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造父四

天球赤道座標：星圖 21h 43m 30.46s, +58° 46′ 48.2″
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造父四
造父四位於仙王座
觀測資料
曆元 J2000.0
星座 仙王座
星官 造父（危宿）
赤經 21h 43m 30.4609s[1]
赤緯 +58° 46′ 48.166″[1]
視星等（V） +4.08[2]
特性
光譜分類M2Ia[3]
U−B 色指數+2.42[2]
B−V 色指數+2.35[2]
變星類型仙王座μ變星
天體測定
徑向速度 (Rv)+20.63[4] km/s
自行 (μ) 赤經：+5.24[1] mas/yr
赤緯：−2.88[1] mas/yr
距離1600 [4] pc
絕對星等 (MV)−7.0
詳細資料
質量20-25[5] M☉
半徑1420-1750[5] R☉
亮度300,000-400,000[5] L☉
溫度3690 ± 50 K[6] K
其他命名
Erakis, 赫歇爾的石榴石星（Herschel's Garnet Star）, μ Cep, HD 206936, HR 8316, BD+58°2316, HIP 107259, SAO 33693.[7]
參考資料庫
SIMBAD資料


造父四也被稱為仙王座μ星（Mu Cephei）或赫歇爾的石榴石星（Herschel's Garnet Star），是一顆位於仙王座的紅超巨星，也是銀河系中已知最巨大與最明亮的恆星之一。它的顏色呈現石榴石般的紅色，恆星光譜分類為M2 Ia。天文學家從1943年開始將造父四的光學頻譜視為分類其它恆星的基準[8]。

觀測史

天文學家威廉·赫歇爾曾經注意到紅色的造父四，並形容它有「非常美好的石榴石深紅」，類似鯨魚座的蒭藁增二 [9]，所以這顆恆星也被稱為赫歇爾的石榴石星[10]。義大利天文學家朱塞普·皮亞齊在他編製的星表中稱呼這顆恆星為Garnet sidus [11]，捷克天文學家安東寧·貝奇瓦爾（Antonin Becvar）在他編製的星表中可能為了避免與天龍座μ星混淆在一起，而稱呼這顆恆星為Erakis。阿拉伯語則稱呼造父四為al-Rāqis [12]。

英國天文學家約翰·羅素·欣德在1848年發現造父四的光度會產生變化，不久普魯士天文學家弗里德里希·阿格蘭德加以確認欣德的觀測。從1881年開始，天文學家對這顆恆星的光度變化紀錄幾乎不曾間斷[13]。

性質

造父四與其他恆星的比較
  1. 水星 < 火星 < 金星 < 地球
  2. 地球 < 海王星 < 天王星 < 土星 < 木星
  3. 木星 < 沃夫359 < 太陽 < 天狼星
  4. 天狼星 < 北河三 < 大角星 < 畢宿五
  5. 畢宿五 < 參宿七 < 心宿二 < 參宿四
  6. 參宿四 < 造父四 < 仙王座VV < 大犬座VY

因為造父四是一顆非常明亮的紅超巨星，是肉眼可見最巨大的恆星之一，也是銀河系中已知最巨大的恆星之一。北半球的觀測者比南半球的觀測者容易觀測到造父四，最佳觀測時間是八月份至隔年一月份。

天文學家目前對於造父四的距離仍有疑問，依巴谷衛星的測量結果為0.62 ± 0.52角分，表示它距離太陽為1,612秒差距。天文學家將造父四與參宿四大小互相比較後，認為距離是390 ± 140秒差距[6]。天文學家在2005年則估計它距離太陽573 ± 99秒差距[4]。最新數據其距離介於1333-2857秒差距之間，其距離至少為4200光年。 造父四的直徑估計超過太陽的1,650倍，如果把它放在太陽系中，它的表層將介於木星及土星之間。造父四的體積等同45億個太陽，目前只知道大犬座VY、仙王座VV與麒麟座V838比它更大。如果地球只有高爾夫球那麼大的話，造父四的直徑將會超過兩座金門大橋的長度。該星的質量目前介於太陽的20-30倍，相信其初始質量會更大。

造父四是一顆變星，屬於仙王座μ變星的成員。它的亮度以2至2.5年的週期在3.43及5.1等之間變化，沒有固定的模式。在5200光年的距離上，其平均絕對星等約為-6.9，即相當於太陽的48000倍，當其光度達到極大時，絕對星等可以高達-7.6，即相當於太陽的92000倍之亮。將它的亮度變化、紅外輻射及消光一起考慮的話，造父四的亮度平均是太陽的35萬倍，絕對星等達到−9.1等，光度極大時可能能達到太陽的47萬5千倍，成為目前已知最明亮的恆星之一。極高的光度（相當於參宿四的3倍）使其有時被歸類為紅特超巨星。

造父四目前是一顆不穩定的恆星，亮度、大小及溫度都產生不規則變化。它已經接近恆星演化的盡頭，將氦藉由核融合轉為碳，而主序星則是將氫藉由核融合轉為氦。這種情況顯示造父四將「很快」成為一顆超新星，雖然可能還要經過數百萬年之久。當它成為超新星時，會經由爆炸將其大部分甚至幾乎所有物質向外拋散，並向周圍的星際物質輻射激波。造父四最終將成為一個黑洞。

這顆恆星的光球估計溫度為3,690 ± 50K，一層殼狀的組織則包覆在外，並延伸至恆星半徑至少0.33倍距離的位置，溫度為2,055 ± 25K。這層殼狀的組織由恆星噴射出的物質所構成，內含星際物質，例如CO、H2O及SiO [6]。這層球狀的殼層延伸至距離恆星6″的位置，擴散速度為10 km s−1，年齡介於2000至3000年之間。造父四每年損失的物質大約10−7倍太陽質量 [14]。

天文學家在觀測造父四發射出的物質後，認為在恆星半徑一倍（約1450倍太陽半徑）至兩倍（約2900倍太陽半徑）的範圍內存在塵埃與水所構成寬廣的環帶。

參見

參考資料

  1. ^ 1.0 1.1 1.2 1.3 Perryman, M. a. C.; Lindegren, L.; Kovalevsky, J.; Hog, E.; Bastian, U.; Bernacca, P. L.; Creze, M.; Donati, F.; Grenon, M. The Hipparcos Catalogue.. Astronomy and Astrophysics. 1997-07, 500: 501–504 [2022-03-29]. ISSN 0004-6361. （原始內容存檔於2021-05-14） （英語）. 
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 Nicolet, B. Catalogue of homogeneous data in the UBV photoelectric photometric system.. Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 1978-10, 34: 1–49 [2022-03-29]. ISSN 0365-0138. （原始內容存檔於2020-07-29） （英語）. 
  3. ^ Morgan, W. W.; Keenan, P. C. Spectral Classification. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 1973-09, 11 (1): 29–50 [2020-10-14]. ISSN 0066-4146. doi:10.1146/annurev.aa.11.090173.000333. （原始內容存檔於2021-03-15） （英語）. 
  4. ^ 4.0 4.1 4.2 Famaey, B.; Jorissen, A.; Luri, X.; Mayor, M.; Udry, S.; Dejonghe, H.; Turon, C. Local kinematics of K and M giants from CORAVEL/Hipparcos/Tycho-2 data: Revisiting the concept of superclusters. Astronomy & Astrophysics. 2005-01, 430 (1): 165–186. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361:20041272. 
  5. ^ 5.0 5.1 5.2 Tsuji, Takashi. Water in Emission in the [ITAL]Infrared Space Observatory[/ITAL] Spectrum of the Early M Supergiant Star μ Cephei. The Astrophysical Journal. 2000-09-10, 540 (2): L99–L102 [2020-10-14]. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/312879. （原始內容存檔於2021-07-13） （英語）. 
  6. ^ 6.0 6.1 6.2 Perrin, G.; Ridgway, S. T.; Verhoelst, T.; Schuller, P. A.; V. Coudé du Foresto; Traub, W. A.; Millan-Gabet, R.; Lacasse, M. G. Study of molecular layers in the atmosphere of the supergiant star μ Cep by interferometry in the K band. Astronomy & Astrophysics. 2005-06, 436 (1): 317–324. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361:20042313. 
  7. ^ @157494 請檢查|url=值 (幫助). sim-id. [2020-10-14]. [失效連結]
  8. ^ Garrison, R. F. Anchor Points for the MK System of Spectral Classification. American Astronomical Society Meeting Abstracts. 1993-12, 183: 17.10 [2020-10-14]. （原始內容存檔於2021-05-14） （英語）. 
  9. ^ Herschel, W. Stars newly come to be visible. the Royal Astronomical Society of London. 1783: 257.  |journal=被忽略 (幫助)
  10. ^ Allen, R. H. Star Names: Their Lore and Meaning. G. E. Stechert. 1899: 158. 
  11. ^ Piazzi, G. (編). Praecipuarum Stellarum Inerrantium Positiones Mediae Ineunte Saeculo XIX: ex Observationibus Habitis in Specula Panormitana ab anno 1792 ad annum 1813. Palermo. 1814: 159. 
  12. ^ Laffitte, R.,. Héritages arabes: Des noms arabes pour les étoiles 2éme revue et corrigée. Paris: Librairie Orientaliste Paul Geunthner / Les Cahiers de l'Orient. 2005: 156, note 267. 
  13. ^ Brelstaff, T.; Lloyd, C.; Markham, T.; McAdam, D. The periods of MU Cephei. Journal of the British Astronomical Association. 1997-06, 107: 135–140 [2020-10-14]. ISSN 0007-0297. （原始內容存檔於2020-07-07） （英語）. 
  14. ^ de Wit, W. J.; Oudmaijer, R. D.; Fujiyoshi, T.; Hoare, M. G.; Honda, M.; Kataza, H.; Miyata, T.; Okamoto, Y. K.; Onaka, T. A Red Supergiant Nebula at 25 μm: Arcsecond-Scale Mass-Loss Asymmetries of μ Cephei. The Astrophysical Journal. 2008-09-20, 685 (1): L75–L78 [2020-10-14]. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/592384. （原始內容存檔於2019-11-13） （英語）. 

外部連結

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