Прејди на содржината

Ми Кефеј

Од Википедија — слободната енциклопедија
μ Кефеј
Местоположба на Ми Кефеј (заокружено)
Податоци од набљудување
Епоха J2000.0      Рамноденица J2000.0
Соѕвездие Кефеј
Ректасцензија 21ч 43м &1000000000030460900000030,4609с[1]
Деклинација +58° 46′ &1000000000004816600000048,166″[1]
Прив. величина (V) +4.08[2] (3.43 - 5.1[3])
Особености
Развојна фаза Црвен суперџин или хиперџин[4]
Спектрален тип M2-Ia[5] (M2e Ia[6]) (M2 Ia+)[7]
U−B Боен показател +2.42[2]
B−V Боен показател +2.35[2]
Променлив тип ППЅ[3]
Астрометрија
Радијална брзина (Rv)+20.63[8] км/с
Сопствено движење (μ) Рект: 2,740 ± 0,884[9] млс/г
Дек.: −5,941 ± 0,922[9] млс/г
Паралакса (π)0.55 ± 0.20[10] млс
Оддалеченост2,090 – 3,060 сг
(641+148
144[11]–940+140
40[12] пс)
Апсолутна величина (MV)–7.63[13]
Податоци
Маса25[14] M☉
Полупречник972 ± 228[11] or 1,259[15] – 1,420[13] R☉
Површ. грав. (log g)–0.36[14][15]
Сјајност269,000+111.000
40.000[12] (135,000[11] – 340,000[13]) L☉
Температура3,750[15] K
Други ознаки
Еракис-Хершел-Гарнетова ѕвезда, μ Cep, ХД 206936, HR 8316, БП+58°2316, ХИП 107259, САО 33693
Наводи во бази
SIMBAD— податоци

Ми Кефеј (латинизирано од μ Cephei, скратено Mu Cep или μ Cep), исто така позната како Хершел-Гранатова ѕвезда, Еракис или HD 206936 — црвен суперџин или хиперџин[4][7] која се наоѓа во соѕвездието Кефеј. Изгледа како црвен гранат и се наоѓа на работ на маглината IC 1396. Од 1943 година, спектарот на оваа ѕвезда служи како спектрален стандард според кој се класифицираат другите ѕвезди.

Ми Кефеј е повеќе од 100.000 пати посветла од Сонцето, со апсолутна ѕвездена величина од -7,6. Таа е, исто така, една од најголемите познати ѕвезди со полупречник околу или над 1.000 пати поголем од оној на Сонцето ( R☉), и кога би била поставена на позицијата на Сонцето, би ја проголтала орбитата на Марс и Јупитер.

Историја

[уреди | уреди извор]
Портрет на Вилијам Хершел од 1785 година
Зумирање до μ Cep (ѕвезда гранат) во соѕвездието Кефеј.

Длабоко црвената боја на Ми Кефеј била забележана од Вилијам Хершел, кој ја опишал како „многу фина длабока боја на гранат, како што е променливата ѕвезда ο Мира“[16]. Затоа е општо позната како „гранатова ѕвезда“ на Хершел[17]. Џузепе Пјаци во неговиот каталог ја нарекол Гарнет сидус Ми Кефеј.[18][19] Алтернативното име, Еракис, користено во каталогот на ѕвезди на Антонин Бечвар, веројатно се должи на конфузија со Ми Змеј, која претходно се нарекувала al-Rāqis на арапски.[20]

Во 1848 година, англискиот астроном Џон Расел Хинд открил дека Ми Кефеј е променлива. Оваа варијабилност била брзо потврдена од германскиот астроном Фридрих Вилхелм Аргеландер. Речиси постојани записи за варијабилноста на ѕвездата се одржуваат од 1881 година.[21]

Аголниот пречник на μ Кефеј е измерен интерферометриски. Едно од најновите мерења дава пречник од 18,672 ± 0,435 мас на 800 μm, моделирана како рабно затемнувачки диск со 20,584 ± 0,480 мас.[22] μ Кефеј се користела како една од оригиналните „ѕвезди со кама“, оние со добро дефинирани спектри што може да се користат за класификација на други ѕвезди, за спектралните класификации на МК. Во 1943 година таа била стандардна ѕвезда за М2 Ia, ажурирана во 1980 година за да биде стандардна ѕвезда за новиот тип M2- Ја.[5][23]

Растојание

[уреди | уреди извор]
Mu Кефеј (заокружена) како што може да се види во двоглед. Светлата ѕвезда од десната страна е Алфа Кефеј (Алдерамин).
Mu Кефеј и околната, снимени на H-алфа и OIII бранови должини (северот е горе лево)

Растојанието до Ми Кефеј не е многу познато. Сателитот Хипаркос била искористена за мерење на паралакса од 0,55 ± 0,20, што одговара на проценето растојание од 1,800 парсеци. Сепак, оваа вредност е блиску до маргината на грешка. Определувањето на растојанието врз основа на споредба на големината со Бетелгез дава проценка од 390 ± 140 парсеци.[24]

Пресметката на растојанието од измерениот аголен пречник, осветленоста на површината и пресметаната осветленост води до 641 парсеци.[11] Просекот на растојанијата на блиските светлечки ѕвезди со слично црвенило и сигурни паралакси на Гаја Data Release 2 дава растојание од 940 парсеци.[12]

Околина

[уреди | уреди извор]

Ми Кефеј е опкружена со ѕвезда-школка која се протега на растојание најмалку еднакво на 0,33 пати од полупречникот на ѕвездата со температура од 2,055 ± 25 келвини. Се смета дека оваа надворешна обвивка содржи молекуларни гасови како што се CO, H2O и SiO.[24] Инфрацрвените набљудувања сугерираат присуство на широк прстен од прашина и вода со внатрешен полупречник околу двапати поголем од самата ѕвезда, кој се протега на околу четири пати поголем од полупречникот на ѕвездата.[25][26]

Ѕвездата е опкружена со сферична обвивка од исфрлен материјал што се протега нанадвор до аголно растојание од 6″ со брзина на проширување од 10 км сек−1. Ова укажува на старост од околу 2.000-3.000 години за ѕвездата-школка. Поблиску до ѕвездата, овој материјал покажува изразена асиметрија, која може да биде обликувана како тор.

Варијабилност

[уреди | уреди извор]
Визуелна крива на светлината за Mu Кефеј, адаптирана од Брелстаф и соработниците (1997)[21]

Mu Кефеј е променлива ѕвезда и прототип на застарената класа на променливите Mu Кефеј. Сега се смета дека е полуправилна променлива од типот ППЅ. Нејзината очигледна осветленост варира неправилно помеѓу величината 3,4 и 5,1. Пријавени се многу различни периоди, но тие постојано се близу 860 денови или 4.400 денови.[27]

Својства

[уреди | уреди извор]
(јули 2008 година). Релативни големини на планетите во Сончевиот систем и неколку познати ѕвезди, вклучувајќи ја и Ми Кефеј.
1. Меркур < Марс < Венера < Земја
2. Земја < Нептун < Уран < Сатурн < Јупитер
3. Јупитер < Волк 359 < Сонце < Сириус 4. Сириус < Северница < Арктурус < Алдебаран 5. Алдебаран < Ригел < Антарес < Бетелгез 6. Betelgeuse < Mu Кефеј< VV Кефеј A < VY Големо Куче.

Многу светлиот црвен суперџин, Ми Кефеј е меѓу најголемите ѕвезди видливи со голо око и еден од најголемите познати суперџинови. Таа е ѕвезда со посебна брзина од 80,7 ± 17,7[28], и е опишана како хиперџин.[4]

Болометриската сјајност, сумирана на сите бранови должини, се пресметува од интегрирањето на спектралната распространетост на енергија (СРЕ) на 269,000 L☉, што ја прави μ Кефеј една од најсветлите црвени суперџинови на Млечниот Пат.[12] Нејзината делотворна температура од 3,750 келвини, определена од односите со индексот на боја, имплицира полупречник од 1,259 R☉.[15] Други неодамнешни публикации даваат слични делотворни температури. Пресметката на осветленоста од визуелна и инфрацрвена врска во боја дава 340,000 L☉ и соодветен полупречник од 1,420 R☉.[13] Проценка направена врз основа на нејзиниот аголен пречник и претпоставеното растојание од 2,400 и даваат полупречник од 1,650 R☉.[29]

Се проценува дека полупречник е 830 R☉ во 2010 година врз основа на делотворната температура на ѕвездата од 3660 К и 111,200 L☉ проценка на осветленоста.[30]

Мерење од 2019 година дало резултат од 641+148
144 а со тоа и помала осветленост под 140,000 L☉ и соодветно помал полупречник од 972 ± 228, како и пониска температура од 3,551 ± 136 Сите овие параметри се конзистентни со оние проценети за Бетелгез.[11]

Почетната маса на Ми Кефеј е проценета од нејзината позиција во однос на теоретските ѕвездени еволутивни траги дека е помеѓу 15 M☉ и 25 M☉.[11][15] Ѕвездата моментално има стапка на загуба на маса од (4,9 ± 1,0)⋅10-7 M☉ годишно.[11]

Супернова

[уреди | уреди извор]

Ми Кефеј е пред својата смрт. Таа започнала да спојува хелиум во јаглерод, додека ѕвезда од главната низа спојува водород во хелиум. Кога суперџиновската ѕвезда ќе ги претвори елементите во нејзиното јадро во железо, јадрото пропаѓа за да произведе супернова и ѕвездата се уништува, оставајќи зад себе огромен гасовит облак и мал, густ остаток. За ѕвезда со огромна маса како Ми Кефеј, остатокот најверојатно ќе биде црна дупка. Најмасивните црвени суперџинови ќе еволуираат назад во сини суперџинови, сјајни сини променливи ѕвезди или Волф-Рајеови ѕвезди пред да се урнат нивните јадра, а Ми Кефеј се смета дека е доволно масивна за да се случи тоа. Постцрвениот суперџин ќе произведе супернова од типот IIn или тип II-b, додека ѕвездата на Волф-Раје ќе произведе супернова од типот Ib или Ic[31].

Компоненти

[уреди | уреди извор]

Има неколку бледи ѕвезди во рок од две лачни минути од Ми Кефеј, и наведени во повеќе каталози на ѕвезди.

ИМЕ Десно воздигнување Деклинација Привидна величина (V) Наводи за бази на податоци
μ Cep B (CCDM J21435+5847B) 21ч 43м &1000000000000027800000027,8с +58° 46′ &1000000000000004500000045″ 12.3
μ Cep C (CCDM J21435+5847C) 21ч 43м &1000000000000025600000025,6с +58° 47′ &1000000000000000800000008″ 12.7 Симбад

Поврзано

[уреди | уреди извор]

Наводи

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ 1,0 1,1 Perryman, M. A. C.; и др. (April 1997). „The HIPPARCOS Catalogue“. Astronomy and Astrophysics. 323: L49–L52. Bibcode:1997A&A...323L..49P.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 Nicolet, B. (October 1978). „Catalogue of homogeneous data in the UBV photoelectric photometric system“. Astronomy & Astrophysics Supplement Series. 34: 1–49. Bibcode:1978A&AS...34....1N.
  3. ↑ 3,0 3,1 Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; и др. (2009). „VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)“. VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S. 1: B/gcvs. Bibcode:2009yCat....102025S.
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 Shenoy, Dinesh; Humphreys, Roberta M; Terry Jay Jones; Marengo, Massimo; Gehrz, Robert D; Andrew Helton, L; Hoffmann, William F; Skemer, Andrew J; Hinz, Philip M (2015). „Searching for Cool Dust in the Mid-to-Far Infrared: The Mass Loss Histories of the Hypergiants μ Cep, VY CMa, IRC+10420, and ρ Cas“. The Astronomical Journal. 151 (3): 51. arXiv:1512.01529. Bibcode:2016AJ....151...51S. doi:10.3847/0004-6256/151/3/51. S2CID 119281306.
  5. ↑ 5,0 5,1 Keenan, Philip C.; McNeil, Raymond C. (1989). „The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars“. Astrophysical Journal Supplement Series. 71: 245. Bibcode:1989ApJS...71..245K. doi:10.1086/191373. S2CID 123149047.
  6. ↑ Shenavrin, V. I.; Taranova, O. G.; Nadzhip, A. E. (2011). „Search for and study of hot circumstellar dust envelopes“. Astronomy Reports. 55 (1): 31. Bibcode:2011ARep...55...31S. doi:10.1134/S1063772911010070. S2CID 122700080.
  7. ↑ 7,0 7,1 Garrison, Robert F.; Kormendy, John (1976). „Some Characteristics of the Young Open Cluster Trumpler 37“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 88 (526): 865–869. Bibcode:1976PASP...88..865G. doi:10.1086/130037. ISSN 0004-6280. JSTOR 40676037.
  8. ↑ Famaey, B.; и др. (2005). „Local kinematics of K and M giants from CORAVEL/Hipparcos/Tycho-2 data. Revisiting the concept of superclusters“. Astronomy and Astrophysics. 430 (1): 165–186. arXiv:astro-ph/0409579. Bibcode:2005A&A...430..165F. doi:10.1051/0004-6361:20041272. S2CID 17804304.
  9. ↑ 9,0 9,1 Brown, A. G. A.; и др. (Gaia collaboration) (август 2018). „Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties“. Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Запис на DR2 од „Гаја“ за овој извор на VizieR.
  10. ↑ Hipparcos, the New Reduction (van Leeuwen, 2007)
  11. ↑ 11,0 11,1 11,2 11,3 11,4 11,5 11,6 Montargès, M.; Homan, W.; Keller, D.; Clementel, N.; Shetye, S.; Decin, L.; Harper, G. M.; Royer, P.; Winters, J. M. (2019). „NOEMA maps the CO J = 2 − 1 environment of the red supergiant μ Cep“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 485 (2): 2417–2430. arXiv:1903.07129. Bibcode:2019MNRAS.485.2417M. doi:10.1093/mnras/stz397.Montargès, M.; Homan, W.; Keller, D.; Clementel, N.; Shetye, S.; Decin, L.; Harper, G. M.; Royer, P.; Winters, J. M.; Le Bertre, T.; Richards, A. M. S. (2019).
  12. ↑ 12,0 12,1 12,2 12,3 Davies, Ben; Beasor, Emma R. (March 2020). „The 'red supergiant problem': the upper luminosity boundary of Type II supernova progenitors“. MNRAS (англиски). 493 (1): 468–476. arXiv:2001.06020. Bibcode:2020MNRAS.493..468D. doi:10.1093/mnras/staa174. S2CID 210714093.
  13. ↑ 13,0 13,1 13,2 13,3 Table 4 in Emily M. Levesque; Philip Massey; K. A. G. Olsen; Bertrand Plez; Eric Josselin; Andre Maeder; Georges Meynet (2005). „The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not As Cool As We Thought“. The Astrophysical Journal. 628 (2): 973–985. arXiv:astro-ph/0504337. Bibcode:2005ApJ...628..973L. doi:10.1086/430901. S2CID 15109583. Занемарен непознатиот параметар |name-list-style= (help)
  14. ↑ 14,0 14,1 Ariste, A. López; Wavasseur, M.; Mathias, Ph; Lèbre, A.; Tessore, B.; Georgiev, S. (2023-02-01). „The height of convective plumes in the red supergiant μ Cep“. Astronomy & Astrophysics (англиски). 670: A62. arXiv:2301.01326. Bibcode:2023A&A...670A..62L. doi:10.1051/0004-6361/202244285. ISSN 0004-6361.
  15. ↑ 15,0 15,1 15,2 15,3 15,4 Josselin, E.; Plez, B. (2007). „Atmospheric dynamics and the mass loss process in red supergiant stars“. Astronomy and Astrophysics. 469 (2): 671–680. arXiv:0705.0266. Bibcode:2007A&A...469..671J. doi:10.1051/0004-6361:20066353. S2CID 17789027.
  16. ↑ Herschel, W. (1783). „Stars newly come to be visible“. Philosophical Transactions: 257.
  17. ↑ Allen, R. H. (1899). Star Names: Their Lore and Meaning. G. E. Stechert. стр. 158. editions:CmkItwtawcMC.
  18. ↑ Piazzi, G., уред. (1803). Præcipuarum Stellarum Inerrantium Positiones Mediæ Ineunte Seculo XIX: ex Observationibus Habitis in Specula Panormitana ab anno 1792 ad annum 1802. Panormi.
  19. ↑ Piazzi, G., уред. (1814). Praecipuarum Stellarum Inerrantium Positiones Mediae Ineunte Saeculo XIX: ex Observationibus Habitis in Specula Panormitana ab anno 1792 ad annum 1813. Panormi. стр. 159. ISBN 978-1-02-230635-6.
  20. ↑ Laffitte, R. (2005). Héritages arabes: Des noms arabes pour les étoiles (2éme revue et corrigée. изд.). Paris: Librairie Orientaliste Paul Geunthner / Les Cahiers de l'Orient. стр. 156, note 267.
  21. ↑ 21,0 21,1 Brelstaff, T.; Lloyd, C.; Markham, T.; McAdam, D. (June 1997). „The periods of MU Cephei“. Journal of the British Astronomical Association. 107 (3): 135–140. Bibcode:1997JBAA..107..135B.
  22. ↑ Mozurkewich, D.; Armstrong, J. T.; Hindsley, R. B.; Quirrenbach, A.; Hummel, C. A.; Hutter, D. J.; Johnston, K. J.; Hajian, A. R.; Elias, Nicholas M.; Buscher, D. F.; Simon, R. S. (2003). „Angular Diameters of Stars from the Mark III Optical Interferometer“. The Astronomical Journal. 126 (5): 2502. Bibcode:2003AJ....126.2502M. doi:10.1086/378596. S2CID 67789347.
  23. ↑ Garrison, R. F. (December 1993), „Anchor Points for the MK System of Spectral Classification“, Bulletin of the American Astronomical Society, 25: 1319, Bibcode:1993AAS...183.1710G
  24. ↑ 24,0 24,1 Perrin, G.; и др. (2005). „Study of molecular layers in the atmosphere of the supergiant star μ Cep by interferometry in the K band“. Astronomy & Astrophysics. 436 (1): 317–324. arXiv:astro-ph/0502415. Bibcode:2005A&A...436..317P. doi:10.1051/0004-6361:20042313. S2CID 13980310.
  25. ↑ Tsuji, Takashi (2000). „Water in Emission in the Infrared Space Observatory Spectrum of the Early M Supergiant Star μ Cephei“. The Astrophysical Journal Letters. 540 (2): 99–102. arXiv:astro-ph/0008058. Bibcode:2000ApJ...540L..99T. doi:10.1086/312879. S2CID 14881959.
  26. ↑ Tsuji, T. (2000). „Water on the Early M Supergiant Stars α Orionis and μ Cephei“. The Astrophysical Journal. 538 (2): 801–807. Bibcode:2000ApJ...538..801T. doi:10.1086/309185.
  27. ↑ Kiss, L. L.; Szabó, G. M.; Bedding, T. R. (2006). „Variability in red supergiant stars: Pulsations, long secondary periods and convection noise“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 372 (4): 1721–1734. arXiv:astro-ph/0608438. Bibcode:2006MNRAS.372.1721K. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10973.x. S2CID 5203133.
  28. ↑ Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M. (January 2011), „A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 410 (1): 190–200, arXiv:1007.4883, Bibcode:2011MNRAS.410..190T, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x, S2CID 118629873.
  29. ↑ „Jim Kaler-Garnet star“.
  30. ↑ De Beck, E.; Decin, L.; de Koter, A.; Justtanont, K.; Verhoelst, T.; Kemper, F.; Menten, K. M. M. (November 2010). „Probing the mass-loss history of AGB and red supergiant stars from CO rotational line profiles - II. CO line survey of evolved stars: derivation of mass-loss rate formulae“. Astronomy & Astrophysics. 523: A18. arXiv:1008.1083. Bibcode:2010A&A...523A..18D. doi:10.1051/0004-6361/200913771. ISSN 0004-6361.
  31. ↑ Meynet, G.; Chomienne, V.; Ekström, S.; Georgy, C.; Granada, A.; Groh, J.; Maeder, A.; Eggenberger, P.; Levesque, E.; Massey, P. (2015). „Impact of mass-loss on the evolution and pre-supernova properties of red supergiants“. Astronomy & Astrophysics. 575 (60): A60. arXiv:1410.8721. Bibcode:2015A&A...575A..60M. doi:10.1051/0004-6361/201424671. S2CID 38736311.

Надворешни врски

[уреди | уреди извор]
Тела во соѕвездието Кефеј
Ѕвезди
(список)
Бајер
Флемстид
Променливи
HR
HD
Глизе
Други
Ѕвездени
јата
Здруженија
Расеани
Збиени
Молекуларни
облаци
Маглини
Темни
HII
Отсјајни
Планетарни
ОСН
Галаксии
NGC
Други
Други
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Ми_Кефеј&oldid=5273251“