Mu Cephei - Mu Cephei
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| Données d'observation Époque J2000.0 Equinox J2000.0 |
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|---|---|
| Constellation | Céphée |
| Ascension droite | 21 h 43 m 30.4609 s |
| Déclinaison | +58° 46′ 48.166″ |
| Magnitude apparente (V) | +4,08 (3,43 - 5,1) |
| Les caractéristiques | |
| Stade évolutif | Supergéante ou hypergéante rouge |
| Type spectral | M2-Ia (M2e Ia) |
| Indice de couleur U−B | +2,42 |
| Indice de couleur B−V | +2,35 |
| Type de variable | SRc |
| Astrométrie | |
| Vitesse radiale (R v ) | +20,63 km/s |
| Mouvement correct (μ) | RA : 2,740 ± 0,884 mas / an Déc. : −5.941 ± 0.922 mas / an |
| Parallaxe (π) | 0,55 ± 0,20 ma |
| Distance |
940+140 −40 ordinateur |
| Magnitude absolue (M V ) | –7.63 |
| Détails | |
| Masse | 19,2 ± 0,1 M ☉ |
| Rayon | 972 ± 228 (1259 - 1420) R ☉ |
| Luminosité |
269 000+111 000 −40 000 (135 000 – 340 000) L ☉ |
| Gravité de surface (log g ) | –0.36 – –0.5 cg |
| Température | 3 551 ± 136 (3 750 – 3 700) K |
| Âge | 10,0 ± 0,1 Myr |
| Autres désignations | |
| Références de la base de données | |
| SIMBAD | Les données |
Mu Cephei ( latinisé de μ Cephei , abrégé Mu Cep ou μ Cep ), également connu sous le nom de Garnet Star de Herschel , Erakis ou HD 206936 , est une étoile supergéante ou hypergéante rouge dans la constellation de Céphée . Elle apparaît rouge grenat et se situe au bord de la nébuleuse IC 1396 . Depuis 1943, le spectre de cette étoile sert de norme spectrale selon laquelle les autres étoiles sont classées.
Mu Cephei est visuellement près de 100 000 fois plus lumineux que le Soleil, avec une magnitude visuelle absolue de -7,6. C'est également l'une des plus grandes étoiles connues avec un rayon d'environ ou plus de 1 000 fois celui du soleil ( R ☉ ), et si elle était placée dans la position du Soleil, elle engloutirait l'orbite de Mars et Jupiter .
Histoire
La couleur rouge foncé de Mu Cephei a été notée par William Herschel , qui l'a décrite comme « une très belle couleur grenat profond, comme l' étoile périodique Ceti ». Il est ainsi communément appelé « Garnet Star » de Herschel. Mu Cephei a été appelé Garnet sidus par Giuseppe Piazzi dans son catalogue . Un autre nom, Erakis , utilisé dans Antonín Bečvář du catalogue d'étoiles , est probablement due à une confusion avec Mu Draconis , qui était auparavant appelé al-Rāqis [arˈraːqis] en arabe.
En 1848, l'astronome anglais John Russell Hind découvrit que Mu Cephei était variable. Cette variabilité a été rapidement confirmée par l'astronome allemand Friedrich Wilhelm Argelander . Des enregistrements presque continus de la variabilité de l'étoile ont été conservés depuis 1881.
Le diamètre angulaire de Cephei a été mesuré par interférométrie . L'une des mesures les plus récentes donne un diamètre de18,672 ± 0,435 mas à800 m , modélisé comme un disque noirci aux membres20.584 ± 0,480 mas à travers. μ Cephei a été utilisé comme l'une des "étoiles poignard" originales, celles avec des spectres bien définis qui pourraient être utilisées pour la classification d'autres étoiles, pour les classifications spectrales MK. En 1943, c'était l'étoile standard pour M2 Ia, mise à jour en 1980 pour être l'étoile standard pour le nouveau type M2-Ia.
Distance
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La distance jusqu'à Mu Cephei n'est pas très connue. Le satellite Hipparcos a été utilisé pour mesurer une parallaxe de0,55 ± 0,20 mas , ce qui correspond à une distance estimée de1 800 parsecs . Cependant, cette valeur est proche de la marge d'erreur. Une détermination de la distance basée sur une comparaison de taille avec Bételgeuse donne une estimation de390 ± 140 parsecs .
Le calcul de la distance à partir du diamètre angulaire mesuré, de la luminosité de la surface et de la luminosité calculée conduit à 641 pièces . La moyenne des distances d'étoiles lumineuses proches avec des parallaxes similaires et fiables de Gaia Data Release 2 donne une distance de940 pièces .
Alentours
Mu Cephei est entouré d'une coquille s'étendant sur une distance au moins égale à 0,33 fois le rayon de l'étoile avec une température de 2 055 ± 25 K . Cette enveloppe externe semble contenir des gaz moléculaires tels que CO , H 2 O et SiO . Les observations infrarouges suggèrent la présence d'un large anneau de poussière et d'eau avec un rayon interne d'environ deux fois celui de l'étoile elle-même, s'étendant jusqu'à environ quatre fois le rayon de l'étoile.
L'étoile est entourée d'une coquille sphérique de matière éjectée qui s'étend vers l'extérieur sur une distance angulaire de 6″ avec une vitesse d'expansion de 10 km s -1 . Cela indique un âge d'environ 2 000 à 3 000 ans pour la coquille. Plus proche de l'étoile, ce matériau présente une asymétrie prononcée, qui peut être en forme de tore .
Variabilité
Mu Cephei est une étoile variable et le prototype de la classe obsolète des variables Mu Cephei . Elle est maintenant considérée comme une variable semi - régulière de type SRc. Sa luminosité apparente varie de manière erratique entre les magnitudes 3,4 et 5,1. De nombreuses périodes différentes ont été signalées, mais elles sont toujours proches de 860 jours ou de 4 400 jours.
Propriétés
1. Mercure < Mars < Vénus < Terre
2. Terre < Neptune < Uranus < Saturne < Jupiter
3. Jupiter < Loup 359 < Soleil < Sirius
4. Sirius < Pollux < Arcturus < Aldébaran
5. Aldébaran < Rigel < Antares < Bételgeuse
6. Bételgeuse < Mu Cephei < VV Cephei A < VY Canis Majoris .
Supergéante rouge très lumineuse, Mu Cephei est l'une des plus grandes étoiles visibles à l'œil nu et l'une des plus grandes supergéantes froides connues . C'est une étoile en fuite avec une vitesse particulière de80,7 ± 17,7 km/s , et a été décrite comme une hypergéante .
La luminosité bolométrique , additionnée sur toutes les longueurs d'onde, est calculée en intégrant la distribution spectrale d'énergie (SED) à 269 000 L ☉ , faisant de μ Cephei l'une des supergéantes rouges les plus lumineuses de la Voie lactée. Sa température effective de3750 K , déterminée à partir de relations d'index de couleur, implique un rayon de 1259 R ☉ . D'autres publications récentes donnent des températures effectives similaires. Le calcul de la luminosité à partir d' une relation visuelle de couleur et infrarouge donnent 340000 L ☉ et un rayon correspondant de 1420 R ☉ . Une estimation faite sur la base de son diamètre angulaire et d'une distance supposée de2400 années - lumière , il donne un rayon de 1.650 R ☉ .
Une mesure du papier 2019 basée sur le 641+148
-144 La distance pc donne à l'étoile une luminosité inférieure à 140 000 L ☉ et un rayon d'autant plus faible de972 ± 228 R ☉ , et ainsi que d' une température inférieure de3 551 ± 136 K . Ces paramètres sont tous cohérents avec ceux estimés pour Bételgeuse.
La masse initiale de Mu Cephei a été estimée à partir de sa position par rapport à la théorie de l' évolution stellaire pistes se situer entre 15 M ☉ et 25 M ☉ . L'étoile a actuellement un taux de perte de masse de(4,9 ± 1,0) × 10 -7 M ☉ par an.
Supernova
Mu Cephei est sur le point de mourir. Elle a commencé à fusionner l' hélium en carbone , tandis qu'une étoile de la séquence principale fusionne l' hydrogène en hélium. Lorsqu'une étoile supergéante a converti des éléments de son noyau en fer, le noyau s'effondre pour produire une supernova et l'étoile est détruite, laissant derrière elle un vaste nuage gazeux et un petit résidu dense. Pour une étoile aussi massive que Mu Cephei, le reste est probablement un trou noir . Les supergéantes rouges les plus massives redeviendront des supergéantes bleues , des variables bleues lumineuses ou des étoiles Wolf-Rayet avant que leur noyau ne s'effondre, et Mu Cephei semble être suffisamment massif pour que cela se produise. Une supergéante post-rouge produira une supernova de type IIn ou de type II-b, tandis qu'une étoile Wolf Rayet produira une supernova de type Ib ou Ic.
Composants
Il y a plusieurs étoiles faibles à moins de deux minutes d'arc de Mu Cephei et répertoriées dans plusieurs catalogues d'étoiles.
| NOM | Ascension droite | Déclinaison | Magnitude apparente (V) | Références de la base de données |
|---|---|---|---|---|
| Cep B (CCDM J21435+5847B) | 21 h 43 m 27,8 s | +58° 46′ 45″ | 12.3 | |
| Cep C (CCDM J21435+5847C) | 21 h 43 m 25,6 s | +58° 47′ 08″ | 12,7 | Simbad |
Voir également
Les références
Liens externes
- "mu. Cep" . SIMBAD . Centre de données astronomiques de Strasbourg . Consulté le 15 décembre 2013 .
- "ETOILE GRENAT (Mu Cephei)" . Jim Kaler : Les étoiles . Consulté le 15 décembre 2013 .
- "Mu Cephei" . AAVSO : Archive variable de l'étoile de la saison . Consulté le 15 décembre 2013 .
- "IC 1396" . Matt Ben Daniel : Astrophotographie Starmatt . Consulté le 15 décembre 2013 .
- "Etoile Grenat" . Jumk.de Webprojects : grandes et géantes étoiles . Consulté le 15 décembre 2013 .
