Mu Cephei

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μ Cephei
Erakis (Garnet Sidus).jpg
μ Cephei
ClassificazioneSupergigante rossa
Classe spettraleM2 Ia
Tipo di variabileVariabile Mu Cephei
Distanza dal Sole3000 anni luce
CostellazioneCefeo
Coordinate
(all'epoca J2000)
Ascensione retta21h 43m 30.46s
Declinazione+58° 46′ 48.2″
Dati fisici
Raggio medio1420 R
Massa
19,2 M
Periodo di rotazione1265 giorni
Velocità di rotazione20 km/s
Temperatura
superficiale
3700 K[1] (media)
Luminosità
350000 L
Indice di colore (B-V)1,87
Età stimata10 milioni di anni[2]
Dati osservativi
Magnitudine app.4.04
Magnitudine ass.-7,63 (Mbol= -9,08)[1]
Parallasse0,62 ± 0,52 mas
Moto proprioAR: 5,24 mas/anno
Dec: -2,88 mas/anno
Velocità radiale+19,3 km/s
Nomenclature alternative
Erakis, Garnet Sidus, Stella Granata di Herschel, μ Cep, HD 206936, HIP 107259, SAO 184415, BD+58°2316, HR 8316, WDS 16294-2626

Coordinate: Carta celeste 21h 43m 30.46s, +58° 46′ 48.2″

Mu Cephei (μ Cep / μ Cephei), conosciuta anche come Granatus Sidus (Stella granata), è una stella supergigante rossa visibile nella costellazione di Cefeo. L'altro nome tradizionale, Erakis, presente nel catalogo stellare di Antonín Bečvář, è probabilmente attribuibile a Arrakis (μ Draconis), il cui nome arabo è al-Rāqis [ar-rá:qis].

È stata chiamata Stella granata da Giuseppe Piazzi nel suo catalogo stellare, il "Catalogo di Palermo"; il nome deriva da un commento fatto da William Herschel, nell'edizione del 1783 del suo Philosophical transactions, su alcune stelle non registrate nel British Catalogue di John Flamsteed. Herschel disse di questa stella: «Ha un bellissimo e profondo colore granata, simile a quello della stella periodica Omicron Ceti», per questo motivo l'astro è popolarmente noto come "Stella Granata di Herschel". La stella appare di questo colore per via della bassa temperatura superficiale, di circa 3000 K.

Osservazione[modifica | modifica wikitesto]

Cercle rouge 100%.svg
Cepheus IAU.svg
Posizione della stella nella costellazione di Cefeo.

La sua posizione è fortemente boreale e ciò comporta che la stella sia osservabile perfettamente dall'emisfero nord, dove si presenta circumpolare anche da gran parte delle regioni temperate; dall'emisfero sud la sua visibilità è invece limitata alla fascia tropicale. Essendo di quarta magnitudine, la si può osservare anche dai piccoli centri urbani senza difficoltà, sebbene un cielo non eccessivamente inquinato sia maggiormente indicato per la sua individuazione.

Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra fine giugno e novembre; nell'emisfero nord è visibile anche per tutto l'autunno, grazie alla declinazione boreale della stella, mentre nell'emisfero sud può essere osservata in particolare durante i mesi del tardo inverno australe.

Caratteristiche fisiche[modifica | modifica wikitesto]

Mu Cephei è una supergigante rossa di tipo spettrale M2 Ia, le cui dimensioni sono colossali: possiede infatti un raggio 1420 volte quello del Sole, e se si trovasse al suo posto, occuperebbe tutto lo spazio fino alle orbite di Giove e Saturno[1]. Si conoscono solo sette stelle più grandi, tra quelle di cui è stato possibile stimare il raggio e comunque è l'astro più grande che sia possibile vedere ad occhio nudo sia pur non facilmente.

È anche una stella variabile ed è il prototipo di una classe di variabili chiamate appunto variabili Mu Cephei. La sua magnitudine apparente varia tra 3,62 e 5,1 in un periodo compreso tra 2 e 2,5 anni, senza regolarità apparenti; a dispetto della magnitudine apparente relativamente bassa, la stella è in realtà luminosissima: la sua magnitudine assoluta, infatti, si aggira attorno a -7,0 e, sommando la sua emissione nel visibile con quella nell'infrarosso, raggiunge una luminosità pari a 350.000 volte quella del Sole: una delle stelle più brillanti conosciute. Appare debole solo per la sua distanza, pari a circa 3000 anni luce.

Mu Cephei è anche una stella multipla, con una compagna di magnitudine 12.3, e una più distante di magnitudine 12.7.

La stella si trova nelle ultime fasi della sua evoluzione: ha iniziato a fondere l'elio in carbonio, dopo aver cessato la normale fusione di idrogeno in elio. È prevedibile che la sua vita durerà ancora alcuni milioni di anni, al termine dei quali probabilmente esploderà, a causa della sua massa pari a 19 volte quella del Sole[2], in supernova, che illuminerà brevemente i cieli della Terra con un'intensità pari quasi a quella della luna piena.

Note[modifica | modifica wikitesto]

  1. ^ a b c Emily M. Levesque et al., The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not As Cool As We Thought (PDF), in The Astrophysical Journal, vol. 628, nº 2, agosto 2005, pp. 973–985. arΧiv:astro-ph/0504337
  2. ^ a b Tetzlaff, N et al., A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 410, nº 1, gennaio 2011, pp. 190–200, DOI:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x.

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