Mu Cephei

Mu Cephei (latinizado de μ Cephei, abreviado Mu Cep o μ Cep), también conocido como La Estrella Granate de Herschel, Erakis o HD 206936, es una estrella supergigante o hipergigante roja en la constelación de Cefeo. Parece de color rojo granate y se encuentra en el borde de la nebulosa IC 1396. Desde 1943, el espectro de esta estrella ha servido como estándar espectral según el cual se clasifican otras estrellas.

Mu Cephei es más de 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 alrededor o superior a 1.000 veces el del Sol (R☉), y si se colocara en la posición del Sol, engulliría la órbita de Marte y Júpiter.

Historia

El color rojo intenso de Mu Cephei fue observado por William Herschel, quien lo describió como "un color granate profundo muy fino, como el de la estrella periódica ο Ceti". Por eso se la conoce comúnmente como la "estrella granate" de Herschel. Mu Cephei fue llamado Garnet sidus por Giuseppe Piazzi en su catálogo. Un nombre alternativo, Erakis, utilizado en el catálogo de estrellas de Antonín Bečvář, probablemente se debe a una confusión con Mu Draconis, que anteriormente se llamaba al-Rāqis [arˈraːqis] en árabe.

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. Desde 1881 se han mantenido registros casi continuos de la variabilidad de la estrella.

El diámetro angular de μ Cephei se ha medido interferométricamente. Una de las mediciones más recientes arroja un diámetro de 18,672±0.435 mas en 800 μm , modelado como un disco con extremidades oscurecidas 20,584±0.480 mas de ancho. μ Cephei se utilizó como una de las "estrellas daga" originales, aquellas con espectros bien definidos que podrían usarse para la clasificación de otras estrellas, para clasificaciones espectrales MK. En 1943 era la estrella estándar para el M2 Ia, actualizada en 1980 para ser la estrella estándar para el nuevo tipo M2-Ia.

Distancia

La distancia a Mu Cephei no es muy conocida. El satélite Hipparcos se utilizó para medir un paralaje de 0,55±0.20 mas, que corresponde a una distancia estimada de 1.800 pársecs. 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 pársecs.

El cálculo de la distancia a partir del diámetro angular medido, el brillo de la superficie y la luminosidad calculada da como resultado 641 pc. Promediando las distancias de estrellas luminosas cercanas con enrojecimiento similar y paralajes confiables de Gaia Data Release 2 se obtiene una distancia de 940 pc.

Entorno

Mu Cephei está rodeado por una capa 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 exterior parece contener gases moleculares como CO, H2O y SiO. Las observaciones infrarrojas sugieren la presencia de un amplio anillo de polvo y agua con un radio interior aproximadamente el doble que el de la estrella misma, extendiéndose hasta aproximadamente cuatro veces el radio de la estrella.

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 a 3.000 años para el caparazón. Más cerca de la estrella, este material muestra una asimetría pronunciada, que puede tener forma de toroide.

Variabilidad

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 constantemente se acercan a los 860 días o 4.400 días.

Propiedades

Mu Cephei, una supergigante roja muy luminosa, se encuentra entre las estrellas más grandes visibles a simple vista y una de las supergigantes frías más grandes conocidas. Es una estrella fugitiva con una velocidad peculiar de 80,7±17,7 km/s, y ha sido descrita como una hipergigante.

La luminosidad bolométrica, sumada en todas las longitudes de onda, se calcula integrando la distribución de energía espectral (SED) y es 269.000 L_☉, lo que convierte a μ Cephei en una de las más supergigantes rojas luminosas en la Vía Láctea. Su temperatura efectiva de 3.750 K, determinada a partir de las relaciones de índice de color, implica un radio de 1.259 R_☉. 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_☉. Una estimación realizada en base a su diámetro angular y una distancia supuesta de 2.400 años luz le da un radio de 1.650 R_☉.

Se estimó que el radio era 830 R_☉ en 2010 basándose en la temperatura efectiva de la estrella de 3660 K y los 111.200 L_☉ estimación de luminosidad.

Una medición en papel de 2019 basada en 641 + Una distancia de 148
−144 pc le da a la estrella una luminosidad menor por debajo de 140.000 L_☉ y un radio correspondientemente menor de 972±228 R_☉, y además una temperatura más baja de 3,551±136 K. Todos estos parámetros son consistentes con los estimados para Betelgeuse.

Se ha estimado que la masa inicial de Mu Cephei a partir de su posición relativa a las trayectorias evolutivas estelares teóricas está entre 15 M_☉ y 25 M_☉. La estrella tiene actualmente una tasa de pérdida de masa de (4,9±1.0)×10⁻⁷ M☉ por año.

Supernova

Mu Cephei está al borde de 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 los elementos de su núcleo en hierro, el núcleo colapsa para producir una supernova y la estrella se destruye, dejando tras de sí una vasta nube gaseosa y un pequeño y denso remanente. Para una estrella tan masiva como Mu Cephei, es probable que el remanente sea un agujero negro. Las supergigantes rojas más masivas volverán a evolucionar a supergigantes azules, variables azules luminosas o estrellas Wolf-Rayet antes 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 II-b, mientras que una estrella Wolf Rayet producirá una supernova de tipo Ib o Ic.

Componentes

Hay varias estrellas débiles a dos minutos de arco de Mu Cephei y figuran en múltiples catálogos de estrellas.