Мю Цефея

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Мю Цефея
Звезда
Мю Цефея.png
Сравнительные размеры μ Цефея и Солнца
История исследования
Открыватель Уильям Гершель
Дата открытия 1780/1783
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 21ч 43м 30,46с
Склонение +58° 46′ 48,2″
Расстояние 5255,12 св. года (1612,89 пк)
Видимая звёздная величина (V) от +3,43 до +5,09
Созвездие Цефей
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) +20,63 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 650 - 1420 R
Возраст 11-12 млн лет
Температура 2300 K
Светимость 350000 L
Другие обозначения
Эракис, «гранатовая звезда Гершеля», μ Cep, HD 206936, HR 8316, BD+58°2316, HIP 107259.
Информация в базах данных
SIMBAD данные
Wikidata-logo S.svg Информация в Викиданных ?

Мю Цефе́я (μ Cep / μ Cephei) (также известна как «гранатовая звезда Гершеля») — красный сверхгигант в созвездии Цефея. Одна 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 код]

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 код]

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

Звезда примерно в 650[5] — 1420[6] раз больше Солнца (радиус равен 7,7 а. е.) и если бы была помещена на его место, то её окружность находилась 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[7]. 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[8]. (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 код]

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 24 R 36,58 L 3850 K 15,2 д.
μ Cep C ~ 2,5 M ~ 2,5 R 25,34 L ~9000 K 0,5 д.

См. также[править | править код]

Примечания[править | править код]

  1. 1 2 3 4 Collaboration G. Gaia DR2 — 2018. — Vol. 1345.
  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. Tsuji, Takashi. Water in Emission in the Infrared Space Observatory Spectrum of the Early M Supergiant Star μ Cephei (англ.) // The Astrophysical Journal Letters : journal. — 2000. — Vol. 540, no. 2. — P. 99—102. — DOI:10.1086/312879. — Bibcode2000ApJ...540L..99T. — arXiv:astro-ph/0008058.
  6. Table 4 in Emily M. Levesque (англ.); 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 (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — 2005. — August (vol. 628, no. 2). — P. 973—985. — DOI:10.1086/430901. — Bibcode2005ApJ...628..973L. — arXiv:astro-ph/0504337.
  7. Зигель Ф.Ю. Сокровища звездного неба: Путеводитель по созвездиям и Луне. — 5-е изд. — М: Наука, 1987. — С. 88. — 296 с.
  8. Perrin, G.; et al. Study of molecular layers in the atmosphere of the supergiant star µ Cep by interferometry in the K band (англ.) // Astronomy & Astrophysics : journal. — 2005. — Vol. 436. — P. 317—324. — DOI:10.1051/0004-6361:20042313.