Přeskočit na obsah

Mý Cephei

Z Wikipedie, otevřené encyklopedie
μ Cephei
Mý Cephei (100x100)
Poloha hvězdy μ Cephei v souhvězdí Cefea
Astrometrická data
(Ekvinokcium J2000.0)
SouhvězdíCefeus (Cepheus)
Rektascenze21h 43m 30,4596s[1]
Deklinace+58° 46′ 48,166″[1]
Paralaxa0,477 8 mas
Vzdálenost1 370+190−140[2] ly
(421+57−42[2] pc)
Zdánlivá hvězdná velikost3,43–5,1 (proměnná)[3]
Absolutní hvězdná velikost−7,63
Radiální rychlost+23,00 ± 0,58 km/s[1]
Vlastní pohyb v rektascenzi+3,439 ± 0,317 mas/rok[1]
Vlastní pohyb v deklinaci−4,108 ± 0,255 mas/rok[1]
Fyzikální charakteristiky
Typ proměnnostiSRc[3]
Spektrální typM2-Ia[4]
Hmotnostpřibližně 11[2] M☉
Poloměrpřibližně 762[2] R☉
Zářivý výkon (V)přibližně 110 000[2] L☉
Povrchová teplotapřibližně 3 800[2] K
Další označení
Henry Draper CatalogueHD 206936
Bonner DurchmusterungBD +58°2316
Bright Star katalogHR 8316
2MASS2MASS J21433045+5846480
SAO katalogSAO 33693
Katalog HipparcosHIP 107259
Katalog TychoTYC 3979-1616-1
General CatalogueGC 30440
Bayerovo označeníμ Cep
SynonymaGarnet Star, Herschel's Garnet Star, Erakis
Databáze
SIMBADdata
(V) – měření provedena ve viditelném světle
Některá data mohou pocházet z datové položky.

Mý Cephei (μ Cephei, zkráceně μ Cep nebo Mý Cep) je červený veleobr spektrálního typu M2-Ia v souhvězdí Cefea. Některé odborné práce ji řadí také mezi červené hyperobry.[5] Je polopravidelnou proměnnou hvězdou typu SRc, jejíž zdánlivá hvězdná velikost se mění přibližně mezi 3,4 a 5,1 mag.[3]

Hvězda je nápadná sytě oranžovým až červeným zbarvením. Pracovní skupina Mezinárodní astronomické unie pro názvy hvězd WGSN schválila 19. září 2024 pro μ Cephei vlastní jméno Garnet Star, v doslovném českém překladu „Granátová hvězda“.[6]

Historie názvů

[editovat | editovat zdroj]
William Herschel

Výraznou barvu hvězdy popsal v roce 1783 William Herschel jako velmi sytou granátovou barvu podobnou tehdejšímu vzhledu proměnné hvězdy Omikron Ceti.[7] Odtud pochází tradiční označení „Herschelova granátová hvězda“. Giuseppe Piazzi pro ni ve svém hvězdném katalogu použil latinské označení Garnet Sidus.[8]

V některých starších katalozích se objevuje také jméno „Erakis“. Pravděpodobně vzniklo záměnou s arabským názvem al-Rāqis, který se vztahoval ke hvězdě Mý Draconis.[9]

Proměnnost Mý Cephei objevil v roce 1848 britský astronom John Russell Hind. Pozorování brzy potvrdil Friedrich Wilhelm Argelander a soustavnější záznamy změn jasnosti jsou k dispozici od konce 19. století.[10]

Vzdálenost

[editovat | editovat zdroj]

Určení vzdálenosti Mý Cephei je obtížné, protože jde o velmi rozměrnou proměnnou hvězdu s nestejnoměrnou atmosférou. Nová redukce měření družice Hipparcos poskytla paralaxu 0,55 ± 0,20 mas. Prosté převrácení této hodnoty by odpovídalo vzdálenosti přibližně 1 800 pc, avšak kvůli velké relativní nejistotě není takový výsledek spolehlivý.[11] Ani paralaxa Gaia EDR3 0,119 ± 0,264 mas není vzhledem k nejistotě použitelná pro přímé určení vzdálenosti.[1]

Starší nepřímé metody poskytovaly rozdílné výsledky. Srovnání s Betelgeuze vedlo k odhadu 390 ± 140 pc,[12] modelování založené na úhlovém průměru a povrchové jasnosti k hodnotě 641+148−144 pc[13] a vyhodnocení okolních svítivých hvězd s použitelnými paralaxami Gaia DR2 k hodnotě přibližně 940 pc.[14] Tyto hodnoty představují samostatné odhady, nikoli dolní a horní hranici jednoho měření.

Práce zveřejněná v roce 2026 spojila spektroskopické odhady fyzikálních vlastností hvězdy s infračerveným interferometrickým měřením jejího úhlového průměru 16,85 ± 0,15 mas. Autoři odvodili vzdálenost 421+57−42 pc, tedy přibližně 1 370+190−140 světelných let.[2] Tento odhad je uveden jako hlavní hodnota v infoboxu, přesná vzdálenost však zůstává závislá na použitém modelu.

Fyzikální vlastnosti

[editovat | editovat zdroj]

Mý Cephei je chladný červený veleobr spektrálního typu M2-Ia.[4] Podle modelu použitého v práci z roku 2026 má efektivní teplotu přibližně 3 800 K, svítivost kolem 110 000 L☉ a poloměr asi 762 R☉.[2]

Poloměr 762 R☉ odpovídá přibližně 3,5 astronomické jednotky. Kdyby se Mý Cephei nacházela na místě Slunce, její fotosféra by přesahovala hlavní pás planetek, ale nedosahovala by k oběžné dráze Jupiteru.

Starší práce založené na větších odhadech vzdálenosti dospívaly také k podstatně větším rozměrům a svítivosti. Při vzdálenosti kolem 641 pc byl odhadnut poloměr 972 ± 228 R☉ a svítivost nižší než 140 000 L☉,[13] zatímco při vzdálenosti kolem 940 pc vycházela svítivost přibližně 269 000 L☉.[14] Velká část rozdílů mezi publikovanými hodnotami proto vyplývá z nejisté vzdálenosti.

Práce z roku 2026 používá odhad současné hmotnosti přibližně 11 M☉.[2] Starší srovnání s evolučními modely udávala počáteční hmotnost přibližně 15–25 M☉.[13][15] Oba údaje nelze přímo zaměňovat, protože hvězda během svého vývoje značnou část původní hmoty ztratila.

Proměnnost

[editovat | editovat zdroj]
Světelná křivka Mý Cephei

Mý Cephei je polopravidelná proměnná hvězda typu SRc.[3] Její zdánlivá hvězdná velikost nepravidelně kolísá přibližně mezi 3,4 a 5,1 mag. Analýzy světelné křivky odhalily několik různých časových škál, zejména přibližně 860 dní a dlouhou sekundární periodu kolem 4 400 dní.[16][10] Nepravidelnosti jsou připisovány pulzacím, rozsáhlým konvektivním oblastem a změnám ve vnějších vrstvách hvězdy.

Atmosféra a ztráta hmoty

[editovat | editovat zdroj]

Interferometrická pozorování ukázala, že fotosféru Mý Cephei obklopují rozsáhlé molekulární vrstvy. Pozorování v pásmu K z roku 2005 poskytlo úhlový průměr fotosféry 14,11 ± 0,60 mas a průměr okolní molekulární vrstvy 18,56 ± 0,26 mas.[12] Rozdílné hodnoty úhlového průměru získané při různých vlnových délkách jsou jednou z příčin nejistoty při určování skutečného poloměru hvězdy.

Přítomnost vodní páry byla potvrzena opětovnou analýzou starších infračervených spekter pořízených balonovým dalekohledem Stratoscope II[17] a ve spektru získaném přístrojem SWS na kosmické observatoři Infrared Space Observatory.[18] Molekulární vrstvy obsahují mimo jiné vodní páru a oxid uhelnatý, jejich přesná struktura a vznik však dosud nejsou plně objasněny.

Pozorování rotační čáry oxidu uhelnatého interferometrem NOEMA odhalilo výrazně nestejnorodé a chuchvalcovité okolí hvězdy. Pozorovaná chuchvalcovitá složka odpovídá rychlosti ztráty hmoty přibližně (4,9 ± 1,0)×10−7 M☉ za rok. Kromě ní byl odhadnut prostorově nerozlišený hvězdný vítr s rychlostí ztráty hmoty přibližně 2,0×10−6 M☉ za rok.[13]

Vývoj a budoucnost

[editovat | editovat zdroj]

Mý Cephei se nachází v pokročilé fázi vývoje hmotné hvězdy po opuštění hlavní posloupnosti. Její další vývoj závisí zejména na současné hmotnosti, rotaci a rychlosti ztráty vnějších vrstev.

Mý Cephei pravděpodobně ukončí svůj vývoj kolapsem jádra. Pokud si do této fáze zachová podstatnou část vodíkového obalu, mohla by explodovat jako supernova typu II. Při dostatečně silné ztrátě hmoty by se mohla před kolapsem vyvíjet zpět k vyšším povrchovým teplotám a případně dosáhnout stadia Wolfovy–Rayetovy hvězdy. V takovém případě by výsledná exploze mohla být supernovou typu Ib nebo Ic.[19] Přesný typ případné supernovy ani povahu kompaktního pozůstatku však vzhledem k nejistotě současné hmotnosti a rychlosti ztráty hmoty nelze spolehlivě určit.

Odkazy

[editovat | editovat zdroj]

Reference

[editovat | editovat zdroj]
  1. 1 2 3 4 5 6 μ Cephei. SIMBAD [online]. Centre de données astronomiques de Strasbourg [cit. 2026-07-22]. Dostupné online. (anglicky)
  2. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Wiesemeyer, H.; Marinho, L.; Harper, G. M.; Baudry, A.; Herpin, F.; Ricken, O. Analysis of far-infrared fine-structure emissions from the red supergiant μ Cephei. Astronomy & Astrophysics. 2026. Dostupné online. doi:10.1051/0004-6361/202660113. (anglicky)
  3. 1 2 3 4 Samus, N. N. et al. General Catalogue of Variable Stars. VizieR On-line Data Catalog [online]. 2009 [cit. 2026-07-22]. Dostupné online. (anglicky)
  4. 1 2 Keenan, P. C.; McNeil, R. C. The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars. The Astrophysical Journal Supplement Series. 1989, roč. 71, s. 245–266. doi:10.1086/191373. (anglicky)
  5. ↑ Garrison, R. F.; Kormendy, J. Some Characteristics of the Young Open Cluster Trumpler 37. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 1976, roč. 88, čís. 526, s. 865–869. doi:10.1086/130037. (anglicky)
  6. ↑ International Astronomical Union. IAU Selects New Star Names To Reflect Global Astronomical Culture. www.iau.org [online]. [cit. 2026-07-22]. Dostupné online. (anglicky)
  7. ↑ Herschel, William. Stars newly come to be visible. Philosophical Transactions. 1783, s. 257. (anglicky)
  8. ↑ Piazzi, Giuseppe. Praecipuarum Stellarum Inerrantium Positiones Mediæ Ineunte Saeculo XIX. Panormi: Typis Regiis, 1814. Dostupné online. (latinsky)
  9. ↑ Laffitte, Roland. Héritages arabes: Des noms arabes pour les étoiles. Paříž: Librairie Orientaliste Paul Geuthner, 2005. S. 156. (francouzsky)
  10. 1 2 Brelstaff, T. et al. The periods of Mu Cephei. Journal of the British Astronomical Association. 1997, roč. 107, čís. 3, s. 135–140. (anglicky)
  11. ↑ van Leeuwen, Floor. Validation of the new Hipparcos reduction. Astronomy & Astrophysics. 2007, roč. 474, čís. 2, s. 653–664. doi:10.1051/0004-6361:20078357. (anglicky)
  12. 1 2 Perrin, G.; Ridgway, S. T.; Verhoelst, T.; Schuller, P. A.; Coude du Foresto, V.; Traub, W. A.; Millan-Gabet, R.; Lacasse, M. G. Study of molecular layers in the atmosphere of the supergiant star μ Cep by interferometry in the K band. Astronomy & Astrophysics. 2005, roč. 436, čís. 1, s. 317–324. doi:10.1051/0004-6361:20042313. (anglicky)
  13. 1 2 3 4 Montargès, M. et al. NOEMA maps the CO J = 2 − 1 environment of the red supergiant μ Cep. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2019, roč. 485, čís. 2, s. 2417–2430. doi:10.1093/mnras/stz397. (anglicky)
  14. 1 2 Davies, B.; Beasor, E. R. The ‘red supergiant problem’: the upper luminosity boundary of Type II supernova progenitors. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2020, roč. 493, čís. 1, s. 468–476. doi:10.1093/mnras/staa174. (anglicky)
  15. ↑ Josselin, E.; Plez, B. Atmospheric dynamics and the mass loss process in red supergiant stars. Astronomy & Astrophysics. 2007, roč. 469, čís. 2, s. 671–680. doi:10.1051/0004-6361:20066353. (anglicky)
  16. ↑ Kiss, L. L.; Szabó, Gy. M.; Bedding, T. R. Variability in red supergiant stars: pulsations, long secondary periods and convection noise. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2006, roč. 372, čís. 4, s. 1721–1734. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10973.x. (anglicky)
  17. ↑ Tsuji, Takashi. Water on the Early M Supergiant Stars α Orionis and μ Cephei. The Astrophysical Journal. 2000, roč. 538, čís. 2, s. 801–807. Dostupné online. doi:10.1086/309185. (anglicky)
  18. ↑ Tsuji, Takashi. Water in Emission in the Infrared Space Observatory Spectrum of the Early M Supergiant Star μ Cephei. The Astrophysical Journal Letters. 2000, roč. 540, čís. 2, s. L99–L102. doi:10.1086/312879. (anglicky)
  19. ↑ Meynet, G. et al. Impact of mass-loss on the evolution and pre-supernova properties of red supergiants. Astronomy & Astrophysics. 2015, roč. 575, s. A60. doi:10.1051/0004-6361/201424671. (anglicky)

Související články

[editovat | editovat zdroj]

Externí odkazy

[editovat | editovat zdroj]
Citováno z „https://cs.wikipedia.org/w/index.php?title=Mý_Cephei&oldid=26129071“