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 | |
| Маса | 25 M☉ |
| Радіус | 650 - 1420 R☉ |
| Світність | 340 000 L☉ |
| Ефективна температура | 2 300 K |
| Інші позначення | |
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.
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 (чес. Antonín Bečvář) в атласі 1951 року назвав зорю Еракіс. Імовірно, він переплутав її з μ Дракона, яка має власну назву Арракіс[джерело?].
Властивості
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 — 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
- ↑ Allen R. H., Star Names: Their Lore and Meaning|Star-Names and Their Meanings, G. . Stechert, 1899, p.158.
- ↑ Herschel W., «Stars newly come to be visible», Philosophical Transactions, the Royal Astronomical Society of London, 1783, p.257.
- ↑ Piazzi, G., Palermo Catalogue, 1814.
- ↑ 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, № 2. — С. 99—102. — arXiv:astro-ph/0008058. — Bibcode: 2000ApJ...540L..99T. — doi:10.1086/312879.
- ↑ 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.
- ↑ Зигель Ф.Ю. Сокровища звездного неба: Путеводитель по созвездиям и Луне. — 5-е изд.. — М : Наука, 1987. — С. 88.
- ↑ 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. — С. 317—324. — doi:10.1051/0004-6361:20042313.
Джерело: стаття у Вікіпедії та історія редагувань (автори).