Granatstjerna

**My Cephei** (μ Cep, μ Cephei), òg kalla **Granatstjerna**, er ei raud superkjempe-stjerne i stjernebiletet Kefeus. Ho er av dei største og mest lyssterke ein kjenner til i Mjølkevegen. Ho er granatraud og har spektralklasse M2&nbsp;Ia. Sidan 1943 har spekteret til stjerna vore eit stabilt ankerpunkt som andre stjerner vert klassifisert etter.

## Historie
Den djupe raude fargen på Mu Cephei vart skildra av William Herschel, som «ein særs fin, djup granatraud farge, som den periodiske stjerna &omicron; Ceti», og ho vart kalla *Garnet sidus* av Giuseppe Piazzi i katalogen. Seinare har ho derfor ofte blitt kalla «Granatstjerna». Eit alternativt namn, *Erakis*, vart nytta i stjernekatalogen til Antonín Bečvář, truleg på grunn av forveksling med Mu Draconis, som tidlegare vart kalla *al-Rāqis* på arabisk.

I 1848 oppdaga den engelske astronomen John Russell Hind at ho var variabel. Denne variabiliteten vart raskt stadfesta av den tyske astronomen Friedrich Wilhelm Argelander. Ein har nesten kontinuerlege registreringar av variabiliteten til stjerna sidan 1881.

## Eigenskapar

Mu Cephei er ei særs lyssterk, raud superkjempe, og er ei av dei største stjernene som er synleg for det nakne auga, og i heile galaksen. Ho er best synleg frå den nordlege halvkula frå august til januar.

Ho er ei raskt vandrande stjerne med ein eigenfart på . Avstanden til Mu Cephei er ikkje godt estimert. Hipparkos-satellitten målte ein parallakse på  millibogesekund, som samsvarar til ein estimert avstand på 1,333 - 2,857 parsec. Men denne verdien er nær feilmarginen. Eit estimart basert på å samanlikne storleiken med Betelgeuse gjev eit estimat på , så det er klart at Mu Cephei anten er mykje større enn Betelgeuse eller mykje nærmare (og mindre og mindre lyssterk) enn venta.

Stjerna er kring 1000 gonger så stor som sola, og om ho var plassert i sentrum av solsystemet, ville ho nå ein stad mellom banen til Jupiter og Saturn. Mu Cephei har eit volum som er nesten éin milliard gonger større enn sola.

Mu Cephei er ei variabel stjerne og prototypen på klassen Mu Cephei-variabel. Den tilsynelatande storleiksklassen varierer mellom +3,62 og +5 i ein periode på 2 til 2,5 år. Mu Cephei er tilsynelatande nesten 100&nbsp;000 gonger meir lyssterk enn sola, med ein absolutt storleiksklasse på M*v* = &minus;7.6. Når ein kombinerer absolutt storleiksklasse, den infraraude strålinga og korreksjon for interstellar ekstinksjon får ein ein luminositet som er kring 350&nbsp;000 solluminositiet (bolometrisk storleik kring &minus;9.1), som gjer ho til ei av dei mest lyssterke stjernene ein kjenner til.

Mu Cephei er nær enden av levetida si. Ho har byrja å fusjonere helium til karbon, medan ei stjerne i hovudserien fusjonerer hydrogen til helium. Helium-karbon-syklusen syner at Mu Cephei er i den siste fasen av levetida si og kan eksplodere til ein supernova «snart» i astronomisk samanheng, sjølv om dette enno kan vere nokre millionar år til. Når ei superkjempestjerne vert ein supernova, vert ho øydelagd, og let etter seg ei enorm gassky og ein liten, tett rest, som for ei stjerne så massiv som Mu Cephei kan bli eit svart hòl. Mu Cephei er for tida ei ustabil stjerne, og syner uregelmessige variasjonar i utstrålt lys, temperatur og storleik.

Fotosfæren til Mu Cephei har ein estimert temperatur på . Ho kan vere omgjeven av eit skal som strekkjer seg ut til ein avstand som er minst 0,33 gonger radien til stjerna, med ein temperatur på . Dette ytre skalet verkar å innehalde molekylær gassar som CO, H<sub>2</sub>O og SiO.

Strålinga frå stjerna indikerer at det finst ein brei ring av støv og vatn med ein ytre radius som er fire gonger så stor som stjerna (eller 2600 solradiar), og ei indre grense som er to gonger radien til stjerna. Denne ringen eller skiva ville i solsystemet ha strekt seg 12 astronomiske einingar, forbi banen til Saturn.

## Kjelder

**Denne artikkelen bygger på «[[:en:Mu Cephei|Mu Cephei]]» frå ,  den 12. juni 2016.*  

## Bakgrunnsstoff
*
*