Войти
Координаты : 
22 ч 54 м 31,7 с, + 60 ° 49 ′ 38,97 ″.
 MY Cephei - самая яркая звезда на этом инфракрасном изображении NGC 7419. Кредит : 2MASS | |
| Данные наблюдений Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 | |
|---|---|
| Созвездие | Цефей |
| Прямое восхождение | 22 ч 54 м 31,7 с |
| Склонение | + 60 ° 49 ′ 38,97 ″ |
| Видимая звездная величина (V) | 14,4–15,5 |
| Характеристики | |
| Эволюционный этап | Красный сверхгигант Extreme OH / IR |
| Спектральный тип | M7–7,5 I (M6–7Iab) |
| Видимая звездная величина (G) | 10,2686 |
| Видимая звездная величина (H) | 2,98 |
| Видимая звездная величина (K) | 2,14 |
| Тип переменной | SRc |
| Астрометрия | |
| Собственное движение (μ) | RA: -2.635 Мась / год декабрь.: -1.719 Рождество / год |
| Параллакс (π) | 0.9284 ± 0,1404 мас |
| Расстояние | 3 000 +350 -290 ПК |
| Подробности | |
| Масса | 14,5 М ☉ |
| Радиус | 1,134-2,061 R ☉ |
| Яркость | 129 000–310 000 л ☉ |
| Температура | 3,000– 3400 К |
| Возраст | 9 млн лет |
| Прочие обозначения | |
| MY Cep, IRC +60375, 2MASS J22543171 + 6049388, IRAS 22525 + 6033, RAFGL 2987 | |
| Ссылки на базы данных | |
| SIMBAD | данные |
MY Cephei ( IRC +60375 ) - красный сверхгигант, расположенный в рассеянном скоплении NGC 7419 в созвездии Цефея. Это полуправильная переменная звезда с максимальной яркостью 14,4 и минимальной величиной 15,5.
MY Cephei имеет необычный спектральный класс M7.5, один из последних спектральных классов любого сверхгиганта, и является одним из самых ярких и самых холодных красных сверхгигантов, а также одной из крупнейших известных звезд. Если поместить ее в центр Солнечной системы, поверхность звезды поглотит орбиту Юпитера и, возможно, даже орбиту Сатурна.
Наблюдения за рассеянным скоплением NGC 7419 в 1954 году показали, что четыре его члена были светящимися красными звездами, скорее всего, красными сверхгигантами. Кроме того, необычно красная звезда оказалась переменной и, вероятно, еще более ярким сверхгигантом. Этой звезде было присвоено обозначение переменной звезды MY Cephei в 1973 году в 59-м списке имен переменных звезд.
MY Cephei классифицируется как полуправильная переменная звезда подтипа SRc, что указывает на то, что это холодный сверхгигант, хотя период его пульсации неизвестен. Его яркость достигала 14,4 звездной величины, а светимость - 15,5 звездной величины. Звезда, наряду с другим поздним красным сверхгигантом, S Персей, иногда считается прототипом класса сверхгигантов M6–7.
Предполагается, что расстояние до MY Cephei составляет около 9 780 1140 -950 световые годы или 3 000 +350 -290 parsecs на основании того, что он является членом открытого кластера NGC 7419. Gaia Data Release 2 дает параллакс 0.9284 ± 0,1404 мас для MY Cep, что предполагает гораздо ближе расстояние 1,071 +210 −152 пк и светимостью 10,000–13,300 L ☉ с соответствующим радиусом 363 R ☉ в зависимости от температуры 3025 ± 213 К для спектрального класса M7.5 соответственно, но это значение считается ненадежным из-за очень высокого уровня астрометрического шума.
Спектральный класс MY Cephei указан в Общем каталоге переменных звезд как M6–7 Iab, что указывает на то, что звезда является светящейся сверхгигантской звездой среднего размера, хотя большинство авторов дает M7 – M7,5 I. Классификация затруднена из-за отсутствие сопоставимых стандартных звезд, но его спектр кажется позже, чем M5, раньше, чем VX Sagittarii, когда находится в M9, и более ярким, чем гигантские звезды M7.
МОИ Цефея очень светлая, охладить и большая крайнюю сверхгигант, со светимостью более 100000 раз больше, чем Солнца ( L ☉ ) и радиус в избытке в тысяче раз радиуса Солнца ( R ☉ ). Вероятно, это самая яркая, самая холодная и самая большая звезда-сверхгигант в своем рассеянном скоплении, она занимает верхний правый угол диаграммы Герцшпрунга – Рассела.
Газета 2018 года дает звезде температуру 3,400 К, что соответствует радиус 1,134 R ☉ на основе светимости 155,000 L ☉. Масса MY Cephei является неопределенной, но, как ожидается, составит около 14,5 раз массы Солнца ( M ☉ ). Масса теряется на (2.3 ± 0.3) × 10 −5 M ☉ в год, один из самых высоких темпов потери массы, известных для сверхгигантской звезды.
Более новый расчет, основанный на SED интеграции, дает неожиданно высокую болометрическую светимость из 310 000 ± 70 000 л ☉, что близко к эмпирическому верхнему пределу светимости красных сверхгигантов (т. Е. Пределу Хамфриса – Дэвидсона ). Это означает больший радиус +2061 R ☉ на основе эффективной температуры от 3000 K получены с использованием модели DUSTY. Более старые исследования часто рассчитывали еще более низкие температуры и предполагаемый радиус 2400 R ☉.
