Mý Cephei
| Mý Cephei | |
|---|---|
| Cepheus constellation map.svg Poloha Mý Cephei (červený kroužek) | |
| Astrometrická data (Ekvinokcium J2000.0) | |
| Souhvězdí | Cefeus (Cepheus) |
| Rektascenze | 21h 43m 30.4609s |
| Deklinace | +58°46′48.166″ |
| Paralaxa | 0,55 ± 0,20 |
| Vzdálenost | 2100–3060 ly (641–940 pc) |
| Zdánlivá hvězdná velikost | 4,08 |
| Radiální rychlost | +20,63 km/s |
| Vlastní pohyb v rektascenzi | +2,740 |
| Vlastní pohyb v deklinaci | −5,941 |
| Systém | |
| Primární hvězda | Mý Cephei A |
| Průvodce | Mý Cephei B |
| Označení | |
| Henry Draper Catalogue | HD 206936 |
| Bonner Durchmusterung | BD +58°2316 |
| Bright Star katalog | HR 8316 |
| SAO katalog | SAO 33693 |
| Katalog Hipparcos | HIP 107259 |
| Bayerovo označení | μ |
| Databáze | |
| SIMBAD | data |
| (V) – měření provedena ve viditelném světle | |
Mý Cephei (μ Cep), známá také jako Herschelova granátová hvězda či Erakis, je mimořádně jasný červený veleobr (příp. hyperobr) v souhvězdí Cefea. Díky svému výraznému červenému zbarvení patří mezi nepřehlédnutelné objekty na severní obloze. Jde rovněž o polopravidelnou proměnnou hvězdu, jejíž jasnost se mění zhruba mezi 3,4 a 5,1 mag[1], a proto se někdy označuje jako „granátová hvězda“.
Historie názvů
[editovat | editovat zdroj]
Sytě červenou barvu hvězdy zaznamenal již William Herschel na konci 18. století, když ji popsal jako „velmi jemnou hlubokou granátovou barvu“. Odtud se vžil název „Herschelova granátová hvězda“. V literatuře se někdy objevuje i označení „Erakis“, jež nejspíš vzniklo záměnou za jméno hvězdy Alrakis (al-Rāqis). Giuseppe Piazzi ji ve svém katalogu nazval „Garnet Sidus“ (Granátová hvězda).[2][3]
Fyzikální vlastnosti
[editovat | editovat zdroj]Mý Cephei je chladný červený veleobr* (dle některých autorů až hyperobr) spektrálního zařazení M2-Ia.[4]
- Teplota: asi 3 550–3 800 K.
- Svítivost: pohybuje se v rozmezí 135 000–340 000 násobku sluneční (studie uvádějí také ~270 000 L_⊙).[5]
- Poloměr: dle různých metod a modelů ~700 až 1400 R_⊙.[6][7] Pokud by nahradila Slunce ve Sluneční soustavě, její povrch by sahal až mezi oběžné dráhy Jupiteru a Saturnu.
Hmotnost a vývoj
[editovat | editovat zdroj]Hmotnost se odhaduje zhruba na 15–25 M_⊙.[8][7] Hvězda je ve velmi pokročilém vývoji (pravděpodobně již spaluje helium). V budoucnu se může přesunout mezi modré veleobry nebo Wolfovy–Rayetovy hvězdy a svůj život zakončí jako supernova typu II, po které zůstane neutronová hvězda či černá díra.[9]
Variabilita
[editovat | editovat zdroj]
Mý Cephei je polopravidelnou proměnnou (SRc).[1] Její jasnost se mění mezi 3,4 a 5,1 magnitudy, přičemž bývají pozorovány různé pulzační cykly s periodou kolem 860 dní a také dlouhodobá (~4400 dní).[10][11] Nepravidelnost je způsobena dynamickými změnami v obálce hvězdy.
Vzdálenost
[editovat | editovat zdroj]Určení přesné vzdálenosti k Mý Cephei je obtížné. Hipparcos naměřil paralaxu 0,55±0,20 mas, tj. zhruba 2100–3060 ly. Další analýzy (porovnání s Betelgeuze) naznačují 1800–2400 ly.[12] Studie Montargès (2019)[7] a re-analýza dat Gaia DR2[5] uvádějí 641–940 pc (tj. ~2100–3060 ly).
Vnější obálka
[editovat | editovat zdroj]Mý Cephei je obklopena rozsáhlým oblakem plynu a prachu, vyvrženého silným hvězdným větrem. Materiál se rozpíná rychlostí kolem 10 km/s a může mít tvar toru. Spektra v infračerveném pásmu (např. dalekohled IRTF, Herschel) potvrdila přítomnost molekul (CO, H_2O, SiO) ve větších vzdálenostech od fotosféry.[12][13]
Budoucnost
[editovat | editovat zdroj]Vzhledem k vysoké hmotnosti a pokročilému stadiu se očekává, že Mý Cephei zakončí svůj vývoj supernovou typu II. Zbytkem bude neutronová hvězda nebo, pokud hmotnost jádra překročí kritický limit, černá díra. Pokud před kolapsem ztratí další hmotu a stane se Wolfovou–Rayetovou hvězdou, může následná exploze spadat do kategorie supernov typu Ibc.[9]
Odkazy
[editovat | editovat zdroj]Reference
[editovat | editovat zdroj]- ↑ a b Samus, N. N. et al. (2009), General Catalogue of Variable Stars (GCVS), VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs
- ↑ Herschel, W. (1783). Stars newly come to be visible. Philosophical Transactions, str. 257.
- ↑ Piazzi, G. 1814. Praecipuarum Stellarum Inerrantium Positiones Mediæ. Panormi
- ↑ Keenan, P. C. & McNeil, R. C. (1989). The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars. ApJS, 71, 245.
- ↑ a b Davies, B. & Beasor, E. (2020). The upper luminosity boundary of Type II supernova progenitors. MNRAS, 493, 468–476
- ↑ Levesque, E. M. et al. (2005). The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants. ApJ, 628, 973–985
- ↑ a b c Montargès, M. et al. (2019). NOEMA maps the CO environment of μ Cep. MNRAS, 485, 2417–2430
- ↑ Ariste, A. L. et al. (2023). The height of convective plumes in the red supergiant μ Cep. A&A, 670, A62
- ↑ a b Meynet, G. et al. (2015). Impact of mass-loss on the evolution and pre-supernova properties of red supergiants. A&A, 575, A60
- ↑ Kiss, L. L. et al. (2006). Variability in red supergiant stars. MNRAS, 372, 1721–1734
- ↑ Brelstaff, T. et al. (1997). The periods of Mu Cephei. Journal of the BAA, 107, 135–140.
- ↑ a b Perrin, G. et al. (2005). Study of molecular layers in the atmosphere of μ Cep by interferometry. A&A, 436, 317–324
- ↑ Tsuji, T. (2000). Water on the Early M Supergiant Stars α Orionis and μ Cephei. ApJ, 538, 801–807
Související články
[editovat | editovat zdroj]Externí odkazy
[editovat | editovat zdroj]
Obrázky, zvuky či videa k tématu Mý Cephei na Wikimedia Commons - SIMBAD: Mu Cephei
- Jim Kaler – Garnet Star (Mu Cephei)
- AAVSO: Mu Cephei, Variable Star of the Month
