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| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Tucana |
| Ascensión recta | 0 h 50 m 56.095 s [1] |
| Declinación | -73 ° 44 m 53,93 s [1] |
| Magnitud aparente (V) | 11,61 [2] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | M0Ia [3] |
| Magnitud aparente (K) | 7.849 ± 0.020 [1] |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | 185,7 [4] km / s |
| Detalles | |
| Radio | 1,310 [5] R ☉ |
| Luminosidad | 254,000 [5] L ☉ |
| Temperatura | 3,575 [5] K |
| Otras designaciones | |
| Referencias de bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
SMC 018136 , también conocida como PMMR 37 , es una estrella supergigante de tipo M con una temperatura de 3.575 K y una velocidad radial de 185.7 km / s ubicada en la Pequeña Nube de Magallanes .
Propiedades estelares [ editar ]
SMC 018136 es una supergigante roja de tipo espectral M3.5Ia con una temperatura efectiva de 3,575 K , una luminosidad bolométrica más de 200,000 veces más que el Sol y un radio de más de 1,300 veces más ancho que el Sol, lo que la convierte en una de las estrellas más grandes descubiertas hasta ahora . Si estuviera en el lugar del Sol , su fotosfera al menos engulliría la órbita de Júpiter .
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| Datos de observación Época J2000.0 Equinoccio J2000.0 | |
|---|---|
| Constelación | Cefeo |
| Ascensión recta | 21 h 43 m 30.4609 s [1] |
| Declinación | + 58 ° 46 ′ 48.166 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | +4.08 [2] (3.43 - 5.1 [3] ) |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | M2e Ia [4] |
| Índice de color U − B | +2,42 [2] |
| Índice de color B − V | +2,35 [2] |
| Tipo variable | SRc [3] |
| Astrometria | |
| Radial velocity (Rv) | +20.63[5] km/s |
| Proper motion (μ) | RA: 2.740±0.884[6] mas/yr Dec.: −5.941±0.922[6] mas/yr |
| Parallax (π) | 0.4778 ± 0.4677[6] mas |
| Distance | 2,840 ly (870[7] pc) |
| Absolute magnitude (MV) | −7.63[8] |
| Details | |
| Mass | 19.2 ± 0.1[9] M☉ |
| Radius | 1,260[10]-1,650[11] R☉ |
| Luminosity | 283,000[10]-340,000[8] L☉ |
| Surface gravity (log g) | −0.63[10] cgs |
| Temperature | 3,750[10] (3,540[12]-3,789[13]) K |
| Age | 10.0 ± 0.1[9] Myr |
| Other designations | |
| Database references | |
| SIMBAD | data |
Coordenadas : 
21 h 43 m 30.46 s , + 58 ° 46 ′ 48.2 ″Mu Cephei ( μ Cep , μ Cephei ), también conocida como Estrella de granate de Herschel , es una estrella supergigante o hipergigante roja [14] en la constelación de Cefeo . Aparecerojo granate y se encuentra en el borde de lanebulosa IC 1396 . Desde 1943, el espectro de esta estrella ha servido como el estándar M2 Ia por el cual se clasifican otras estrellas. [15]
21 h 43 m 30.46 s , + 58 ° 46 ′ 48.2 ″Mu Cephei ( μ Cep , μ Cephei ), también conocida como Estrella de granate de Herschel , es una estrella supergigante o hipergigante roja [14] en la constelación de Cefeo . Aparecerojo granate y se encuentra en el borde de lanebulosa IC 1396 . Desde 1943, el espectro de esta estrella ha servido como el estándar M2 Ia por el cual se clasifican otras estrellas. [15]
Mu Cephei es visualmente casi 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 estimado de más de 1,000 veces la del sol ( R ☉ ), y si se coloca en la posición del Sol alcanzaría entre la órbita de Júpiter y Saturno .
Historia [ editar ]
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William Herschel notó el color rojo intenso de Mu Cephei , quien lo describió como "un color granate muy fino y profundo, como la estrella periódica ο Ceti ". [16] Por lo tanto, se conoce comúnmente como "Estrella de granate" de Herschel. [17] Mu Cephei fue llamado Garnet sidus por Giuseppe Piazzi en su catálogo . [18] [19] Un nombre alternativo, Erakis , utilizado en Antonín Bečvář 's catálogo de estrellas , es probablemente debido a la confusión con Mu Draconis , que anteriormente se llamaba al-Rāqis [arˈraːqis] en árabe. [20]
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 . Se han mantenido registros casi continuos de la variabilidad de la estrella desde 1881. [21]
El diámetro angular de μ Cephei se ha medido interferométricamente . Una de las mediciones más recientes da un diámetro de18.672 ± 0.435 mas a800 μm , modelado como un disco oscurecido por extremidades20.584 ± 0.480 mas de ancho. [22]
Variabilidad [ editar ]
Mu Cephei es una estrella variable y el prototipo de la clase obsoleta de las variables Mu Cephei . Ahora se considera una variable semirregular de tipo SRc. Su brillo aparente varía erráticamente entre magnitud 3.4 y 5.1. Se han informado muchos períodos diferentes, pero son consistentemente cercanos a 860 días o 4,400 días. [23]
Propiedades [ editar ]
Una supergigante roja muy luminosa, Mu Cephei se encuentra entre las estrellas más grandes visibles a simple vista, y una de las más grandes conocidas . Se ha descrito como un hipergigante . [14]
Esta es una estrella fugitiva con una velocidad peculiar de 80.7 ± 17.7 km / s . [9] La distancia a Mu Cephei no es muy conocida. El satélite Hipparcos se usó para medir un paralaje de 0,55 ± 0,20 miliar segundos , que corresponde a una distancia estimada de 1.333–2.857 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 de 390 ± 140 parsecs , [13]Por lo tanto, está claro que Mu Cephei es una estrella mucho más grande que Betelgeuse o mucho más cercana (y más pequeña y menos luminosa) de lo esperado. [24]
La luminosidad bolométrica , sumada a todas las longitudes de onda, se calcula integrando la distribución de energía espectral en 283,000 L ☉ , lo que hace que μ Cephei sea una de las supergigantes rojas más luminosas de la Vía Láctea. Su temperatura efectiva de 3.750 K, determinada a partir de las relaciones del índice de color, implica un radio de 1.260 R ☉ . [10] 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 ☉ . [8]Una estimación realizada en función de su diámetro angular y una distancia supuesta de 2.400 años luz le da un radio de 1.650 R ☉ [11]
La masa inicial de Mu Cephei se ha estimado a partir de su posición con respecto a las pistas evolutivas estelares teóricas de alrededor de 25 M ☉ . [10]
Mu Cephei está rodeado por una cáscara que se extiende a una distancia al menos igual a 0,33 veces el radio de la estrella con una temperatura de 2.055 ± 25 K . Esta capa externa parece contener gases moleculares como CO , H 2 O y SiO . [13]
Las observaciones infrarrojas sugieren la presencia de un amplio anillo de polvo y agua con un radio interno aproximadamente el doble que el de la estrella misma, que se extiende hasta aproximadamente cuatro veces el radio de la estrella. [25]
La estrella está rodeada por una capa esférica de material expulsado que se extiende hacia afuera a una distancia angular de 6 ″ con una velocidad de expansión de 10 km s −1 . Esto indica una edad de aproximadamente 2,000-3,000 años para el caparazón. Más cerca de la estrella, este material muestra una asimetría pronunciada, que puede tener la forma de un toro . La estrella actualmente tiene una tasa de pérdida de masa de unas pocas veces 10 −7 M ☉ por año. [26]
Supernova [ editar ]
Mu Cephei se acerca a la muerte. 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 en su núcleo en hierro, el núcleo se derrumba para producir una supernova y la estrella se destruye, dejando atrás una vasta nube gaseosa y un pequeño y denso remanente. Para una estrella tan masiva como Mu Cephei, el remanente es probable que sea un agujero negro . Las supergigantes rojas más masivas evolucionarán a supergigantes azules , variables azules luminosas o estrellas Wolf-Rayetantes de que sus núcleos colapsen, y Mu Cephei parece ser lo suficientemente masivo como 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. [27]
Componentes [ editar ]
| NOMBRE | Ascensión recta | Declinación | Magnitud aparente (V) | Tipo espectral | Referencias de bases de datos |
|---|---|---|---|---|---|
| μ Cep B (CCDM J21435 + 5847B) | 21 h 43 m 27.8 s | + 58 ° 46 ′ 45 ″ | 12,3 | M0 | Simbad |
| μ Cep C (CCDM J21435 + 5847C) | 21 h 43 m 25.6 s | + 58 ° 47 ′ 08 ″ | 12,7 | UNA | Simbad |
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