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造父四


造父四也被称为仙王座μ星（Mu Cephei）或赫歇尔的石榴石星（Herschel's Garnet Star），是一颗位于仙王座的红超巨星，也是银河系中已知最巨大与最明亮的恒星之一。它的颜色呈现石榴石般的红色，恒星光谱分类为M2 Ia。天文学家从1943年开始将造父四的光学频谱视为分类其它恒星的基准[8]。

造父四
造父四位于仙王座
观测资料
历元 J2000.0
星座 仙王座
星官 造父（危宿）
赤经 21h 43m 30.4609s[1]
赤纬 +58° 46′ 48.166″[1]
视星等（V） +4.08[2]
特性
光谱分类M2Ia[3]
U−B 色指数+2.42[2]
B−V 色指数+2.35[2]
变星类型仙王座μ变星
天体测定
径向速度 (Rv)+20.63[4] km/s
自行 (μ) 赤经：+5.24[1] mas/yr
赤纬：−2.88[1] mas/yr
距离1600 [4] pc
绝对星等 (MV)−7.0
详细资料
质量20-25[5] M☉
半径1420-1750[5] R☉
亮度300,000-400,000[5] L☉
温度3690 ± 50 K[6] K
其他命名
Erakis, 赫歇尔的石榴石星（Herschel's Garnet Star）, μ Cep, HD 206936, HR 8316, BD+58°2316, HIP 107259, SAO 33693.[7]
参考数据库
SIMBAD资料

观测史

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天文学家威廉·赫歇尔曾经注意到红色的造父四，并形容它有“非常美好的石榴石深红”，类似鲸鱼座的蒭藁增二 [9]，所以这颗恒星也被称为赫歇尔的石榴石星[10]。意大利天文学家朱塞普·皮亚齐在他编制的星表中称呼这颗恒星为Garnet sidus [11]，捷克天文学家安东宁·贝奇瓦尔（Antonin Becvar）在他编制的星表中可能为了避免与天龙座μ星混淆在一起，而称呼这颗恒星为Erakis。阿拉伯语则称呼造父四为al-Rāqis [12]。

英国天文学家约翰·罗素·欣德在1848年发现造父四的光度会产生变化，不久普鲁士天文学家弗里德里希·阿格兰德加以确认欣德的观测。从1881年开始，天文学家对这颗恒星的光度变化纪录几乎不曾间断[13]。

性质

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造父四与其他恒星的比较
  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 < 太阳 < 天狼星
  4. 天狼星 < 北河三 < 大角星 < 毕宿五
  5. 毕宿五 < 参宿七 < 心宿二 < 参宿四
  6. 参宿四 < 造父四 < 仙王座VV < 大犬座VY

因为造父四是一颗非常明亮的红超巨星，是肉眼可见最巨大的恒星之一，也是银河系中已知最巨大的恒星之一。北半球的观测者比南半球的观测者容易观测到造父四，最佳观测时间是八月份至隔年一月份。

天文学家目前对于造父四的距离仍有疑问，依巴谷卫星的测量结果为0.62 ± 0.52角分，表示它距离太阳为1,612秒差距。天文学家将造父四与参宿四大小互相比较后，认为距离是390 ± 140秒差距[6]。天文学家在2005年则估计它距离太阳573 ± 99秒差距[4]。最新数据其距离介于1333-2857秒差距之间，其距离至少为4200光年。 造父四的直径估计超过太阳的1,650倍，如果把它放在太阳系中，它的表层将介于木星及土星之间。造父四的体积等同45亿个太阳，目前只知道大犬座VY、仙王座VV与麒麟座V838比它更大。如果地球只有高尔夫球那么大的话，造父四的直径将会超过两座金门大桥的长度。该星的质量目前介于太阳的20-30倍，相信其初始质量会更大。

造父四是一颗变星，属于仙王座μ变星的成员。它的亮度以2至2.5年的周期在3.43及5.1等之间变化，没有固定的模式。在5200光年的距离上，其平均绝对星等约为-6.9，即相当于太阳的48000倍，当其光度达到极大时，绝对星等可以高达-7.6，即相当于太阳的92000倍之亮。将它的亮度变化、红外辐射及消光一起考虑的话，造父四的亮度平均是太阳的35万倍，绝对星等达到−9.1等，光度极大时可能能达到太阳的47万5千倍，成为目前已知最明亮的恒星之一。极高的光度（相当于参宿四的3倍）使其有时被归类为红特超巨星。

造父四目前是一颗不稳定的恒星，亮度、大小及温度都产生不规则变化。它已经接近恒星演化的尽头，将氦借由核聚变转为碳，而主序星则是将氢借由核聚变转为氦。这种情况显示造父四将“很快”成为一颗超新星，虽然可能还要经过数百万年之久。当它成为超新星时，会经由爆炸将其大部分甚至几乎所有物质向外抛散，并向周围的星际物质辐射激波。造父四最终将成为一个黑洞。

这颗恒星的光球估计温度为3,690 ± 50K，一层壳状的组织则包覆在外，并延伸至恒星半径至少0.33倍距离的位置，温度为2,055 ± 25K。这层壳状的组织由恒星喷射出的物质所构成，内含星际物质，例如CO、H2O及SiO [6]。这层球状的壳层延伸至距离恒星6″的位置，扩散速度为10 km s−1，年龄介于2000至3000年之间。造父四每年损失的物质大约10−7倍太阳质量 [14]。

天文学家在观测造父四发射出的物质后，认为在恒星半径一倍（约1450倍太阳半径）至两倍（约2900倍太阳半径）的范围内存在尘埃与水所构成宽广的环带。

参见

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参考资料

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  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. （原始内容存档于2021-05-14） （英语）. 
  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. （原始内容存档于2020-07-29） （英语）. 
  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. （原始内容存档于2021-03-15） （英语）. 
  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. （原始内容存档于2021-07-13） （英语）. 
  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 请检查|url=值 (帮助). sim-id. [2020-10-14]. [失效链接]
  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]. （原始内容存档于2021-05-14） （英语）. 
  9. ^ Herschel, W. Stars newly come to be visible. the Royal Astronomical Society of London. 1783: 257.  |journal=被忽略 (帮助)
  10. ^ Allen, R. H. Star Names: Their Lore and Meaning. G. E. Stechert. 1899: 158. 
  11. ^ Piazzi, G. (编). 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. （原始内容存档于2020-07-07） （英语）. 
  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. （原始内容存档于2019-11-13） （英语）. 

外部链接

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