Mu Cephei

Mu Cephei (μ Calabaza, μ Cephei), también conocido como la Estrella del Granate de Herschel, es una estrella supergigantesca roja en la constelación Cepheus. Es una de las estrellas más grandes y más luminosas conocidas en la Vía láctea. Aparece el granate rojo y se da la clase espectral de M2 Ia. Desde 1943, el espectro de esta estrella ha servido de uno de los puntos de ancla estables por los cuales otras estrellas se clasifican.

Historia

El color rojo intenso de Mu Cephei fue notado por Guillermo Herschel, que lo describió como "un color del granate profundo muy fino, como la estrella periódica ο Ceti," y así comúnmente se conoce como "la Estrella de Garnet de Herschel". Giuseppe Piazzi lo llamó Garnet sidus en su catálogo. Un nombre alternativo, Erakis, usado en el catálogo de la estrella de Antonín Bečvář's son probablemente debido a la confusión con Mu Draconis, que se llamó antes en árabe.

En 1848, el astrónomo inglés John Russell Hind descubrió que era variable. Esta variabilidad fue rápidamente confirmada por el astrónomo alemán Friedrich Wilhelm Argelander. Los archivos casi continuos de la variabilidad de la estrella se han mantenido desde 1881.

Propiedades

1. Mercurio

2. Tierra

3. Júpiter

4. Sirius

5. Aldebaran

6. El Betelgeuse Una estimación de probabilidad de máximo de 2005 de la distancia da un valor de.

La estrella es aproximadamente 1,650 veces más grande que el radio solar de nuestro Sol y era él colocado en la posición del Sol, su radio alcanzaría entre las órbitas de Júpiter y Saturno. Mu Cephei podría encajar casi 4.5 mil millones de Sol en su volumen. Se cree que sólo tres estrellas conocidas (VY Canis Majoris, VV Cephei y V838 Monocerotis) son más grandes. Es tan grande que se podría adaptar a 6.4 cuatrillones de Tierras en ello. Si la Tierra fuera una bola de golf (aproximadamente 1.7 en/4.3 el cm), el diámetro de Mu Cephei sería mayor que la longitud de dos Puentes de Golden Gate estaba de punta a punta (aproximadamente 3.4 kilómetro mi./5.5).

Mu Cephei es una estrella variable y el prototipo de la clase de las variables de Mu Cephei. Su resplandor aparente varía sin el modelo reconocible entre la magnitud +3.62 y +5 en un período de 2 a 2.5 años. Mu Cephei es 38,000 veces más inteligente que el Sol, con una magnitud visible absoluta del M = 7.0. Combinando su resplandor visible absoluto, su radiación infrarroja y la corrección para su extinción interestelar dan una luminosidad de aproximadamente 350,000 luminosidades solares (bolometric magnitud aproximadamente −9.1), haciéndolo una de las estrellas más luminosas conocido.

Mu Cephei se acerca a la muerte. Ha comenzado a fundir el helio en el carbón, mientras que una estrella de la secuencia principal funde el hidrógeno en el helio. El ciclo de carbón del helio muestra que Mu Cephei está en la última fase de su vida y puede explotar como una supernova 'pronto' en términos astronómicos, aunque esto no pudiera ser durante algunos millones de años. Cuando una estrella supergigantesca se hace una supernova se destruye, dejando una nube gaseosa enorme y un remanente pequeño, denso, que para una estrella tan masiva como Mu Cephei puede ser un agujero negro. Mu Cephei es actualmente una estrella inestable, mostrando variaciones irregulares en rendimiento luminoso, temperatura y talla.

La fotosfera de Mu Cephei tiene una temperatura estimada de. Puede ser rodeado por una cáscara que se extiende a una distancia al menos igual a unas 0.33 veces el radio de la estrella con una temperatura de. Esta cáscara externa parece contener gases moleculares como CO, HO y SiO.

Las emisiones de la estrella sugieren la presencia de un amplio anillo de polvo y agua con el radio externo cuatro veces más que el de la estrella (es decir 2,600 radios Solares) y límite interior dos veces el radio de la estrella (1,300 radios Solares). Colocado en la posición de nuestro Sol, su disco atravesaría entre 5.5 unidades astronómicas (dentro de la zona orbital de Júpiter) y 11 unidades astronómicas (más allá de la órbita del Saturno).

La estrella es rodeada por una cáscara esférica del material expulsado que se extiende externo a una distancia angular de 6″ con una velocidad de extensión de. Esto indica una edad de aproximadamente 2000–3000 años para la cáscara. Más cerca a la estrella, este material muestra una asimetría pronunciada, que se puede formar como un torus. La estrella actualmente tiene un precio de la pérdida de masas de unas veces 10 masas solares por año.

Véase también

Enlaces externos

http://jumk.de/astronomie/big-stars/garnet-star.shtml

Buscar