Mu Cephei (Latinized from μ Cephei, abbreviated Mu Cep or μ Cep), also known as Herschel's Garnet Star, Erakis, or HD 206936, is a red supergiant or hypergiant star in the constellation Cepheus. It appears garnet red and is located at the edge of the IC 1396 nebula.  Since 1943, the spectrum of this star has served as a spectral standard by which other stars are classified.

Mu Cephei is visually nearly 100,000 times brighter than the Sun, with an absolute visual magnitude of −7.6. It is also one of the largest known stars with a radius around or over 1,000 times that of the sun (), and were it placed in the Sun's position it would engulf the orbit of Mars and Jupiter.

History

The deep red color of Mu Cephei was noted by William Herschel, who described it as "a very fine deep garnet colour, such as the periodical star ο Ceti". It is thus commonly known as Herschel's "Garnet Star". Mu Cephei was called Garnet sidus by Giuseppe Piazzi in his catalogue. An alternative name, Erakis, used in Antonín Bečvář's star catalogue, is probably due to confusion with Mu Draconis, which was previously called   in Arabic.

In 1848, English astronomer John Russell Hind discovered that Mu Cephei was variable. This variability was quickly confirmed by German astronomer Friedrich Wilhelm Argelander. Almost continual records of the star's variability have been maintained since 1881.

The angular diameter of μ Cephei has been measured interferometrically.  One of the most recent measurements gives a diameter of  at , modelled as a limb-darkened disk  across.
μ Cephei was used as one of the original "dagger stars", those with well-defined spectra that could be used for the classification of other stars, for MK spectral classifications.  In 1943 it was the standard star for M2  Ia, updated in 1980 to be the standard star for the new type M2- Ia.

Distance

The distance to Mu Cephei is not very well known. The Hipparcos satellite was used to measure a parallax of , which corresponds to an estimated distance of . However, this value is close to the margin of error. A determination of the distance based upon a size comparison with Betelgeuse gives an estimate of .

Calculation of the distance from  the measured angular diameter, surface brightness, and calculated luminosity leads to .  Averaging the distances of nearby luminous stars with similar reddening and reliable Gaia Data Release 2 parallaxes gives a distance of .

Surroundings
Mu Cephei is surrounded by a shell extending out to a distance at least equal to 0.33 times the star's radius with a temperature of . This outer shell appears to contain molecular gases such as CO, H2O, and SiO. Infrared observations suggest the presence of a wide ring of dust and water with an inner radius about twice that of the star itself, extending to about four times the radius of the star.

The star is surrounded by a spherical shell of ejected material that extends outward to an angular distance of 6″ with an expansion velocity of . This indicates an age of about 2,000–3,000 years for the shell. Closer to the star, this material shows a pronounced asymmetry, which may be shaped as a torus.

Variability

Mu Cephei is a variable star and the prototype of the obsolete class of the Mu Cephei variables. It is now considered to be a semiregular variable of type SRc. Its apparent brightness varies erratically between magnitude 3.4 and 5.1.  Many different periods have been reported, but they are consistently near 860 days or 4,400 days.

Properties

A very luminous red supergiant, Mu Cephei is among the largest stars visible to the naked eye, and one of the largest known cool supergiants. It is a runaway star with a peculiar velocity of , and has been described as a hypergiant.

The bolometric luminosity, summed over all wavelengths, is calculated from integrating the spectral energy distribution (SED) to be , making μ Cephei one of the most luminous red supergiants in the Milky Way.  Its effective temperature of , determined from colour index relations, implies a radius of .  Other recent publications give similar effective temperatures.  Calculation of the luminosity from a visual and infrared colour relation give  and a corresponding radius of . An estimate made based on its angular diameter and an assumed distance of  gives it a radius of .

The radius has been estimated to be  in 2010 based on the star's effective temperature of 3660 K and the  luminosity estimate.

A 2019 paper measurement based on the  distance gives the star a lower luminosity below  and a correspondingly lower radius of , and as well as a lower temperature of . These parameters are all consistent with those estimated for Betelgeuse.

The initial mass of Mu Cephei has been estimated from its position relative to theoretical stellar evolutionary tracks to be between  and . The star currently has a mass loss rate of  per year.

Supernova
Mu Cephei is nearing death. It has begun to fuse helium into carbon, whereas a main sequence star fuses hydrogen into helium.  When a supergiant star has converted elements in its core to iron, the core collapses to produce a supernova and the star is destroyed, leaving behind a vast gaseous cloud and a small, dense remnant.  For a star as massive as Mu Cephei the remnant is likely to be a black hole.  The most massive red supergiants will evolve back to blue supergiants, Luminous blue variables, or Wolf-Rayet stars before their cores collapse, and Mu Cephei appears to be massive enough for this to happen.  A post-red supergiant will produce a type IIn or type II-b supernova, while a Wolf Rayet star will produce a type Ib or Ic supernova.

Components
There are several faint stars within two arc-minutes of Mu Cephei, and listed in multiple star catalogues.

See also
 List of most massive stars

References

External links
 
 
 
 
 

M-type supergiants
M-type hypergiants
Semiregular variable stars
Runaway stars
Cepheus (constellation)
Cephei, Mu
Durchmusterung objects
206936
107259
8316
Herschel's Garnet Star
Emission-line stars
TIC objects
Population I stars
세페우스자리 뮤(μ Cep) 또는 허셜의 석류석 별(Herschel's Garnet Star)은 세페우스자리 방향에 있는 적색초거성 또는 극대거성이다. 이 별은 석류석 빛처럼 짙은 적색을 띠고 있으며 IC 1396 성운의 경계선에 위치해 있다. 1943년 이래 이 별의 스펙트럼은 다른 항성들을 분류하는 M2 Ia 분광형의 기준으로 쓰여 왔다.

세페우스자리 뮤는 절대안시등급이 −7.6으로 시각적으로 태양보다 1만 배 가까이 밝다. 뮤는 반지름이 태양의 1000 배가 넘어가는 항성들의 목록에 포함되며 태양 자리에 대신 놓을 경우 그 표면은 목성과 토성 궤도 사이에 이를 것이다. 현재는 폭발하였고 8000년 뒤에 폭발 잔해를 볼 수 있다.

역사 
윌리엄 허셜은 세페우스자리 뮤의 짙은 빨간색 빛을 ‘주기적인 항성 고래자리 오미크론처럼 매우 풍부하고 짙은 석류석 색채’라고 묘사했다. 이 기록에 기반하여 뮤를 흔히 ‘허셜의 석류석 별’이라고 부른다. 주세페 피아치는 자신의 성표에 이 별을 Garnet sidus 로 등재했다. 안토닌 베치바르시가 자신의 성표에서 사용한 또다른 이름 에라키스 Erakis는 용자리 뮤의 아랍어 표기인 ‘알-라키스’와 비슷하여 혼동할 수 있다.

1848년 영국 천문학자 존 러셀 힌드는 세페우스자리 뮤가 변광성임을 발견했으며 독일 천문학자 프리드리히 빌헬름 아르겔란더가 힌드의 발견을 신속히 검증했다. 1881년 이래 뮤의 밝기 변화는 거의 끊임없이 지속적으로 기록되어 왔다.

세페우스자리 뮤의 각지름은 간섭계를 이용하여 측정되었다. 가장 최근의 측정값에 따르면 주연감광된 원반의 지름을  mas로 모형화할 경우 각지름 값은 에서 이다.

변광 
세페우스자리 뮤는 변광성이며 오래된 분류인 세페우스자리 뮤형 변광성의 원형 별이다. 뮤는 현재 SRc형 준규칙 변광성으로 간주되며 겉보기 밝기는 3.4 ~ 5.1 등급 사이에서 불규칙하게 변화한다. 많은 변광 주기가 보고되었으나 이 주기들은 일관되게 860 일 또는 4400 일 정도의 값을 보인다.

특징 

광도가 매우 높은 적색초거성 세페우스자리 뮤는 맨눈으로 볼 수 있는 별들 중에서, 그리고 지금까지 발견된 항성들로 범위를 넓혀도 물리적 부피만으로 한정할 경우 아주 거대한 부류에 포함된다. 뮤는 적색 극대거성으로 불려왔다.

세페우스자리 뮤는 특이속도가 로 폭주성에 해당된다. 뮤까지의 거리는 정확히 알려져 있지 않다. 히파르코스 위성이 측정한 연주 시차는  밀리초각으로 이를 거릿값으로 환산하면 1333 ~ 2857 파섹이 나온다. 그러나 이 값은 오차한계에 가깝다. 베텔게우스와 크기를 비교하여 구한 거리는  파섹이 나오기 때문에 세페우스자리 뮤는 베텔게우스보다 훨씬 거대하든지, 혹은 예상한 것보다 훨씬 지구에 가까이 있고 부피가 작으며 광도가 낮음이 분명하다.

모든 파장에서의 값을 합한 세페우스자리 뮤의 복사광도는 스펙트럼 에너지 분포를 전부 합쳐서 계산할 수 있으며 그 값은 태양광도의 28만 3천 배로 나온다. 이 값에 따르면 세페우스자리 뮤는 우리은하 내에서 극도로 밝은 적색초거성 중 하나라 볼 수 있다. 색지수 관계로부터 확정한 뮤의 유효온도는 3750 켈빈으로 이 값을 통해 항성의 반지름이 태양의 1260 배임을 추정할 수 있다. 최근에 나온 다른 논문들에서도 유효온도 값이 유사하게 도출되었다. 가시광선과 적외선 색채 관계로부터 광도를 계산하면 태양 광도의 34만 배가 나오며 여기에서 도출한 뮤의 반지름은 태양 반지름의 1420 배가 된다. 뮤의 각지름과 예상 거리 2400 광년으로 추정한 반지름은 태양의 1650 배가 나온다.

항성진화 이론의 경로상 위치로부터 예측되는 세페우스자리 뮤의 초기 질량은 태양의 약 25 배이다.

세페우스자리 뮤는 항성 반지름의 최소 0.33 배까지 확장된 껍질 구조에 둘러싸여 있으며 이 구조의 유효 온도는 이다. 이 바깥쪽 껍질은 일산화 탄소, 물, 일산화 규소 등과 같은 분자 기체들을 포함하고 있는 것으로 보인다.

적외선 관측 결과 먼지와 물로 이루어진 넓은 고리가 있는 것으로 추정되며 이 고리의 안쪽 경계는 중심별의 약 2 배, 바깥쪽 경계는 항성 반지름의 약 4 배 거리까지 확장되어 있다.

세페우스자리 뮤는 항성에서 탈출한 물질로 구성된 구형 껍질에 둘러싸여 있으며 이 구조의 각거리는 6 초각 거리 범위까지 확장되어 있고 물질의 탈출 속도는 초당 10 킬로미터이다. 이로부터 껍질 구조의 나이는 대략 2000 ~ 3000년임을 알 수 있다. 항성에 보다 가까운 부분에서 탈출 물질은 확연한 비대칭 형상을 하고 있으며 이 형상은 원환체 모양일 것이다. 뮤는 현재 연간 태양질량의 수천만 분의 1 속도로 질량을 잃고 있다.

초신성 
세페우스자리 뮤는 죽음이 임박해 있어 헬륨을 탄소로 융합하는 작용을 시작했다.(주계열성은 수소를 헬륨으로 융합한다.) 어떤 초거성이 중심핵에 있는 원소들을 철로 변환하면 핵은 붕괴하여 초신성 폭발을 일으키고 별은 파괴되며, 거대한 가스 구름과 작고 밀도 높은 잔해가 남는다. 세페우스자리 뮤 정도 되는 질량의 항성은 블랙홀이 될 것 같다. 적색초거성들 중 질량이 아주 큰 부류는 중심핵이 붕괴하기 전 청색초거성, 밝은 청색변광성, 울프-레이에별로 역진화할 것이며 세페우스자리 뮤는 이런 사건이 일어날 정도로 충분히 질량이 커 보인다. 적색초거성은 IIn 또는 II-b형 초신성으로 진화할 것으로 보인다.(반면 울프-레이에별은 Ib 또는 Ic형 초신성이 될 것이다.)

구성원

각주

외부 링크 
  
  
  
  
  

세페우스자리
M형 초거성
준규칙 변광성
바이어 천체
M형 극대거성
206936
8316
107259