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Mu Cephei

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 supergigante o hipergi...

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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 supergigante o hipergigante roja [4] [7] en la constelación de Cefeo . Tiene un aspecto rojo granate y está situada en el borde de la nebulosa IC 1396. Desde 1943, el espectro de esta estrella ha servido como estándar espectral por el que se clasifican otras estrellas.

Mu Cephei es más de 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

Retrato de William Herschel, 1785
Acercándose a 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 la estrella periódica ο Ceti ". [17] Por lo tanto, se la conoce comúnmente como la "Estrella Granate" de Herschel. [18] Giuseppe Piazzi llamó a Mu Cephei Garnet sidus en su catálogo . [19] [20] Un nombre alternativo, Erakis , utilizado en el catálogo de estrellas de Antonín Bečvář , probablemente se deba a la confusión con Mu Draconis , que anteriormente se llamaba al-Rāqis [arˈraːqis] en árabe. [21]

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 . Desde 1881 se han mantenido registros casi continuos de la variabilidad de la estrella. [22]

El diámetro angular de μ Cephei se ha medido interferométricamente . Una de las mediciones más recientes arroja un diámetro de18,672 ± 0,435 mas a800  μm , modelado como un disco con el borde oscurecido20,584 ± 0,480  mas de diámetro. [23] Sin embargo, más tarde se descubrió que se trataba de la capa molecular circundante y no de la estrella en sí, ya que la estrella tiene un diámetro angular de 14,11 ± 0,6 mas. [24] μ Cephei se utilizó como una de las "estrellas daga" originales, aquellas con espectros bien definidos que podrían usarse para la clasificación de otras estrellas, para las 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] [25]

Distancia

Mu Cephei (en un círculo) como se puede ver con binoculares. La estrella brillante a la derecha es Alderamin (Alpha Cephei).
Mu Cephei y la nebulosidad circundante, fotografiadas en longitudes de onda H-alfa y OIII (el norte está hacia la parte superior izquierda)

La distancia a Mu Cephei no es muy conocida. El satélite Hipparcos se utilizó para medir una paralaje de0,55 ± 0,20  mas , lo que corresponde a una distancia estimada de1.800  parsecs . Sin embargo, este valor está cerca del margen de error. Una determinación de la distancia basada en una comparación de tamaño con Betelgeuse da una estimación de390 ± 140 pársecs . [26]

El cálculo de la distancia a partir del diámetro angular medido, el brillo de la superficie y la luminosidad calculada conduce a641 pc . [11] Al promediar las distancias de estrellas luminosas cercanas con enrojecimiento similar y paralajes confiables de Gaia Data Release 2 se obtiene una distancia de940 piezas [ 12]

Alrededores

Mu Cephei está rodeada por una capa que se extiende hasta una distancia al menos igual a 0,33 veces el radio de la estrella con una temperatura de2.055 ± 25 K. Esta capa exterior parece contener gases moleculares como CO , H2O y SiO . [26] Las observaciones infrarrojas sugieren la presencia de un amplio anillo de polvo y agua con un radio interior aproximadamente el doble del de la propia estrella, que se extiende hasta aproximadamente cuatro veces el radio de la estrella. [27] [28]

La estrella está rodeada por una capa esférica de material expulsado que se extiende hacia afuera hasta una distancia angular de 6″ con una velocidad de expansión de 10 km s −1 . Esto indica una edad de alrededor de 2.000-3.000 años para la capa. Más cerca de la estrella, este material muestra una asimetría pronunciada, que puede tener forma de toro .

Variabilidad

Una curva de luz de banda visual para Mu Cephei, adaptada de Brelstaff et al. (1997) [22]

Mu Cephei es una estrella variable y el prototipo de la clase obsoleta de las variables Mu Cephei . Actualmente se considera una variable semirregular de tipo SRc. Su brillo aparente varía erráticamente entre magnitudes 3,4 y 5,1. Se han descrito muchos períodos diferentes, pero siempre se encuentran cerca de los 860 días o los 4.400 días. [29]

Propiedades

Comparación del tamaño de μ Cephei y el Sol.

Mu Cephei, una supergigante roja muy luminosa, es una de las estrellas más grandes visibles a simple vista y una de las supergigantes frías más grandes conocidas . Es una estrella fugitiva con una velocidad peculiar de80,7 ± 17,7  km/s , [16] y se ha descrito como una hipergigante . [4]

La luminosidad bolométrica , sumada en todas las longitudes de onda, se calcula a partir de la integración de la distribución espectral de energía (SED) y es de 269 000  L ☉ , lo que convierte a μ Cephei en una de las supergigantes rojas más luminosas de la Vía Láctea. [12] Su temperatura efectiva de3.750  K , determinado a partir de relaciones de índice de color, implica un radio de 1.259  R ☉ . [15] 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 ☉ . [13] Una estimación realizada en base a su diámetro angular y una distancia supuesta de2.400  años luz le dan un radio de 1.650  R ☉ , [30] sin embargo, el diámetro angular utilizado posteriormente resultó ser el diámetro de la capa molecular alrededor de la estrella. [24]

Se ha estimado que el radio era de 830  R ☉ en 2010 basándose en la temperatura efectiva de la estrella deEstimación de luminosidad de 3660 K y 111 200  L ☉ . [31]

Una medición en papel de 2019 basada en la641+148
−144 La distancia de pc le da a la estrella una luminosidad menor por debajo de 140.000  L ☉ y un radio correspondientemente menor.972 ± 228  R ☉ , y además una temperatura más baja de3.551 ± 136 K. Todos estos parámetros son consistentes con los estimados para Betelgeuse. [11]

Se ha estimado que la masa inicial de Mu Cephei, a partir de su posición relativa a las trayectorias evolutivas estelares teóricas , está entre 15  M ☉ y 25  M ☉ . [11] [15] La estrella tiene actualmente una tasa de pérdida de masa de(4,9 ± 1,0) × 10 −7  M ☉ por año. [11]

Supernova

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 de 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 . Las supergigantes rojas más masivas evolucionarán de nuevo a supergigantes azules , variables luminosas azules o estrellas Wolf-Rayet antes de que sus núcleos colapsen, y Mu Cephei parece ser lo suficientemente masiva 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. [32]

Componentes

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

Véase también

Referencias

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