Granatstjerna

Frå Wikipedia – det frie oppslagsverket
Hopp til navigering Hopp til søk

My Cephei
Cepheus constellation map.svg
Locator Dot.gif

Plasseringa til Mu Cephei i Kefeus.
Observasjonsdata
Epoke J2000.0      Ekvinoks J2000.0
Stjernebilete Kefeus
Rektascensjon 21h 43m 30.4609s[1]
Deklinasjon +58° 46′ 48.166″[1]
Tilsynelatande storleiksklasse (V)+4.08[2]
Karakteristikk
SpektralklasseM1I[3]
U−B fargeindeks+2.42[2]
B−V fargeindeks+2.35[2]
Variabel typeMu Cephei variabel
Astrometri
Radialsnøggleik (Rv)+20.63[4] km/s
Eigarørsle (μ) RA: +5.24[1] mas/år
Dek.: −2.88[1] mas/år
Parallakse (π)0.55 ± 0,2 [1] mas
Avstandapprox. 6 000 ly
(approx. 1,800 pc)
Absolutt storleiksklasse (MV)−7.63[3]
Detaljar
Masse19.2 ± 0.1[5] M
Radius650[6]–1,420[3] R
Luminositet3,7 × 105[3] L
Temperatur3690 ± 50[7] K
Alder10.0 ± 0.1[5] mill. år
Andre namn
Erakis, Herschel's Garnet Star, μ Cep, HD 206936, HR 8316, BD+58°2316, HIP 107259, SAO 33693.[8]
Databasereferanse
SIMBADdata

Koordinatar: Sky map 21h 43m 30.46s, +58° 46′ 48.2″ My Cephei (μ Cep, μ Cephei), òg kalla Granatstjerna, er ei raud superkjempe-stjerne i stjernebiletet Kefeus. Ho er av dei største og mest lyssterke ein kjenner til i Mjølkevegen. Ho er granatraud og har spektralklasse M2 Ia. Sidan 1943 har spekteret til stjerna vore eit stabilt ankerpunkt som andre stjerner vert klassifisert etter.[9]

Historie[endre | endre wikiteksten]

Den djupe raude fargen på Mu Cephei vart skildra av William Herschel, som «ein særs fin, djup granatraud farge, som den periodiske stjerna ο Ceti»,[10] og ho vart kalla Garnet sidus av Giuseppe Piazzi i katalogen.[11] Seinare har ho derfor ofte blitt kalla «Granatstjerna».[12] Eit alternativt namn, Erakis, vart nytta i stjernekatalogen til Antonín Bečvář, truleg på grunn av forveksling med Mu Draconis, som tidlegare vart kalla al-Rāqis på arabisk.[13]

I 1848 oppdaga den engelske astronomen John Russell Hind at ho var variabel. Denne variabiliteten vart raskt stadfesta av den tyske astronomen Friedrich Wilhelm Argelander. Ein har nesten kontinuerlege registreringar av variabiliteten til stjerna sidan 1881.[14]

Eigenskapar[endre | endre wikiteksten]

Relative storleikar til planetar i solsystemet og kjende stjener, inkludert Mu Cephei.
1. Merkur < Mars < Venus < jorda
2. jorda < Neptun < Uranus < Saturn < Jupiter
3. Jupiter < Wolf 359 < sola < Sirius
4. Sirius < Pollux < Arcturus < Aldebaran
5. Aldebaran < Rigel < Antares < Betelgeuse
6. Betelgeuse < Mu Cephei < VV Cephei A < VY Canis Majoris.

Mu Cephei er ei særs lyssterk, raud superkjempe, og er ei av dei største stjernene som er synleg for det nakne auga, og i heile galaksen. Ho er best synleg frå den nordlege halvkula frå august til januar.

Ho er ei raskt vandrande stjerne med ein eigenfart80,7 ± 17,7 km/s.[5] Avstanden til Mu Cephei er ikkje godt estimert. .Hipparkos-satellitten målte ein parallakse på 0.55 ± 0.20 millibogesekund, som samsvarar til ein estimert avstand på 1,333 - 2,857 parsec. Men denne verdien er nær feilmarginen. Eit estimart basert på å samanlikne storleiken med Betelgeuse gjev eit estimat på 390 ± 1,0 parsecs,[7] så det er klart at Mu Cephei anten er mykje større enn Betelgeuse eller mykje nærmare (og mindre og mindre lyssterk) enn venta.

Stjerna er kring 1000 gonger så stor som sola, og om ho var plassert i sentrum av solsystemet, ville ho nå ein stad mellom banen til Jupiter og Saturn. Mu Cephei har eit volum som er nesten éin milliard gonger større enn sola.

Mu Cephei er ei variabel stjerne og prototypen på klassen Mu Cephei-variabel. Den tilsynelatande storleiksklassen varierer mellom +3,62 og +5 i ein periode på 2 til 2,5 år. Mu Cephei er tilsynelatande nesten 100 000 gonger meir lyssterk enn sola, med ein absolutt storleiksklasse på Mv = −7.6. Når ein kombinerer absolutt storleiksklasse, den infraraude strålinga og korreksjon for interstellar ekstinksjon får ein ein luminositet som er kring 350 000 solluminositiet (bolometrisk storleik kring −9.1), som gjer ho til ei av dei mest lyssterke stjernene ein kjenner til.

Mu Cephei er nær enden av levetida si. Ho har byrja å fusjonere helium til karbon, medan ei stjerne i hovudserien fusjonerer hydrogen til helium. Helium-karbon-syklusen syner at Mu Cephei er i den siste fasen av levetida si og kan eksplodere til ein supernova «snart» i astronomisk samanheng, sjølv om dette enno kan vere nokre millionar år til. Når ei superkjempestjerne vert ein supernova, vert ho øydelagd, og let etter seg ei enorm gassky og ein liten, tett rest, som for ei stjerne så massiv som Mu Cephei kan bli eit svart hòl. Mu Cephei er for tida ei ustabil stjerne, og syner uregelmessige variasjonar i utstrålt lys, temperatur og storleik.

Fotosfæren til Mu Cephei har ein estimert temperatur på 3 690 ± 50 K. Ho kan vere omgjeve av eit skal som strekkjr eg ut til ein avstand som er minst 0,33 gonger radien til stjerna, med ein temperatur på 2 055 ± 25 K. Dette ytre skalet verkar å innehalde molekylær gassar som CO, H2O og SiO.[7]

Strålinga frå stjerna indikerer at det finst ein brei ring av støv og vatn med ein ytre radius som er fire gonger så stor som stjerna (eller 2600 solradiar), og ei indre grense som er to gonger radien til stjerna.[6] Denne ringen eller skiva ville i solsystemet ha strekt seg 12 astronomiske einingar, forbi banen til Saturn.[15]

Kjelder[endre | endre wikiteksten]

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 Perryman, M. A. C.; et al. (April 1997). «The HIPPARCOS Catalogue». Astronomi 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». Astronomi & Astrophysics Supplement Series 34: =1–49. Bibcode:1978A&AS...34....1N. 
  3. 3,0 3,1 3,2 3,3 Table 4 in Emily M. Levesque, Philip Massey, K. A. G. Olsen, Bertrand Plez, Eric Josselin, Andre Maeder, and Georges Meynet (August 2005). «The Effective Temperatur Scale of Galactic Red Superkjemper: Cool, but Not As Cool As We Thought». The Astrophysical Journal 628 (2): 973–985. Bibcode:2005ApJ...628..973L. arXiv:astro-ph/0504337. doi:10.1086/430901. 
  4. Famaey, B.; et al. (January 2005). «Local kinematics of K and M kjemper from CORAVEL/Hipparkos/Tycho-2 data. Revisiting the concept of superclusters». Astronomi and Astrophysics 430 (1): 165–186. Bibcode:2005A&A...430..165F. arXiv:astro-ph/0409579. doi:10.1051/0004-6361:20041272. 
  5. 5,0 5,1 5,2 Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M. (January 2011), «A catalogue of young runaway Hipparkos stars within 3 kpc from sola», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 410 (1): 190–200, Bibcode:2011MNRAS.410..190T, arXiv:1007.4883, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x. 
  6. 6,0 6,1 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. Bibcode:2000ApJ...540L..99T. arXiv:astro-ph/0008058. doi:10.1086/312879. 
  7. 7,0 7,1 7,2 Perrin, G.; et al. (2005). «Study of molecular layers in the atmosfære of the superkjempestjerne µ Cep by interferometri in the K band». Astronomi & Astrophysics 436 (1): 317–324. Bibcode:2005A&A...436..317P. arXiv:astro-ph/0502415. doi:10.1051/0004-6361:20042313. 
  8. «V* mu. Cep -- Semi-regular pulsating Star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Henta 5. september 2015. 
  9. Garrison, R. F. (desember 1993), «Anchor Points for the MK System of Spectral Classification», Bulletin of the American Astronomical Society 25: 1319, Bibcode:1993AAS...183.1710G, henta 5. september 2015 
  10. Herschel, W. (1783). Stars newly come to be visible. Philosophical Transactions (the Royal Astronomical Society of London). s. 257. 
  11. Piazzi, G., red. (1814). Praecipuarum Stellarum Inerrantium Positiones Mediae Ineunte Saeculo XIX: ex Observationibus Habitis in Specula Panormitana ab anno 1792 ad annum 1813. Palermo. s. 159. 
  12. Allen, R. H. (1899). Star-Names and Their Meanings. G. E. Stechert. s. 158. 
  13. Laffitte, R., (2005). Héritages arabes: Des noms arabes pour les étoiles (2éme revue et corrigée utg.). Paris: Librairie Orientaliste Paul Geunthner / Les Cahiers de l'Orient. s. 156, note 2,7. 
  14. 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. 
  15. Determined by substituting 1 solar radius = 0.0046491 astronomisk einings.

Bakgrunnsstoff[endre | endre wikiteksten]