Мю Цефея

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Мю Цефея
Звезда
Мю Цефея.png
«Сравнительные размеры μ Цефея и Солнца.»
История исследования
Обозначения

2MASS J21433045+5846480[1], GSC 03979-01616[1], HD 206936[1], HIP 107259[1], HR 8316[1], IRAS 21419+5832[1], SAO 33693[1] и AAVSO 2140+58[1]

Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение

21ч 43м 30,46с

Склонение

+58° 46′ 48,2″

Расстояние

5 255 12 св. лет (1 612 89 пк)

Видимая звёздная величина (V)

от +3,43 до +5,09

Созвездие

Цефей

Астрометрия
Лучевая скорость (Rv)

+19,3 км/c

Собственное движение (μ)

RA: +5,24 mas в год
Dec: −2,88 mas в год

Параллакс (π)

0,62 mas

Абсолютная звёздная величина (V)

от −7,61 до −5,95

Характеристики
Спектральный класс

M2Ia

Показатель цвета (B − V)

2,26

Показатель цвета (U − B)

2,42

Переменность

SRc

Физические характеристики
Масса

25 M

Радиус

1650 R

Светимость

350,000 L

Информация в базах данных
SIMBAD

данные

[информация] в Викиданных

КоординатыSky map 21ч 43м 30,46с +58° 46′ 48,2″

Мю Цефе́я (μ Cep / μ Cephei), также известная как «гранатовая звезда Гершеля» является красным сверхгигантом и находится в созвездии Цефея. Она является одной из самых больших и самых мощных (полная светимость в 350 000 раз выше солнечной) звёзд в нашей Галактике и принадлежит к спектральному классу M2Ia.

История[править | править вики-текст]

Глубокий красный цвет Мю Цефея был отмечен Уильямом Гершелем: «…очень насыщенный гранатовый цвет, такой же, как у Омикрон Кита»[2]. После его исследований эту звезду часто называют «гранатовая звезда Гершеля»[3]. Джузеппе Пиацци внёс её в свой каталог под именем Garnet Sidus (гранатовое созвездие)[4]. В середине 19-го века её переменность открыл Джон Рассел Хайнд в обсерватории Бишопа. Она также называется Эракис, видимо, это ошибочное название, приведенное чешским астрономом Антонином Бечваржем (Antonín Bečvář) в атласе 1951 года, когда он перепутал её с Мю Дракона, которая имеет собственное название Арракис.

Свойства[править | править вики-текст]

Мю Цефея одна из самых больших и ярких звёзд, видимая невооружённым глазом. В северном полушарии наилучшее время наблюдения с августа по январь.

Звезда примерно в 1650 раз больше Солнца (радиус равен 7,7 а. е.) и если бы была помещена на его место, то её радиус находился бы между орбитами Юпитера и Сатурна. Мю Цефея могла бы вместить в себя миллиард солнц и 2,7 квадриллиона земель. Если бы Земля была размером с мячик для гольфа (4,3 см), Мю Цефея была бы шириной в 2 моста Золотые Ворота (5,5 км).

Мю Цефея — полуправильная переменная звезда типа SRc, изменяющая блеск в интервале от 3,43m до 5,1m с периодом от 2 до 2,5 лет. В. Цесевичу удалось установить периодичность сложной кривой изменений блеска, она — результат сложения трёх колебаний с периодами 90, 750 и 4675 дней[5]. Причины — беспорядочные пульсации и непериодические извержения раскалённых газов из недр звезды в космос.

Мю Цефея в 60 тысяч раз ярче Солнца. Складывая её видимую яркость, инфракрасное излучение и звёздный ветер можно вычислить, что её болометрическая светимость в 350 000 раз больше солнечной.

В научной литературе по измерению параллакса приводятся различные оценки расстояния до звезды от 390 до 1600 парсек (от 1300 до 5200 св. лет), однако, в последнее время общепринятой является верхняя оценка[6]. (5200 св. лет). Она также одна из самых холодных звёзд: температура поверхности — не более 2300 К.

Мю Цефея — умирающая звезда, находящаяся на последних стадиях звёздной эволюции. Она уже начала сжигать гелий, синтезируя из него углерод, в то время как звёзды на главной последовательности сжигают водород и синтезируют из него гелий. Гелий-углеродный цикл свидетельствует, что звезда заканчивает свою эволюцию и, вероятно, она в течение не более нескольких миллионов лет взорвётся как сверхновая звезда, а её массивное ядро может сколлапсировать в чёрную дыру.

Мю Цефея — тройная звезда; основные компоненты Мю Цефея B и Мю Цефея C имеют видимую звёздную величину 12,3m и 12,7m и находятся на угловом расстоянии 20,93 угловых секунд и 42,68 угловых секунд (соответственно) от главной звезды.

Компоненты[править | править вики-текст]

Название Прямое восхождение Склонение Видимая звёздная величина Спектральный класс Ссылка
μ Cep B (CCDM J21435+5847B) 21ч 43м 27,8с +58° 46′ 45″ 12,3m M0 Simbad
μ Cep C (CCDM J21435+5847C) 21ч 43м 25,6с +58° 47′ 08″ 12,7m A Simbad

продолжение

Название Масса Радиус Светимость Температура Вращение
μ Cep B 2-5 M_\odot 24 R_\odot 36,58 L_\odot 3850 K 15,2 д.
μ Cep C ~ 2,5 M_\odot ~ 2,5 R_\odot 25,34 L_\odot ~9000 K 0,5 д.

См. также[править | править вики-текст]

Примечания[править | править вики-текст]

  1. 1 2 3 4 5 6 7 8 SIMBADStrasbourg: CDS, 1972—2014.
  2. Herschel W., «Stars newly come to be visible», Philosophical Transactions, the Royal Astronomical Society of London, 1783, p.257.
  3. Allen R. H., Star Names: Their Lore and Meaning|Star-Names and Their Meanings, G. . Stechert, 1899, p.158.
  4. Piazzi, G., Palermo Catalogue, 1814.
  5. Зигель Ф.Ю. Сокровища звездного неба: Путеводитель по созвездиям и Луне. — 5-е изд. — М: Наука, 1987. — С. 88. — 296 с.
  6. Perrin, G.; et al. (2005). «Study of molecular layers in the atmosphere of the supergiant star µ Cep by interferometry in the K band». Astronomy & Astrophysics 436: 317–324. DOI:10.1051/0004-6361:20042313.