Mý Cephei
| Mý Cephei | |
|---|---|
| Astrometrická data (Ekvinokcium J2000.0) | |
| Souhvězdí | Cefeus (Cefeus) |
| Rektascenze | 21h 43m 30,461 06s |
| Deklinace | +58°46’48,160 2" |
| Paralaxa | 0,000 55±0,000 20 |
| Vzdálenost | 6000 ly (1800 pc) |
| Zdánlivá hvězdná velikost | 4,08 |
| Radiální rychlost | 23,00±0,58 km/s |
| Vlastní pohyb v rektascenzi | 0,005 36 |
| Vlastní pohyb v deklinaci | -0,003 51 |
| Mý Cephei A | |
| Rektascenze | 21h 43m 30,461 06s |
| Deklinace | +58°46’48,160 2" |
| Zdánlivá hvězdná velikost | 4,08 |
| Absolutní hvězdná velikost | -7,63 |
| Barevný index (U-B) | 2,42 |
| Barevný index (B-V) | 2,35 |
| Barevný index (V-R) | 2,10 |
| Barevný index (R-I) | 1,76 |
| Mý Cephei B | |
| Rektascenze | 21h 43m 27,8s |
| Deklinace | +58°46'45" |
| Zdánlivá hvězdná velikost | 12,3 |
| Absolutní hvězdná velikost | 0,6 |
| Barevný index (U-B) | ? |
| Barevný index (B-V) | ? |
| Barevný index (V-R) | ? |
| Barevný index (R-I) | ? |
| Fyzikální charakteristiky | |
| Mý Cephei A | |
| Typ proměnnosti | Mý Cephei |
| Spektrální typ | M2eIa |
| Hmotnost | 19,2±0,1 M☉ |
| Poloměr | 1 260 R☉ |
| Zářivý výkon (V) | 283 000 L☉ |
| Povrchová teplota | 3 750 K |
| Stáří | 10±0,1×106 r |
Mý Cephei B | |
| Spektrální typ | M0 |
| 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 |
| Tychův katalog | TYC 3979-1616-1 |
| General Catalogue | GC 30440 |
| Bayerovo označení | μ Cep |
| Synonyma | ADS 5271 AB, AG+58 1378, CCDM J21435+5847AB, CSI+58 2316 1/2, DO 40029, GCRV 13658, HIP 107259, IDS 21404+5819 A, IRAS 21419+5832, PPM 39787, UBV 21553, WDS J21435+5847AB, YZ 58 12465, JP11 3398, 2MASS J21433045+5846480, PLX 5252, Mí Cephei, Erakis, Herschelova granátová hvězda, Granátová hvězda |
| Databáze | |
| SIMBAD | data (Mý Cephei (hlavně hlavní složka)) |
| SIMBAD | data (Mý Cephei B) |
| (V) – měření provedena ve viditelném světle | |
Mý Cephei (μ Cep / μ Cephei) je červený veleobr nacházející se v souhvězdí Cefea. Tato hvězda se také někdy nazývá Herschelova granátová hvězda, tento název dostala od Williama Herschela pro svou červenou barvu. Jedná se o jednu z největších a nejzářivějších známých hvězd v naší Mléčné dráze. Povrchová teplota hvězdy je 3 500 K, proto má červenou barvu, a patří mezi polopravidelné proměnné hvězdy, je prototypem hvězd typu Mý Cephei. Hvězda má spektrální třídu M2Ia.
Okolo Mý Cephei obíhají dva relativně slabí průvodci, o kterých je v současné době málo známo. Mají zdánlivou hvězdnou velikost 12,3m a 12,7m a jsou pozorovatelní pouze dalekohledem.[1][2] Mý Cephei B má spektrální třídu M0. Další informace o hmotnosti, jasnosti a poloměru jsou velmi nejisté, a byly získány pouze na základě odhadů a výsledků simulací.
Historie[editovat | editovat zdroj]
Sytě červená barva Mý Cephei byl známá již Williamu Herschelovi, který ji popsal jako velmi jemnou hlubokou granátovou barvu, podobnou jako má proměnná hvězda Mira Ceti.[3] Od této doby je známá jako Herschelova granátová hvězda.[4] Mý Cephei byla pojmenována jako Garnet sidus ve hvězdném katalogu Giuseppe Piazio.[5] Alternativní název, Erakis, který používá Antonín Bečvář ve hvězdném katalogu, pravděpodobně vznikl omylem záměnou s hvězdou s Alrakis, která se dříve nazývala al-Rāqis [arraːqis] v arabštině a nachází se poblíž v souhvězdí Draka.[6] V roce 1848 anglický astronom John Russell Hind zjistil, že jasnost Mý Cephei se mění. Tuto variabilitu se rychle potvrdil německý astronom Friedrich Wilhelm Argelander. Od roku 1881 jsou zachovány téměř kontinuální záznamy o proměnlivosti hvězdy.[7]
Fyzikální vlastnosti[editovat | editovat zdroj]
Pole 1. Merkur < Mars < Venuše < Země
Pole 2. Země < Neptun < Uran < Saturn < Jupiter
Pole 3. Jupiter < Wolf 359 < Slunce < Sirius
Pole 4. Sirius < Pollux < Arcturus < Aldebaran
Pole 5. Aldebaran < Rigel < Antares < Betelgeuze
Pole 6. Betelgeuze < Mý Cephei < VV Cephei A < VY Canis Majoris.
Mý Cephei je velmi jasný červený veleobr a je největší hvězdou, která je na obloze viditelná pouhým okem a je zároveň jednou z největších známých hvězd. Ze severní polokoule je nejlépe vidět mezi srpnem a lednem.
Mý Cephei se galaxií pohybuje velkou rychlostí 80,7±17,7 km/s.[8] Vzdálenost Mý Cephei není dobře známá. Satelit Hipparcos změřil paralaxu 0,55±0,20 milliarcsekund, což odpovídá odhadované vzdálenosti 1333–2857 parseků. Nicméně hodnota měření se blíží k hranici okraji chyby. Určení vzdálenosti založené na srovnání velikosti s Betelgeuse poskytuje odhad 390 ± 140 parseků,[9] takže je jasné, že Mý Cephei je buď mnohem větší než Betelgeuze nebo se nachází mnohem blíže (a je menší a méně jasná) než se očekávávalo.
Hvězda má přibližně 1000krát poloměr než Slunce, a na místě Sluneční soustavy by její okraj sahal až mezi oběžné dráhy Jupitera a Saturnu. Do objemu Mý Cephei by se vešla téměř 1 miliarda Sluncí.
Mý Cephei je proměnná hvězda a je prototypem třídy proměnných hvězd Mý Cephei. Její zdánlivá jasnost kolísá nepravidelně mezi hvězdnými velikostmi 3,62m a 5m v období 2 až 2,5 roku. Mý Cephei je vizuálně téměř stotisíckrát jasnější než Slunce, s absolutní hvězdnou velikostí -7,6m. Kombinace její absolutní viditelné jasnosti, jejího infračervené záření a spolu se započtením absorpce záření v mezihvězdném prostředí (extinkcí) dává svítivost přibližně 350 000 × větší, než je svítivost Slunce (bolometrická hvězdná velikost -9,1m), což z ní činí jednu z nejzářivějších hvězd.
Mý Cephei je na konci svého života. Začala v něm jaderná fúze helia na uhlík, zatímco ve hvězdách hlavní posloupnosti probíhá fúze vodíku na helium. Helium-uhlíkový cyklus ukazuje, že Mý Cephei je v poslední fázi svého života, a pravděpodobně exploduje jako supernova, i když to nemusí být nejbližších miliónech letech. Pokud se červený veleobr stane supernovou, je zničen, zanechá po sobě obrovské plynné mračno a malý, hustý pozůstatek, který pro hvězdu o hmotnosti Mý Cephei může být černá díra. Mý Cephei je v současné době nestabilní hvězda, ukazující nepravidelné kolísání světelného výkonu, teploty a velikosti.
Teplota fotosféry Mý Cephei se odhaduje na 3690±50 K. Může být obklopena vrstvou, který se rozkládá do vzdálenosti nejméně 0,33 násobku poloměru hvězdy a má teplotu 2055±25 K. Ve vnějším části vrstvy se vyskytují molekulární plyny, například CO, H2O a SiO.[9]
Emise hvězdy naznačují přítomnost širokého prstence prachu a vody s vnějším okrajem čtyři poloměry hvězdy, tj. 2600 slunečních poloměrů a s vnitřním okrajem dvojnásobek poloměru hvězdy, tj. 1300 slunečních poloměrů. Umístěno v pozici našeho Slunce, její prstenec by se nacházel v rozpětí mezi 6 astronomickými jednotkami (oběžná dráha Jupitera) a 12 astronomickými jednotkami (oběžná dráha Saturnu).
Hvězda je obklopena kulovou vrstvou z vyvrhované hmoty, která se rozprostírá do úhlové vzdálenosti 6" od hvězdy a vzdaluje se od hvězdy s rychlostí 10 km s−1. Materiál se udrží kolem hvězdy přibližně 2000 až 3000 let. Blíže ke hvězdě vyvrhovaný materiál vykazuje výraznou asymetrii, která může být ve tvaru anuloidu. Hvězda v současné době ztrácí hmotu 10−7 hmotností Slunce za rok.[10]
Odkazy[editovat | editovat zdroj]
Reference[editovat | editovat zdroj]
V tomto článku byl použit překlad textu z článku Mu Cephei na anglické Wikipedii.
- ↑ CCDM J21435+5847B -- Star in double system [online]. [cit. 2015-02-23]. Dostupné online. (anglicky)
- ↑ CCDM J21435+5847C -- Star in double system [online]. [cit. 2015-02-23]. Dostupné online. (anglicky)
- ↑ HERSCHEL, William. Stars newly come to be visible. London: Royal Astronomical Society, 1783. S. 257.
- ↑ ALLEN, R.H. Star-Names and Their Meanings. [s.l.]: G. E. Stechert, 1899. Dostupné online. S. 158.
- ↑ PIAZZI, Giuseppe. Praecipuarum Stellarum Inerrantium Positiones Mediae Ineunte Saeculo XIX: ex Observationibus Habitis in Specula Panormitana ab anno 1792 ad annum 1813. Palermo: [s.n.], 1814. S. 159.
- ↑ LAFFITTE, R. Héritages arabes: Des noms arabes pour les étoiles. Paris: Librairie Orientaliste Paul Geunthner / Les Cahiers de l'Orient., 2005. S. 156.
- ↑ BRELSTAFF, T.; LLOYD, C.; MARKHAM, T.; MCCADAM, D. The periods of MU Cephei [online]. Journal of the British Astronomical Association číslo 107, str. 134 až 140. [cit. 2015-02-28]. Dostupné online. (anglicky)
- ↑ TETZLAFF, N.; NEUHÄUSER, R.; HOHLE, M.M. A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun [online]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. číslo 410, str. 190 až 200. [cit. 2015-02-28]. Dostupné online. (anglicky)
- ↑ a b PERIN ET AL, G. Study of molecular layers in the atmosphere of the supergiant star mu Cep by interferometry in the K band [online]. Astronomy & Astrophysics. číslo 436, str. 317 až 324. [cit. 2015-02-28]. Dostupné online. (anglicky)
- ↑ DE WIT ET AL, W.J. Red Supergiant Nebula at 25 μm: Arcsecond-Scale Mass-Loss Asymmetries of μ Cephei [online]. The Astrophysical Journal. číslo 685 (1): str. L75 až L78. [cit. 2015-03-03]. Dostupné online. (anglicky)
Související články[editovat | editovat zdroj]
Externí odkazy[editovat | editovat zdroj]
Obrázky, zvuky či videa k tématu Mý Cephei na Wikimedia Commons - (česky) 8 největších známých hvězd
- (česky) Erakis (Mí Cefea)
- (anglicky) SIMBAD HD 206936
- (anglicky) GARNET STAR
