ミュー・セフェイ

ミュー・ケフェイは、北天のケフェウス座にある赤色の超巨星または極超巨星です。正式にはガーネット星と呼ばれています。^{[ 15 ]}ミュー・ケフェイはバイエル記号で、μ Cepheiをラテン語化したもので、 Mu Cepまたはμ Cepと略されます。この星はガーネットレッドに見え、 IC 1396星雲の端に位置しています。4等級の星で、良好な観測条件下では肉眼で容易に見ることができます。1943 年以来、この星のスペクトルは、他の星を分類するためのスペクトル標準として使用されています。

ミュー・ケフェイは太陽の10万倍以上の明るさを持ち、絶対等級は-7.6です。既知の恒星の中で最も大きく、最も明るく質量も大きい恒星の一つであり、半径は太陽の約760倍（_R☉ ）です。もし太陽の位置に置かれたら、火星の軌道と小惑星帯を飲み込んでしまうでしょう。

ミュー・ケフェイの濃い赤色はウィリアム・ハーシェルによって注目され、彼はそれを「周期星ο Cetiのような非常に美しい濃いガーネット色」と表現した。^{[ 16 ]}そのため、一般的にハーシェルの「ガーネット星」として知られている。^{[ 17 ]}ジュゼッペ・ピアッツィは自身のカタログでミュー・ケフェイをガーネット・シドゥスと呼んだ。^{[ 18 ] [ 19 ]}アントニン・ベチヴァールの星カタログで使用されている別の名前エラキスは、おそらくアラビア語で以前はアル・ラーキス[ arˈraːqis ]と呼ばれていたミュー・ドラコニスとの混同によるものだろう。^{[ 20 ]}国際天文学連合（ IAU ）の星名作業部会は2024年9月19日にミュー・ケフェイの名称をガーネット星と承認し、現在IAU星名カタログにそのように登録されている。^{[ 15 ]}

1848年、イギリスの天文学者ジョン・ラッセル・ヒンドは、ミュー・ケフェイが変光星であることを発見した。この変光性は、ドイツの天文学者フリードリヒ・ヴィルヘルム・アルゲランダーによってすぐに確認された。1881年以来、この星の変光性の記録はほぼ途切れることなく維持されている。^{[ 21 ]}

μ Cephei の角直径は干渉計で測定されている。最新の測定結果の 1 つは、直径が18.672 ± 0.435  mas​800 μm  、周辺暗化円盤としてモデル化20.584 ± 0.480 mas の横幅。^{[ 22 ]}しかし、これは後に実際の星ではなく周囲の分子層であることが判明しました。星の角直径は14.11 ± 0.6  mas。^{[ 23 ]} μ Cephei は、他の星の分類に使用できる明確なスペクトルを持つ、オリジナルの「ダガー星」の 1 つとして、MK スペクトル分類に使用されました。1943 年に M2  Ia の標準星であり、1980 年に更新されて新しいタイプの M2-Ia の標準星になりました 。^{[ 3 ] [ 24 ]}

ミュー・ケフェイまでの距離はあまりよく分かっていません。ヒッパルコス衛星は、0.55 ± 0.20 mas で あり、これは推定距離に相当します。1,800パーセク 。ただし、この値は誤差範囲に近い。ベテルギウスとの大きさの比較に基づく距離の決定では、390 ± 140 パーセク。^{[ 25 ]}

測定された角直径、表面輝度、および計算された光度から距離を計算すると、641  pc。^{[ 26 ]}同様の赤化と信頼できるGaia Data Release 2視差を持つ近くの明るい星の距離を平均すると、940  pc。^{[ 27 ]}恒星の光度の分光学的決定と干渉計によるサイズ測定を組み合わせると、距離は421 +57 −42  pc . ^{[ 9 ]}

ミュー・ケフェイは、恒星の半径の少なくとも0.33倍の距離まで広がるシェルに囲まれており、その温度は2,055 ± 25  K。この外殻にはCO、H ₂ O、SiOなどの分子ガスが含まれているようです。^{[ 25 ]}赤外線観測では、星自体の半径の約 2 倍の内半径を持ち、星の半径の約 4 倍まで広がる、塵と水の広い環の存在が示唆されています。^{[ 28 ] [ 29 ]}

この恒星は、放出された物質の球状の殻に囲まれており、その殻は外側に向かって6秒角まで広がり、膨張速度は10 km/s^である。これは、この殻の年齢が約2,000～3,000年であることを示している。恒星に近い部分では、この物質は顕著な非対称性を示しており、トーラス状の形をしている可能性がある。

ミュー・ケフェイは変光星であり、現在は廃止されたミュー・ケフェイ型変光星の原型である。現在ではSRc型の半規則変光星と考えられている。見かけの明るさは3.4等級から5.1等級の間で不規則に変化する。さまざまな周期が報告されているが、いずれも860日または4,400日に近い。^{[ 30 ]}

非常に明るい赤色超巨星であるミュー・ケフェイは、肉眼で見える最大の星の一つであり、既知の低温超巨星の中でも最大級の星の一つです。これは、特異な速度で暴走する星です。80.7 ± 17.7 km/s 、^{[ 13 ]}超巨星として記述されている。^{[ 31 ] [ 32 ]}

全波長にわたって合計されたボロメトリック光度は、スペクトルエネルギー分布（SED）を積分することによって計算され_、 269,000 L☉となり、μ Cepheiは天の川銀河で最も明るい赤色超巨星の1つとなる。 ^{[ 27 ]} その有効温度は 色指数関係から決定された3,750 K は、半径1,259 R _☉を意味する。^{[ 11 ]} 他の最近の出版物では、同様の有効温度が示されている。可視光と赤外線の色関係からの光度の計算では、340,000 L _☉と対応する半径1,420 R _☉が得られる。^{[ 10 ]}角直径と想定される距離に基づいて行われた推定では、   2,400光年で は半径は1,650 R☉となるが^{[ 33 ]}、後に使用された角直径_は星の周りの分子層の直径であることが判明した^{[ 23 ] 。} 

2010年の恒星の有効温度に基づくと、半径は830 R☉と推定されている_。 3,660  K、光度推定値は111,200 L☉_である。 ^{[ 34 ]} 

2019年の論文に基づく測定では、641 +148 −144  pc の距離から、この星は140,000 L _☉未満の光度とそれに伴う半径を持つことがわかります。 972 ± 228 R☉ 、さらに低温で_は3,551 ± 136  K。これらのパラメータはすべてベテルギウスについて推定された値と一致しています。^{[ 26 ]}

2026年の論文では、距離に基づいて半径を762 R☉と推定した_。 421 +57 −42  pc、角直径16.85 ± 0.15  mas。この距離での対応する光度は^110,000 L☉である。^[ ₉ ^] 

_{Mu Cepheiの初期質量は、理論的な}恒星進化トラックに対する位置から、 15 M☉から25 M☉の間と推定されている。^{[ 26 ] [ 11 ]}_この星の現在の質量損失率は  （4.9 ± 1.0）× 10 ⁻⁷ M _☉ /年。^{[ 26 ]} 

ミュー・ケフェイは死期が近づいている。主系列星が水素をヘリウムに融合させるのに対し、ミュー・ケフェイはヘリウムを炭素に融合さ せ始めている。超巨星が中心部の元素を鉄に変換すると、中心部が崩壊して超新星爆発を起こし、星は破壊され、広大なガス雲と小さくて密度の高い残骸が残る。ミュー・ケフェイのように質量が大きい星の場合、残骸はブラックホールである可能性が高い。最も質量の大きい赤色超巨星は、中心部が崩壊する前に青色超巨星、高光度青色変光星、またはウォルフ・ライエ星に進化し、ミュー・ケフェイはこれが起こるのに十分な質量を持っているようだ。赤色超巨星後の星はIIn型またはII-b型の超新星爆発を起こし、ウォルフ・ライエ星はIb型またはIc型の超新星爆発を起こす。^{[ 35 ]}

Mu Cephei から 2 分角以内にはいくつかの暗い星があり、複数の星カタログに記載されています (例: WDS J21435+5847 および CCDM J21435+5847)。^{[ 36 ]}

• VVセフェイ
• VY 大犬

• 「ミュー・ケフェイの塵殻環境の3Dレンダリング」 。 2024年6月25日取得。
• 「ムー・ケファイ」。AAVSO: シーズンの変光星アーカイブ。2013 年12 月 15 日に取得。
• 「IC 1396」。マット・ベン・ダニエル：スターマット天体写真。 2013年12月15日取得。
• 「ガーネット星」。Jumk.de Webprojects: 大きな星と巨大な星。2013年12月15日取得。