Ми Кефеј

**Ми Кефеј** (латинизирано од **μ Cephei**, скратено **Mu Cep** или **μ Cep**), исто така позната како **Хершел-Гранатова ѕвезда**, **Еракис** или **HD 206936** — црвен суперџин или хиперџин која се наоѓа во соѕвездието Кефеј. Изгледа како црвен гранат и се наоѓа на работ на маглината IC 1396. Од 1943 година, спектарот на оваа ѕвезда служи како спектрален стандард според кој се класифицираат другите ѕвезди.

Ми Кефеј е повеќе од 100.000 пати посветла од Сонцето, со апсолутна ѕвездена величина од -7,6. Таа е, исто така, една од најголемите познати ѕвезди со полупречник околу или над 1.000 пати поголем од оној на Сонцето ( ), и кога би била поставена на позицијата на Сонцето, би ја проголтала орбитата на Марс и Јупитер.

## Историја
[лево|мини| Портрет на [Вилијам Хершел од 1785 година]]
лево|мини| Зумирање до μ Cep (ѕвезда гранат) во соѕвездието Кефеј.
Длабоко црвената боја на Ми Кефеј била забележана од Вилијам Хершел, кој ја опишал како „*многу фина длабока боја на гранат, како што е [[Променлива ѕвезда|променливата ѕвезда]] [[Мира (ѕвезда)|ο Мира]]*“. Затоа е општо позната како „гранатова ѕвезда“ на Хершел. Џузепе Пјаци во неговиот каталог ја нарекол *Гарнет сидус* Ми Кефеј. Алтернативното име, *Еракис*, користено во каталогот на ѕвезди на Антонин Бечвар, веројатно се должи на конфузија со Ми Змеј, која претходно се нарекувала ** на арапски.

Во 1848 година, англискиот астроном Џон Расел Хинд открил дека Ми Кефеј е променлива. Оваа варијабилност била брзо потврдена од германскиот астроном Фридрих Вилхелм Аргеландер. Речиси постојани записи за варијабилноста на ѕвездата се одржуваат од 1881 година.

Аголниот пречник на μ Кефеј е измерен интерферометриски. Едно од најновите мерења дава пречник од  на  μm, моделирана како рабно затемнувачки диск со  мас. μ Кефеј се користела како една од оригиналните „ѕвезди со кама“, оние со добро дефинирани спектри што може да се користат за класификација на други ѕвезди, за спектралните класификации на МК. Во 1943 година таа била стандардна ѕвезда за М2&nbsp;Ia, ажурирана во 1980 година за да биде стандардна ѕвезда за новиот тип M2-&nbsp;Ја.

## Растојание
лево|мини| Mu Кефеј (заокружена) како што може да се види во двоглед. Светлата ѕвезда од десната страна е Алфа Кефеј (Алдерамин).
десно|мини| Mu Кефеј и околната, снимени на H-алфа и OIII бранови должини (северот е горе лево)
Растојанието до Ми Кефеј не е многу познато. Сателитот Хипаркос била искористена за мерење на паралакса од , што одговара на проценето растојание од  парсеци. Сепак, оваа вредност е блиску до маргината на грешка. Определувањето на растојанието врз основа на споредба на големината со Бетелгез дава проценка од  парсеци.

Пресметката на растојанието од измерениот аголен пречник, осветленоста на површината и пресметаната осветленост води до  парсеци. Просекот на растојанијата на блиските светлечки ѕвезди со слично црвенило и сигурни паралакси на Гаја Data Release 2 дава растојание од  парсеци.

## Околина
Ми Кефеј е опкружена со ѕвезда-школка која се протега на растојание најмалку еднакво на 0,33 пати од полупречникот на ѕвездата со температура од  келвини. Се смета дека оваа надворешна обвивка содржи молекуларни гасови како што се CO, <sub>H2O</sub> и SiO. Инфрацрвените набљудувања сугерираат присуство на широк прстен од прашина и вода со внатрешен полупречник околу двапати поголем од самата ѕвезда, кој се протега на околу четири пати поголем од полупречникот на ѕвездата.

Ѕвездата е опкружена со сферична обвивка од исфрлен материјал што се протега нанадвор до аголно растојание од 6″ со брзина на проширување од . Ова укажува на старост од околу 2.000-3.000 години за ѕвездата-школка. Поблиску до ѕвездата, овој материјал покажува изразена асиметрија, која може да биде обликувана како тор.

## Варијабилност
[лево|мини| Визуелна [Светлинска крива|крива на светлината за Mu Кефеј, адаптирана од Брелстаф и соработниците (1997)]]
Mu Кефеј е променлива ѕвезда и прототип на застарената класа на променливите Mu Кефеј. Сега се смета дека е полуправилна променлива од типот ППЅ. Нејзината очигледна осветленост варира неправилно помеѓу величината 3,4 и 5,1. Пријавени се многу различни периоди, но тие постојано се близу 860 денови или 4.400 денови.

## Својства
[лево|мини| (јули 2008 година). Релативни големини на [Планета|планетите во Сончевиот систем и неколку познати ѕвезди, вклучувајќи ја и Ми Кефеј.1. Меркур  2. Земја 3. Јупитер < Волк 359 < Сонце < Сириус

4. Сириус < Северница < Арктурус < Алдебаран 5. Алдебаран < Ригел < Антарес < Бетелгез 6. Betelgeuse < Mu Кефеј< VV Кефеј  A < VY Големо Куче.]]
Многу светлиот црвен суперџин, Ми Кефеј е меѓу најголемите ѕвезди видливи со голо око и еден од најголемите познати суперџинови. Таа е ѕвезда со посебна брзина од , и е опишана како хиперџин.

Болометриската сјајност, сумирана на сите бранови должини, се пресметува од интегрирањето на спектралната распространетост на енергија (СРЕ) на , што ја прави μ Кефеј една од најсветлите црвени суперџинови на Млечниот Пат. Нејзината делотворна температура од  келвини, определена од односите со индексот на боја, имплицира полупречник од . Други неодамнешни публикации даваат слични делотворни температури. Пресметката на осветленоста од визуелна и инфрацрвена врска во боја дава  и соодветен полупречник од . Проценка направена врз основа на нејзиниот аголен пречник и претпоставеното растојание од  и даваат полупречник од .

Се проценува дека полупречник е  во 2010 година врз основа на делотворната температура на ѕвездата од 3660 К и  проценка на осветленоста.

Мерење од 2019 година дало резултат од  а со тоа и помала осветленост под  и соодветно помал полупречник од , како и пониска температура од  Сите овие параметри се конзистентни со оние проценети за Бетелгез.

Почетната маса на Ми Кефеј е проценета од нејзината позиција во однос на теоретските ѕвездени еволутивни траги дека е помеѓу  и . Ѕвездата моментално има стапка на загуба на маса од  годишно.

## Супернова
Ми Кефеј е пред својата смрт. Таа започнала да спојува хелиум во јаглерод, додека ѕвезда од главната низа спојува водород во хелиум. Кога суперџиновската ѕвезда ќе ги претвори елементите во нејзиното јадро во железо, јадрото пропаѓа за да произведе супернова и ѕвездата се уништува, оставајќи зад себе огромен гасовит облак и мал, густ остаток. За ѕвезда со огромна маса како Ми Кефеј, остатокот најверојатно ќе биде црна дупка. Најмасивните црвени суперџинови ќе еволуираат назад во сини суперџинови, сјајни сини променливи ѕвезди или Волф-Рајеови ѕвезди пред да се урнат нивните јадра, а Ми Кефеј се смета дека е доволно масивна за да се случи тоа. Постцрвениот суперџин ќе произведе супернова од типот IIn или тип II-b, додека ѕвездата на Волф-Раје ќе произведе супернова од типот Ib или Ic.

## Компоненти
Има неколку бледи ѕвезди во рок од две лачни минути од Ми Кефеј, и наведени во повеќе каталози на ѕвезди.

## Поврзано
* Список на најмасивни ѕвезди
* VV Кефеј
* VY Големо Куче

## Наводи

## Надворешни врски

* 
* 
* 
* 
* 
* 

Категорија:Ѕвезди од I население
Категорија:TIC-објекти
Категорија:Ѕвезди со оддавни линии
Категорија:Именувани ѕвезди
Категорија:HR-објекти
Категорија:HIP-објекти
Категорија:HD-објекти
Категорија:Тела од Бонскиот преглед
Категорија:Бајерови објекти
Категорија:Кефеј (соѕвездие)
Категорија:Ѕвезди-бегалки
Категорија:Полуправилни променливи ѕвезди
Категорија:Хиперџинови од типот M
Категорија:Суперџинови од типот M