MOJE Cephei - MY Cephei
Souřadnice: 22h 54m 31.7s, +60° 49′ 38.97″
![]() MOJE Cephei je v tomto ohledu nejjasnější hvězdou infračervený obrázek uživatele NGC 7419. Kredit: 2MAS | |
Data pozorování Epocha J2000.0 Rovnodennost J2000.0 | |
---|---|
Souhvězdí | Cepheus |
Správný vzestup | 22h 54m 31.7s[1] |
Deklinace | +60° 49′ 38.97″[1] |
Zdánlivá velikost (PROTI) | 14.4–15.5[2] |
Vlastnosti | |
Evoluční fáze | Extrémní[3] OH / IR červený superobr[4] |
Spektrální typ | M7–7,5 I[5] (M6–7 lab[2]) |
Zdánlivá velikost (G) | 10.2686[1] |
Zdánlivá velikost (H) | 2.98[6] |
Zdánlivá velikost (K) | 2.14[6] |
Variabilní typ | SRc[2] |
Astrometrie | |
Správný pohyb (μ) | RA: –2.635[1] mas /rok Prosinec: –1.719[1] mas /rok |
Paralaxa (π) | 0.9284 ± 0.1404[1] mas |
Vzdálenost | 3,000+350 −290[7] ks |
Detaily | |
Hmotnost | 14.5[8] M☉ |
Poloměr | 1,134[9][A]–2,061[5][b] R☉ |
Zářivost | 129,000[7]–310,000[5] L☉ |
Teplota | 3,000[5]–3,400[9] K. |
Stáří | 9[5] Myr |
Jiná označení | |
Odkazy na databáze | |
SIMBAD | data |
MOJE Cephei (IRC +60375) je červený superobr nacházející se v otevřený klastr NGC 7419 v souhvězdí Cepheus. Je to semiregulární proměnná hvězda s maximálním jasem o velikosti 14,4 a minimem o velikosti 15,5.
MY Cephei má neobvyklé spektrální typ M7.5, jeden z nejnovějších spektrálních typů superobr, a je jedním z nejsvětlejší a nejlepší červené supergianty, stejně jako jeden z největší známé hvězdy. Pokud je umístěn uprostřed Sluneční Soustava, povrch hvězdy by pohltil oběžnou dráhu Jupiter a možná i oběžnou dráhu Saturn.
Pozorování a variabilita
Pozorování otevřené hvězdokupy NGC 7419 v roce 1954 ukázaly, že čtyři z jejích členů byly zářící červené hvězdy, nejpravděpodobnější červené supergianty. Kromě toho bylo zjištěno, že neobvykle červená hvězda je proměnlivá a pravděpodobně ještě jasnější superobr.[10] Tato hvězda dostala proměnné označení hvězdy MY Cephei v roce 1973 v 59. jmenném seznamu proměnných hvězd.[11]
MY Cephei je klasifikován jako semiregulární proměnná hvězda podtypu SRc, což naznačuje, že jde o chladného superobra, i když jeho pulzující období není známo. Bylo pozorováno, že je jasný jako velikost 14,4 a slabý jako velikost 15,5.[2] Hvězda spolu s další pozdně červenou hvězdou superobra S Persei, jsou někdy považovány za prototypy pro třídu supergiantů M6–7.[12]
Vzdálenost
Předpokládá se, že vzdálenost MY Cephei je kolem 9,780+1,140
−950 světelné roky nebo 3,000+350
−290 parsecs na základě toho, že je členem NGC 7419 otevřený klastr.[5][7] Gaia Data Release 2 dává paralaxu 0.9284±0.1404 mas pro MY Cep,[1] z čehož vyplývá mnohem bližší vzdálenost 1,071+210
−152 ks a svítivost 10 000–13 300L☉ s odpovídajícím poloměrem 363R☉ na základě teploty 3,025±213 tis pro spektrální typ M7,5,[13] ale tato hodnota je považována za nespolehlivou kvůli velmi vysoké úrovni astrometrického šumu.[1]
Hvězdné vlastnosti
Spektrální typ MY Cephei je uveden v Obecný katalog proměnných hvězd jako M6–7 Iab, což znamená, že hvězda je středně velká světelná superobří hvězda,[2] ačkoli většina autorů dává M7 – M7.5 I.[5] Klasifikace je obtížná z důvodu nedostatku srovnatelných standardních hvězd, ale její spektrum se zdá být později než M5, dříve než VX Sagittarii když na M9 a světelnější než M7 obří hvězdy.[12]
MY Cephei je velmi zářivá, chladná a velká extrémní superobří hvězda s více než stotisícovou svítivostí Slunce (L☉ ) a poloměr přesahující tisíckrát poloměr Slunce (R☉ ). Je to pravděpodobně nejzářivější, nejchladnější a největší superobří hvězda ve svém otevřeném klastru,[5] a zaujímá pravý horní roh Hertzsprung – Russellův diagram.
Papír z roku 2018 dává hvězdě teplotu 3,400 K., což odpovídá poloměru 1134R☉ na základě svítivosti 155 000L☉.[9] Hmotnost MY Cephei je nejistá, ale očekává se, že bude přibližně 14,5krát větší než hmotnost Slunce (M☉ ).[8] Mše se ztrácí v (2.3±0.3)×10−5 M☉ za rok, jedna z nejvyšších ztrát hmotnosti známých pro hvězdu superobrů.[5]
Novější výpočet založený na SED integrace, dává nečekaně vyšší bolometrická svítivost z 310,000±70,000 L☉, blízký empirickému hornímu limitu svítivosti červených supergiantů (tj. Humphreys – Davidsonův limit ). To znamená větší poloměr 2,061 R☉ na základě efektivní teplota z 3 000 K. odvozeno pomocí modelu DUSTY.[5] Starší studie často počítaly s ještě nižšími teplotami a odhadovaným poloměrem 2400R☉.[12]
Viz také
- NML Cygni - další červená superobří hvězda pozdního typu
- WOH G64 - extragalaktická červená superobří hvězda pozdního typu
- VY Canis Majoris - další velká a zářící superobří hvězda.
- Stephenson 2-18 - další skvělá superobří hvězda.
Poznámky
- ^ Uplatnění Stefan-Boltzmann Law s nominálním sluneční efektivní teplota 5 772K.:
- ^ Uplatnění Stefan-Boltzmann Law s nominálním sluneční efektivní teplota 5 772K.:
Reference
- ^ A b C d E F G h Brown, A. G. A .; et al. (Spolupráce Gaia) (srpen 2018). "Gaia Vydání dat 2: Souhrn obsahu a vlastnosti průzkumu ". Astronomie a astrofyzika. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Záznam Gaia DR2 pro tento zdroj na Vezír.
- ^ A b C d E „GCVS Query = MY Cep“. Obecný katalog proměnných hvězd @ Sternberg Astronomical Institute, Moskva, Rusko. Citováno 2020-08-06.
- ^ Bot tuto citaci brzy dokončí. Kliknutím sem skočíte do fronty arXiv:1903.12506.
- ^ Beauchamp, Alain; Moffat, Anthony F. J .; Drissen, Laurent (1994). „Galaktická otevřená hvězdokupa NGC 7419 a jejích pět červených supergiantů“. Astrophysical Journal Supplement Series. 93: 187. Bibcode:1994ApJS ... 93..187B. doi:10.1086/192051.
- ^ A b C d E F G h i j Humphreys, Roberta M .; Helmel, Greta; Jones, Terry J .; Gordon, Michael S. (srpen 2020). „Zkoumání historie úbytku červených supergiantů“. Astronomický deník. 160 (3): 145. arXiv:2008.01108. Bibcode:2020AJ .... 160..145H. doi:10.3847 / 1538-3881 / abab15. S2CID 220961677.
- ^ A b Cutri, R. M .; Skrutskie, M. F .; Van Dyk, S .; Beichman, C. A .; Carpenter, J. M .; Chester, T .; Cambresy, L .; Evans, T .; Fowler, J .; Gizis, J .; Howard, E .; Huchra, J .; Jarrett, T .; Kopan, E. L .; Kirkpatrick, J. D .; Light, R. M .; Marsh, K. A .; McCallon, H .; Schneider, S .; Stiening, R .; Sykes, M .; Weinberg, M .; Wheaton, W. A .; Wheelock, S .; Zacarias, N. (2003). „Online katalog dat VizieR: 2MASS All-Sky Catalogue of Point Sources (Cutri + 2003)“. Online katalog VizieR: II / 246. Původně publikováno v: 2003yCat.2246 ... 0C. 2246: 0. Bibcode:2003yCat.2246 ... 0C.
- ^ A b C Davies, Ben; Beasor, Emma R. (březen 2020). „„ Problém s červenými superobrymi “: horní hranice jasu progenitorů supernov typu II“. MNRAS. 493 (1): 468–476. arXiv:2001.06020. Bibcode:2020MNRAS.493..468D. doi:10.1093 / mnras / staa174. S2CID 210714093.
- ^ A b Marco, A .; Negueruela, I. (2013). "NGC 7419 jako šablona pro červené hvězdokupy". Astronomie a astrofyzika. 552: A92. arXiv:1302.5649. Bibcode:2013A & A ... 552A..92M. doi:10.1051/0004-6361/201220750. S2CID 53723223.
- ^ A b C Beasor, Emma R; Davies, Ben; Arroyo-Torres, B; Chiavassa, A; Guirado, J. C; Marcaide, J. M; Alberdi, A; De Wit, W. J; Hofmann, K. -H; Meilland, A; Millour, F; Mohamed, S; Sanchez-Bermudez, J (2018). „Vývoj míry hromadného úbytku červených superobrů“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 475 (1): 55. arXiv:1712.01852. Bibcode:2018MNRAS.475 ... 55B. doi:10,1093 / mnras / stx3174. S2CID 55822928.
- ^ Blanco, V .; Nassau, J. J .; Stock, J .; Wehlau, W. (1955). „Hvězdy typu M v NGC 7419“. Astrofyzikální deník. 121: 637. Bibcode:1955ApJ ... 121..637B. doi:10.1086/146029.
- ^ Kukarkin, B. V .; Kholopov, P. N .; Kukarkina, N. P .; Perova, N. B. (1973). "59. Seznam jmen proměnných hvězd". Informační bulletin o proměnných hvězdách. 834: 1. Bibcode:1973IBVS..834 .... 1K.
- ^ A b C Fawley, W. M .; Cohen, M. (1974). „Otevřená hvězdokupa NGC 7419 a její superobr M7 IRC +60 375“. Astrofyzikální deník. 193: 367. Bibcode:1974ApJ ... 193..367F. doi:10.1086/153171.
- ^ Messineo, M .; Brown, A. G. A. (2019). „Katalog známých galaktických hvězd K-M kandidátů na červené supergianty I. třídy v Gaia DR2“. Astronomický deník. 158 (1): 20. arXiv:1905.03744. Bibcode:2019AJ .... 158 ... 20M. doi:10,3847 / 1538-3881 / ab1cbd. S2CID 148571616.