр цієї зорі слугує стандартом, за яким класифікують інші зорі M2 Ia.

μ Цефея
Дані спостереження
Епоха J2000.0
Сузір’я Цефея
Пряме піднесення 21h 43m 30.46s
Схилення −58° 46′ 49.2″
Видима зоряна величина (V) від +3,43 до +5,09
Характеристики
Спектральний клас М2 Iа
Показник кольору (B−V) 2.26
Показник кольору (U−B) 2.42
Астрометрія
Променева швидкість (Rv) +23.0 км/c
Власний рух (μ) Пр.сх.: 5.24 мас/р
Схил.: −2.88 мас/р
Паралакс (π) 0.62 ± мас
Відстань 5255.12 св. р.
(1612.89 пк)
Абсолютна зоряна
величина (MV)		 від −7,61 до −5,95
Фізичні характеристики
Маса25 M☉
Радіус650 - 1420 R☉
Світність340 000 L☉
Ефективна температура2 300 K
Інші позначення
Еракіс, «гранатова зоря Гершеля»[1], μ Cephei, μ Cep, HD 206936, HR 8316, BD+58°2316, HIP 107259.

Історія

Глибокий червоний колір μ Цефея відзначив Вільям Гершель: «... дуже насичений гранатовий колір, такий же, як в ο Кита»[2][3]. У середині 19-го століття Джон Рассел Хайнд з обсерваторії Бішопа відкрив її змінність. Чеський астроном Антонін Бечварж (чеськ. Antonín Bečvář) в атласі 1951 року назвав зорю Еракіс. Імовірно, він переплутав її з μ Дракона, яка має власну назву Арракіс[джерело?].

Властивості
(Липень 2008). Відносні розміри планет у Сонячній системі та декількох відомих зір, включаючи μ Цефея.
1. Меркурій <Марс <Венера <Земля
2. Земля <Нептун <Уран <Сатурн <Юпітер
3. Юпітер <Вольф 359 <Сонце <Сіріус
4. Сіріус <Поллукс <Арктур <Альдебаран
5. Альдебаран <Рігель <Антарес <Бетельгейзе
6. Бетельгейзе <μ Цефея <VV Цефея A <VY Великого Пса.
μ Цефея у порівнянні з Сонцем. Орбіти Юпітера, Марса, [Землі, Венери, та Меркурія показано у повному розмірі.

μ Цефея — одна з найбільших і найяскравіших зір, видимих неозброєним оком. У північній півкулі найкращий час спостереження — із серпня по січень.

Радіус зорі приблизно в 650—1420 разів більший Сонця (7,7 а. о.)[4][5]. Якби зоря була на місці Сонця, то її поверхня перебувала б між орбітами Юпітера й Сатурна. μ Цефея могла б вмістити в себе мільярд Сонць і 2,7 квадрильйона Земель. Якщо зменшити Землю до розмірів м'яча для гольфу (4,3 см), то діаметр μ Цефея становив би довжину 2-х мостів Золотої Брами (5,5 км).

μ Цефея — змінна зоря. Вона була прототипом застарілого класу змінних μ Цефея. Зараз її вважають напіврегулярною змінною типу SRc, що змінює блиск в інтервалі від 3,43 до 5,1 із періодом від 2 до 2,5 років . В. Цесевичу вдалося встановити періодичність складної кривої змін блиску: вона є результатом складання трьох коливань з періодами 90, 750 і 4675 днів[6]. Причини — безладні пульсації і неперіодичні виверження розжарених газів із надр зорі в космос[джерело?].

μ Цефея в 60 тисяч разів яскравіша Сонця. Складаючи її видиму світність, інфрачервоне випромінювання і зоряний вітер можна обчислити, що її болометрична світність в 340 000 разів більша сонячної.

У науковій літературі з вимірювання паралаксу наводяться різні оцінки відстані до зорі: від 390 до 1600 парсек (від 1300 до 5200 св. років), проте, останнім часом загальноприйнятою вважають верхню оцінку (5200 св. років)[7]. Вона також одна з найхолодніших зір: температура поверхні становить НЕ більше 2300 К[джерело?]. Зоря оточена сферичною оболонкою викинутої речовини, яка простягається назовні до кутової відстані 6″ і розширюється зі швидкістю 10 км/с. Це свідчить про вік оболонки близько 2000–3000 років. Ближче до зорі ця речовина має виражену асиметрію, яка може мати форму тору. Наразі зоря втрачає масу зі швидкістю 10–7 M☉ на рік[джерело?].

μ Цефея перебуває на останніх стадіях своєї еволюції. Вона почала спалювати гелій, синтезуючи вуглець. Імовірно, не пізніше ніж через кілька мільйонів років, вона спалахне як наднова, а її масивне ядро може колапсувати в чорну діру.

μ Цефея — потрійна зоря; компоненти 'μ Цефея B' і 'μ Цефея C' мають видиму зоряну величину 12,3 і перебувають на кутовій відстані відповідно 20,93 кутових секунд і 42,68 кутових секунд від головної зорі.

Компоненти
Компонент Видима
величина		 Спектральний клас Віддаленість
від μ Cep A		 Час обертання навколо
μ Cep A
μ Cep A +4.08 - - -
μ Cep B +12.3 M0 20.93 кутових секунд 15.2 дня
μ Cep C +12.7 A 42.68 кутових секунд 0.5 дня


Джерела
  1. Allen R. H., Star Names: Their Lore and Meaning|Star-Names and Their Meanings, G. . Stechert, 1899, p.158.
  2. Herschel W., «Stars newly come to be visible», Philosophical Transactions, the Royal Astronomical Society of London, 1783, p.257.
  3. Piazzi, G., Palermo Catalogue, 1814.
  4. Tsuji, Takashi. Water in Emission in the Infrared Space Observatory Spectrum of the Early M Supergiant Star μ Cephei // The Astrophysical Journal Letters : journal. — 2000. — Vol. 540, № 2. — С. 99—102. — arXiv:astro-ph/0008058. — Bibcode: 2000ApJ...540L..99T. — DOI:10.1086/312879.
  5. Table 4 in Emily M. Levesque, Philip Massey; K. A. G. Olsen; Bertrand Plez; Eric Josselin; Andre Maeder; Georges Meynet. The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not As Cool As We Thought // The Astrophysical Journal. — 2005. — Т. 628, № 2 (серпень). — С. 973—985. — arXiv:astro-ph/0504337. — Bibcode: 2005ApJ...628..973L. — DOI:10.1086/430901.
  6. Зигель Ф.Ю. Сокровища звездного неба: Путеводитель по созвездиям и Луне. — 5-е изд.. — М : Наука, 1987. — С. 88.
  7. Perrin, G.; et al. Study of molecular layers in the atmosphere of the supergiant star µ Cep by interferometry in the K band // Astronomy & Astrophysics : journal. — 2005. — Vol. 436. — С. 317—324. — DOI:10.1051/0004-6361:20042313.
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.