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No confundir con MY Cephei .
μ Cephei
Constelación de Cefeo map.svg
Círculo rojo.svg
Ubicación de μ Cep (en un círculo)
Datos de observación Epoch J2000.0 Equinox J2000.0
      
ConstelaciónCefeo
Ascensión recta21 h 43 m 30,4609 s [1]
Declinación+ 58 ° 46 ′ 48,166 ″ [1]
Magnitud aparente  (V)+4.08 [2] (3.43 - 5.1 [3] )
Caracteristicas
Etapa evolutivaSupergigante o hipergigante rojo [4]
Tipo espectralM2-Ia [5] (M2e Ia [6] )
Índice de color U − B+2.42 [2]
Índice de color B − V+2,35 [2]
Tipo variableSRc [3]
Astrometria
Velocidad radial (R v )+20,63 [7]  km / s
Movimiento adecuado (μ) REAL ACADEMIA DE BELLAS ARTES: 2,740 ± 0,884 [8]  mas / año
Dec .: −5,941 ± 0,922 [8]  mas / año
Paralaje (π)0,4778 ± 0,4677 [8]  mas
Distancia940+140
−40[9]  pc
Magnitud absoluta  (M V )–7,63 [10]
Detalles
Masa19,2 ± 0,1 [11]  M ☉
Radio972 ± 228 [12] (1259 [13] - 1420 [10] ) [14]  R ☉
Luminosidad269.000+111.000
−40.000[9] (135 000 [12] - 340 000 [10] )  L ☉
Gravedad superficial (log  g )–0,36 [13] - –0,5 [10]  cgs
La temperatura3551 ± 136 [12] (3750 [13] - 3700 [10] ) [14]  K
Envejecer10,0 ± 0,1 [11]  Myr
Otras designaciones
Erakis, Herschel's Garnet Star, μ Cep , HD  206936, HR  8316, BD + 58 ° 2316, HIP  107259, SAO 33693
Referencias de la base de datos
SIMBADdatos

Coordenadas : Mapa del cielo 21 h 43 m 30,46 s , + 58 ° 46 ′ 48,2 ″

Mu Cephei ( latinizado de μ Cephei , abreviado Mu Cep o μ Cep ), también conocida como Estrella Granate de Herschel , Erakis o HD 206936 , es una estrella roja supergigante o hipergigante [4] en la constelación de Cefeo . Aparece de color rojo granate y se encuentra en el borde de la nebulosa IC 1396 . Desde 1943, el espectro de esta estrella ha servido como estándar espectral por el cual se clasifican otras estrellas.

Mu Cephei es visualmente casi 100.000 veces más brillante que el Sol, con una magnitud visual absoluta de -7,6. También es una de las estrellas más grandes conocidas con un radio alrededor o más de 1,000 veces el del sol ( R ☉ ), y si se colocara en la posición del Sol, engulliría la órbita de Marte y Júpiter .

Historia [ editar ]

1785 retrato de William Herschel
Reproducir medios
Zoom a la µ Cep (estrella granate) en la constelación de Cefeo.

El color rojo intenso de Mu Cephei fue observado por William Herschel , quien lo describió como "un color granate profundo muy fino, como el de la estrella periódica ο Ceti ". [15] Por lo tanto, se conoce comúnmente como "Estrella de granate" de Herschel. [16] Mu Cephei fue llamado Garnet sidus por Giuseppe Piazzi en su catálogo . [17] [18] Un nombre alternativo, Erakis , utilizados en Antonín Bečvář 's catálogo de estrellas , es probablemente debido a la confusión con Mu Draconis , que anteriormente se llamaba al-Rāqis [arˈraːqis] en árabe. [19]

En 1848, el astrónomo inglés John Russell Hind descubrió que Mu Cephei era variable. Esta variabilidad fue rápidamente confirmada por el astrónomo alemán Friedrich Wilhelm Argelander . Se han mantenido registros casi continuos de la variabilidad de la estrella desde 1881. [20]

El diámetro angular de μ Cephei se ha medido interferométricamente . Una de las medidas más recientes da un diámetro de18.672 ± 0.435 mas en800  μm , modelado como un disco oscurecido por las extremidades20.584 ± 0.480  ms de ancho. [21] μ Cephei se usó como una de las "estrellas daga" originales, aquellas con espectros bien definidos que podrían usarse para la clasificación de otras estrellas, para clasificaciones espectrales MK. En 1943 fue la estrella estándar para M2 Ia, actualizada en 1980 para ser la estrella estándar para el nuevo tipo M2-Ia. [5] [22]

Distancia [ editar ]

Mu Cephei (en un círculo) como se puede ver con binoculares. La estrella brillante de la derecha es Alpha Cephei (Alderamin).
Imagen de Mu Cephei

La distancia a Mu Cephei no es muy conocida. El satélite Hipparcos se utilizó para medir un paralaje de0,55 ± 0,20  mas , que corresponde a una distancia estimada de1.800  pársecs . Sin embargo, este valor se acerca al margen de error. Una determinación de la distancia basada en una comparación de tamaño con Betelgeuse da una estimación de390 ± 140 pársecs . [23]

El cálculo de la distancia desde el diámetro angular medido, el brillo de la superficie y la luminosidad calculada conduce a 641 uds . Al promediar las distancias de estrellas luminosas cercanas con enrojecimiento similar y paralaje confiables Gaia Data Release 2, se obtiene una distancia de940 uds . [9]

Alrededores [ editar ]

Mu Cephei está rodeado por un caparazón que se extiende a una distancia al menos igual a 0,33 veces el radio de la estrella con una temperatura de 2055 ± 25 K . Esta capa exterior parece contener gases moleculares como CO , H 2 O y SiO . [23] Las observaciones infrarrojas sugieren la presencia de un amplio anillo de polvo y agua con un radio interior aproximadamente dos veces mayor que el de la propia estrella, que se extiende hasta unas cuatro veces el radio de la estrella. [24] [25]

La estrella está rodeada por una capa esférica de material expulsado que se extiende hacia afuera a una distancia angular de 6 ″ con una velocidad de expansión de 10 km s −1 . Esto indica una edad de alrededor de 2000 a 3000 años para el caparazón. Más cerca de la estrella, este material muestra una asimetría pronunciada, que puede tener la forma de un toro .

Variabilidad [ editar ]

Mu Cephei es una estrella variable y el prototipo de la clase obsoleta de las variables Mu Cephei . Ahora se considera una variable semirregular de tipo SRc. Su brillo aparente varía erráticamente entre la magnitud 3.4 y 5.1. Se han informado muchos períodos diferentes, pero constantemente se acercan a los 860 días o 4400 días. [26]

Propiedades [ editar ]

(Julio de 2008, desactualizado). Tamaños relativos de los planetas del Sistema Solar y varias estrellas conocidas , incluida Mu Cephei.
1. Mercurio < Marte < Venus < Tierra
2. Tierra < Neptuno < Urano < Saturno < Júpiter
3. Júpiter < Wolf 359 < Sol < Sirio
4. Sirio < Pollux < Arcturus < Aldebarán
5. Aldebarán< Rigel < Antares < Betelgeuse
6. Betelgeuse <Mu Cephei < VV Cephei A < VY Canis Majoris .
Mu Cephei comparado con el sol . Las órbitas de Júpiter , Marte , la Tierra , Venus y Mercurio son visibles en tamaño completo.

Una supergigante roja muy luminosa, Mu Cephei se encuentra entre las estrellas más grandes visibles a simple vista y una de las supergigantes frías más grandes conocidas . Es una estrella fugitiva con una peculiar velocidad de80,7 ± 17,7  km / s , [11] y se ha descrito como hipergigante . [4]

La luminosidad bolométrica , sumada en todas las longitudes de onda, se calcula integrando la distribución de energía espectral (SED) en 269.000  L ☉ , lo que convierte a μ Cephei en una de las supergigantes rojas más luminosas de la Vía Láctea. [9] Su temperatura efectiva de3.750  K , determinado a partir de las relaciones del índice de color, implica un radio de 1.259  R ☉ . [13] Otras publicaciones recientes dan temperaturas efectivas similares. El cálculo de la luminosidad a partir de una relación de color visual e infrarroja da 340.000  L ☉ y un radio correspondiente de 1.420  R ☉ . [10] Una estimación basada en su diámetro angular y una distancia supuesta de2.400  años luz le da un radio de 1.650  R ☉ . [27]

Una medida de papel de 2019 basada en 641+148
−144 La distancia de pc le da a la estrella una luminosidad más baja por debajo de 140,000  L ☉ y un radio correspondientemente más bajo de972 ± 228  R ☉ , y así como una temperatura más baja de3551 ± 136 K . Todos estos parámetros son consistentes con los estimados para Betelgeuse. [12]

La masa inicial de Mu Cephei se ha estimado a partir de su posición relativa a las pistas evolutivas estelares teóricas entre 15  M ☉ y 25  M ☉ . [12] [13] La estrella tiene actualmente una tasa de pérdida de masa de(4,9 ± 1,0) × 10 −7  M ☉ por año. [12]

Supernova [ editar ]

Mu Cephei está a punto de morir. Ha comenzado a fusionar helio en carbono , mientras que una estrella de secuencia principal fusiona hidrógeno en helio. Cuando una estrella supergigante ha convertido elementos en su núcleo en hierro, el núcleo colapsa para producir una supernova y la estrella se destruye, dejando atrás una vasta nube gaseosa y un remanente pequeño y denso. Para una estrella tan masiva como Mu Cephei, es probable que el remanente sea un agujero negro . El más masivo supergigantes rojas evolucionarán de nuevo a supergigantes azules , variable luminosa azul , o las estrellas Wolf-Rayetantes de que sus núcleos colapsen, y Mu Cephei parece ser lo suficientemente masiva como para que esto suceda. Una supergigante post-roja producirá una supernova de tipo IIn o tipo II-b, mientras que una estrella Wolf Rayet producirá una supernova de tipo Ib o Ic. [28]

Componentes [ editar ]

Hay varias estrellas débiles a dos minutos de arco de Mu Cephei, y figuran en varios catálogos de estrellas.

NOMBREAscensión rectaDeclinaciónMagnitud aparente (V)Referencias de la base de datos
μ Cep B (CCDM J21435 + 5847B)21 h 43 m 27,8 s+ 58 ° 46 ′ 45 ″12,3
μ Cep C (CCDM J21435 + 5847C)21 h 43 m 25,6 s+ 58 ° 47 ′ 08 ″12,7Simbad

Referencias [ editar ]

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Enlaces externos [ editar ]

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