MY Cephei

MY Cephei
Cepheus IAU.svg
Observationsdata
Epok: J2000.0
StjärnbildCepheus
Rektascension22t 54m 31,698s[1]
Deklination+60° 49′ 38,97″[1]
Skenbar magnitud ()+14,4 - 15,5[2]
Stjärntyp
SpektraltypM7-7.5I[3] (M6-7 lab)[2]
VariabeltypSRc[2]
Astrometri
Egenrörelse (µ)RA: -2,637[1] mas/år
Dek.: -1,883[1] mas/år
Parallax ()0,3398 ± 0,0708[1]
Avstånd2691+511-419[4] pc
Detaljer
Massa14,5[5] M☉
Radie1,134[6][Anm. 1] – 2,061[3][Anm. 2] R☉
Luminositet155 000[6] - 310 000[3] L☉
Temperatur3 000[3] - 3 595[7] K
Ålder9[3] miljoner år
Andra beteckningar
IRC +60375, IRAS 22525+6033, 2MASS J22543171+6049388, RAFGL 2987, V* MY Cep, Gaia DR2 2014636804844397824, Gaia EDR3 2014636804844397824 [8]

MY Cephei är en ensam stjärna belägen i den öppna stjärnhopen NGC 7419 i den södra delen av stjärnbilden Cepheus. Den har en skenbar magnitud av ca 14,4 – 15,5[2] och kräver ett teleskop för att kunna observeras. Baserat på parallax enligt Gaia Data Release 3 på ca 0,34 mas,[1] beräknas den befinna sig på ett avstånd på 2 691 parsek) från solen. Avståndet till MY Cephei har tidigare antagits vara runt 9 780+1 140−950 ljusår eller 3 000+350−290 parsec baserat på att den ingår i NGC 7419 öppna stjärnhop.[3][9]

MY Cephei är den ljusaste stjärnan i denna bild av NGC 7419 i infraröd våglängd.

Observationer och variabilitet

Observationer 1954 av NGC 7419 visade att fyra av dess medlemmar var ljusstarka röda stjärnor, troligen röda superjättar. Dessutom befanns en ovanligt röd stjärna vara variabel och förmodligen en ännu mer ljusstark superjätte.[10] Denna stjärna fick 1973 variabelbeteckningen MY Cephei i den 59:e namnlistan över variabla stjärnor.[11]

MY Cephei klassificeras som halvreguljär variabel stjärna av undertyp SRc,[2] vilket anger att den är en kall superjätte,[12] även om dess pulseringsperiod inte är känd. Den har observerats så ljus som magnitud 14,4 och så svag som magnitud 15,5.[11] Stjärnan, tillsammans med en annan sen röd superjätte, S Persei, betraktas ibland som prototyper för klassen M6–7 superjättar.[13]

Egenskaper

Spektraltypen av MY Cephei anges i General Catalogue of Variable Stars som M6–7 Iab, vilket anger att stjärnan är en mellanstor ljusstark superjättestjärna,[2] även om de flesta författare ger M7–M7.5 I.[3] Klassificering är svår på grund av bristen på jämförbara standardstjärnor, men dess spektrum verkar vara senare än M5, tidigare än VX Sagittarii när den var på M9, och mer ljusstark än M7 jättestjärnor.[13] En studie från 2021 ger en spektralklass av M3 baserat på observationer av infraröd strålning och en motsvarande högre temperatur.[7]

MY Cephei är en mycket ljussark, sval och stor extrem superjättestjärna, med en ljusstyrka som är mer än 100 000 gånger solens och en radie som överstiger tusen gånger solens radie. Den är sannolikt den starkast lysande, svalaste och största superjättestjärnan i dess öppna stjärnhop[3] och upptar det övre högra hörnet av Hertzsprung–Russell-diagrammet.

En rapport från 2018 ger stjärnan en temperatur på 3 400 K, vilket motsvarar en radie på 1 134 solradier baserat på en luminositet av 155 000 gånger solens.[6] Massan hos MY Cephei är osäker, men förväntas vara cirka 14,5 solmassor.[5] Massan går förlorad med (2,3 ± 0,3) ×10−5 solmassa per år, en av de högsta massförlustnivåerna som är kända för en superjättestjärna.[3]

Anmärkningar

1.Tillämpning av Stefan-Boltzmann-lagen med en nominell soleffektiv temperatur på 5,772 K:

2. Tillämpning av Stefan-Boltzmann-lagen med en nominell soleffektiv temperatur på 5,772 K:

Referenser

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, MY Cephei, 20 maj 2022..

Noter

  1. ^ [a b c d e f] Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 649: A1. arXiv:2012.01533. Bibcode:2021A&A...649A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202039657. S2CID 227254300. (Erratum: doi:10.1051/0004-6361/202039657e). Gaia EDR3 record for this source at VizieR.
  2. ^ [a b c d e f] "GCVS Query=MY Cep". General Catalogue of Variable Stars @ Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia. Hämtad 2020-08-06.
  3. ^ [a b c d e f g h i] Humphreys, Roberta M.; Helmel, Greta; Jones, Terry J.; Gordon, Michael S. (August 2020). "Exploring the Mass Loss Histories of the Red Supergiants". The Astronomical Journal. 160 (3): 145. arXiv:2008.01108. Bibcode:2020AJ....160..145H. doi:10.3847/1538-3881/abab15. S2CID 220961677.
  4. ^ Bailer-Jones, C. A. L.; Rybizki, J.; Fouesneau, M.; Demleitner, M.; Andrae, R. (2021). "Estimating Distances from Parallaxes. V. Geometric and Photogeometric Distances to 1.47 Billion Stars in Gaia Early Data Release 3". The Astronomical Journal. 161 (3): 147. arXiv:2012.05220. Bibcode:2021AJ....161..147B. doi:10.3847/1538-3881/abd806. S2CID 228063812.
  5. ^ [a b] Marco, A.; Negueruela, I. (2013). "NGC 7419 as a template for red supergiant clusters". Astronomy & Astrophysics. 552: A92. arXiv:1302.5649. Bibcode:2013A&A...552A..92M. doi:10.1051/0004-6361/201220750. S2CID 53723223.
  6. ^ [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). "The evolution of red supergiant mass-loss rates". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 475 (1): 55. arXiv:1712.01852. Bibcode:2018MNRAS.475...55B. doi:10.1093/mnras/stx3174. S2CID 55822928.
  7. ^ [a b] Messineo, Maria; Figer, Donald F.; Kudritzki, Rolf-Peter; Zhu, Qingfeng; Menten, Karl M.; Ivanov, Valentin D.; Chen, C. -H. Rosie (2021). "New Infrared Spectral Indices of Luminous Cold Stars: From Early K to M Types". The Astronomical Journal. 162 (5): 187. arXiv:2107.03707. Bibcode:2021AJ....162..187M. doi:10.3847/1538-3881/ac116b. S2CID 235765247.
  8. ^ MY Cep (unistra.fr). Hämtad 2022-07-24.
  9. ^ Davies, Ben; Beasor, Emma R. (March 2020). "The 'red supergiant problem': the upper luminosity boundary of Type II supernova progenitors". MNRAS. 493 (1): 468–476. arXiv:2001.06020. Bibcode:2020MNRAS.493..468D. doi:10.1093/mnras/staa174. S2CID 210714093.
  10. ^ Blanco, V.; Nassau, J. J.; Stock, J.; Wehlau, W. (1955). "M-Type Stars in NGC 7419". The Astrophysical Journal. 121: 637. Bibcode:1955ApJ...121..637B. doi:10.1086/146029.
  11. ^ [a b] Kukarkin, B. V.; Kholopov, P. N.; Kukarkina, N. P.; Perova, N. B. (1973). "59th Name-List of Variable Stars". Information Bulletin on Variable Stars. 834: 1. Bibcode:1973IBVS..834....1K.
  12. ^ Beauchamp, Alain; Moffat, Anthony F. J.; Drissen, Laurent (1994). "The galactic open cluster NGC 7419 and its five red supergiants". Astrophysical Journal Supplement Series. 93: 187. Bibcode:1994ApJS...93..187B. doi:10.1086/192051.
  13. ^ [a b] Fawley, W. M.; Cohen, M. (1974). "The open cluster NGC 7419 and its M7 supergiant IRC +60 375". Astrophysical Journal. 193: 367. Bibcode:1974ApJ...193..367F. doi:10.1086/153171.
Stjärnor i Cepheus
BayerGolden star.svg
Flamsteed
Variabler
HD
Övriga

Externa länkar

Media som används på denna webbplats

Cepheus IAU.svg
Författare/Upphovsman: IAU and Sky & Telescope magazine (Roger Sinnott & Rick Fienberg), Licens: CC BY 3.0
IAU Cepheus chart
Golden star.svg
(c) I, Ssolbergj, CC BY 3.0
Gold-shaded star.
NGC 7419 2MASS.jpg
The open cluster NGC 7419 contains five red supergiants which are prominent at infrared wavelengths.