Εράκης

Συντεταγμένες: Sky map 21h 43m 30.46s, +58° 46′ 48.2″

Εράκης (μ Κηφέως)
ΑστερισμόςΚηφεύς
Συντεταγμένες
(εποχή 2000.0):		α = 21h:43m:30s , δ = +58°.46΄.48΄΄[1]
Φαινόμενο μέγεθος4,04 (3,43-5,1 μεταβλητός)[1]
Φασματικός τύποςM2Ia[1]
Απόσταση από τη Γη2.000 - 5.200 έτη φωτός[2]

Εράκης (Erakis) είναι το ιδιαίτερο όνομα του ημικανονικά παλλόμενου υπεργίγαντα μ του αστερισμού Κηφεύς (mu Cephei, μ Cep) και είναι γνωστός ως αστέρας γρανάτης του Χέρσελ ή απλά αστέρας γρανάτης.[1] Είναι ένα από τα μεγαλύτερα και πιο φωτεινά γνωστά άστρα στον Γαλαξία. Το κόκκινο χρώμα του οφείλεται στο γεγονός ότι είναι φασματικής τάξης M2Ia. Αποτελεί ένα σύστημα τριών αστέρων.

Ονομασία

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Το βαθύ κόκκινο χρώμα του μ Κηφέως, που παρατηρήθηκε πρώτη φορά από τον Ουίλιαμ Χέρσελ, ο οποίος το περιέγραψε ως: «ένα πολύ όμορφο βαθύ χρώμα γρανάτη, όπως αυτό του περιοδικού αστέρα Μίρα»,[3] γι'αυτό και πολλές φορές αναφέρεται ως ο αστέρας γρανάτης του Χέρσελ.[4] Ο Τζιουζέπε Πιάτσι το ονόμασε Garnet Sidus στον κατάλογο αστέρων του.[5]

Το εναλλακτικό όνομα Εράκης (Erakis) χρησιμοποιήθηκε στον αστρικό κατάλογο του Antonín Bečvář και μάλλον οφείλεται σε σύγχυση με το μ Δράκοντα, ο οποίος στα αραβικά αποκαλούνταν al-Rāqis.

Ο μ Κηφέως έχει επίσης τους προσδιορισμούς HD 206936, HR 8316, BD+58°2316 και HIP 107259.

Αστρονομικά δεδομένα

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Τα σχετικά μεγέθη των πλανητών του ηλιακού συστήματος και αρκετών γνωστών αστέρων, μεταξύ των οποίων το μ Κηφέως.
1. Ερμής < Άρης < Αφροδίτη < Γη
2. Γη < Ποσειδώνας < Ουρανός < Κρόνος < Δίας
3. Δίας < Wolf 359 < Ήλιος < Σείριος
4. Σείριος < Πολυδεύκης < Αρκτούρος < Αλντεμπαράν
5. Αλντεμπαράν < Ρίγκελ < Αντάρης < Μπετελγκέζ
6. Μπετελγκέζ < Εράκης < VV Κηφέως < VY Μεγάλου Κυνός.

Ο αστέρας γρανάτης του Χέρσελ είναι ένας ερυθρός υπεργίγαντας, και μάλιστα είναι ένα από τα μεγαλύτερα γνωστά αστέρια. Η διάμετρός του είναι 1650 φορές μεγαλύτερη από αυτήν του Ήλιου και αυτό αντιστοιχεί σε ένα όγκο 4,5 δισεκατομμύρια φορές μεγαλύτερο από αυτόν του Ηλίου.[6] Αν βρισκόταν στην θέση του Ήλιου η επιφάνειά του θα έφτανε μεταξύ την τροχιά του Κρόνου και του Δια, σε απόσταση 7,7 αστρονομικών μονάδων από το κέντρο του Ηλιακού Συστήματος. Στον Γαλαξία μόνο το VY Μεγάλου Κυνός και το γιγάντιο εκλειπτικό διπλό άστρο VV Κηφέως είναι γνωστά ότι είναι μεγαλύτερα, ενώ έχει διάμετρο ίδια με αυτή των V354 Κηφέως, KW Τοξότη και KY Κύκνου και του V838 Μονόκερου. Το τεράστιο μέγεθός του σημαίνει ότι η ακτινική διάμετρός του είναι μετρήσιμη και ισούται με 0,021 δεύτερα.[7] Συγκριτικά, ο κοντινός υπεργίγαντας Μπετελγκέζ έχει ακτινική διάμετρο 0,044 δεύτερα.[8]

Επίσης το μ Κηφέως είναι ένα από τα λαμπρότερα άστρα του γαλαξία. Το απόλυτο μέγεθός του είναι -7 που σημαίνει ότι είναι περίπου 60.000 φορές λαμπρότερο από τον Ήλιο.[6] Συνδυάζοντας την απόλυτη οπτική λαμπρότητα, την υπέρυθρη ακτινοβολία και την απορρόφηση και τη διάχυση του φωτός του από την διαστρική ύλη το αποτέλεσμα που προκύπτει είναι ότι το Εράκης είναι 353.000 φορές λαμπρότερο από τον Ήλιο και έχει βολομετρικό μέγεθος -9,1.

Το μ Κηφέως έχει φασματικό τύπου Μ2. Η επιφανειακή θερμοκρασία του είναι 3.200 - 3.600 Κ[7]. Η μάζα του είναι 15 με 25 φορές μεγαλύτερη από αυτή του Ήλιου, ενώ αρχικά ήταν περίπου 40.[6] Το σίγουρο είναι ότι το αστέρι γρανάτης θα εκραγεί ως εντυπωσιακός υπερκαινοφανής αστέρας στα επόμενα εκατομμύρια χρόνια, καθώς ο Εράκης έχει ήδη αρχίσει την καύση του ηλίου σε άνθρακα. Προς το παρόν ο μ Κηφέως είναι ένα ασταθές άστρο που πάλλεται ημικανονικά (τύπου SRC) κάθε περίπου δύο χρόνια και το μέγεθός του μεταβάλλεται κατά περίπου 1,5 βαθμό. Η μεταβλητότητα του μ Κηφέως ανακαλύφθηκε από τον Τζον Ράσελ Χιντ το 1848. Η εκπομπή του άστρου δείχνει ότι περιβάλλεται από ένα κέλυφος αερίων, σκόνης και νερού με διάμετρο περίπου 15 ΑΜ. Σε αυτήν την περιοχή έχει εντοπιστεί ένα μέιζερ διοξειδίου του πυριτίου που τροφοδοτείται από την υπέρυθρη ακτινοβολία εκπέμπουν τα μόρια του νερού.[9]

Τριπλό άστρο

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Το μ Κηφέως αποτελεί ένα σύστημα τριών αστέρων, στο οποίο ο υπεργίγαντας περιτριγυρίζεται από δύο πολύ μικρότερους αστέρες για τους οποίους λίγα είναι γνωστά και οι οποίοι είναι ορατοί μόνο μέσω τηλεσκοπίου.[10] Πέρα από το γεγονός ότι το μ Κηφέα Β είναι φασματικού τύπου Μ0, οι περαιτέρω πληροφορίες σχετικά με το βάρος, την ακτίνα και τη φωτεινότητα είναι αβέβαιες και βασίζονται σε εκτιμήσεις και αποτελέσματα από προσομοιώσεις.

Όνομα Ορθή αναφορά Απόκλιση φαινόμενο μέγεθος φασματικός τύπος μάζα λαμπρότητα θερμοκρασία περιστροφή δεδομένα
Εράκης 21h 43m 30,5s +58° 46′ 48″ 4,04 Μ2Ia 15-25 Μ 350.000 L (βολ) 3.600 Κ 1.250 μέρες Simbad
μ Κηφέως Β 21h 43m 27.8s +58° 46′ 45″ 12,3 Μ0 2-5 Μ 37 L 3.850 Κ 15,2 μέρες Simbad
μ Κηφέως C 21h 43m 25.6s +58° 47′ 08″ 12,7 Α 2,5 Μ 25 L ~ 9.000 Κ 0,5 μέρες Simbad

Δείτε επίσης

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Παραπομπές

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 «SIMBAD query result: V* mu Cephei -- Semi-regular pulsating Star». Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Ανακτήθηκε στις 20 Ιουνίου 2007. 
  2. ↑ Perrin, G.; et al. (2005). «Study of molecular layers in the atmosphere of the supergiant star µ Cep by interferometry in the K band». Astronomy & Astrophysics 436: 317–324. doi:10.1051/0004-6361:20042313. 
  3. ↑ Herschel W., "Stars newly come to be visible," Philosophical Transactions, the Royal Astronomical Society of London, 1783, p.257.
  4. ↑ Allen R. H., Star-Names and Their Meanings, G. . Stechert, 1899, p.158.
  5. ↑ Piazzi, G., Palermo Catalogue, 1814.
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 Tsuji (2000). «Water in Emission in the Infrared Space Observatory Spectrum of the Early M Supergiant Star μ Cephei». Astronomy and Astrophysics 540 (2): 99–102. doi:10.1086/312879. Bibcode: 2000ApJ...540L..99T. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2000ApJ...540L..99T&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  7. ↑ 7,0 7,1 Mozurkewich, D.; Armstrong, J. T.; Hindsley, R. B.; Quirrenbach, A.; Hummel, C. A.; Hutter, D. J.; Johnston, K. J.; Hajian, A. R.; Elias, Nicholas M., II; Buscher, D. F.; Simon, R. S. (2003). «Angular Diameters of Stars from the Mark III Optical Interferometer». The Astronomical Journal 126 (5): 2502-2520. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?2003AJ....126.2502M. Ανακτήθηκε στις 2010-07-16. 
  8. ↑ Bedding TR, et al. (1997). «The angular diameter of R Doradus: a nearby Mira-like star». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 286 (4): 957–62. http://adsabs.harvard.edu/abs/1997astro.ph..1021B. Ανακτήθηκε στις 2007-06-20. 
  9. ↑ Miyoshi, Makoto; Morimoto, Masaki; Kawaguchi, Noriyuki; Ukita, Nobuharu; Inoue, Makoto; Miyazawa, Keisuke; Tsuboi, Masato; Miyaji, Takeshi; Mikoshiba, Hiroshi; Takaba, Hiroshi; Iwata, Takahiro; Koyama, Yasuhiro; Hama, Shin'ichi; Takahashi, Yukio; Kobayashi, Hideyuki (12/1992). «VLBI observations of the two SiO maser lines from MU Cephei». PASJ: Publications of the Astronomical Society of Japan 44 (2): L259-L262. Bibcode: 1992PASJ...44L.259M. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1992PASJ...44L.259M. 
  10. ↑ http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=ADS+15271+B

Εξωτερικοί σύνδεσμοι

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]