Neben Delta Cephei gibt es im Sternbild Kepheus einen weiteren hellen Veränderlichen: My Cephei. Sie finden ihn an der Position alpha (2000) = 21h43m31s; delta(2000) = +58°46,8 m. Das ist 45 Bogenminuten westlich und nur wenig nördlicher als Delta Cephei. Im Gegensatz zum streng wie ein Uhrwerk mit einer Periode von 5,37 Tagen pulsierenden Delta Cephei ist My Cephei ein halbregelmäßig Veränderlicher M2 Ia-Überriese.

Seine Helligkeit schwankt zwischen 3,4 und 5,1 mag. Seine Lichtkurve wird durch zwei Perioden bestimmt, deren Längen 850 Tage beziehungsweise 4400 Tage betragen. Berühmt wurde My Cephei durch Beobachtungen von Wilhelm Herschel (1738 – 1822), der ihn 1783 als "granatrot" beschrieb – was dem Stern die Bezeichnung "Herschels Granatstern" einbrachte. Herschel bemerkte jedoch nicht, dass My Cephei veränderlich ist. Dies wurde erst 1848 von J. R. Hind entdeckt.

Der Granatstern My Cephei im Sternbild Kepheus
© Peter Wienerroither
(Ausschnitt)
 Bild vergrößernDer Granatstern My Cephei im Sternbild Kepheus
Das Sternbild Kepheus mit dem Veränderlichen My Cephei. Es ist der helle rötliche Stern über dem blumenähnlichen Emissionsnebel IC 1396 im unteren Bildbereich.

Die Beschreibung als granatrot lässt an einen tiefroten Stern denken. In der Tat ist My Cephei von allen mit bloßem Auge sichtbaren Sternen der röteste mit einem Farbenindex (B – V) = 2,35 mag. Diese extreme Farbe ist zu einem merklichen Anteil auf den zwischen uns und My Cephei befindlichen interstellaren Staub zurückzuführen. Ohne dessen rötende Wirkung hätte er (entsprechend seinem Spektraltyp) den Farbindex (B – V) = 1,71 mag.

My Cep ist etwa 2150 Lichtjahre von uns entfernt. Er ist ein riesenhafter Stern mit einem Radius von etwa 2400 Sonnenradien. An die Stelle der Sonne gesetzt, würde er bis über die Saturnbahn hinausreichen. Geboren wurde er wahrscheinlich als Stern mit 20 bis 25 Sonnenmassen. Derart massereiche Sterne verbrennen ihren Wasserstoff innerhalb weniger Millionen Jahre und blähen sich dann zu Überriesen auf. In der Folge verschmilzt in ihren Zentren Helium, die Asche des Wasserstoffbrennens, zu Kohlenstoff. Es folgen weitere Kernfusionen, und am Ende besteht der riesige Stern im Innersten aus Eisen. Damit sind die energiegewinnenden Prozesse im Sterninneren beendet, und der Gasdruck, der den Stern so lange stabil hielt, bricht zusammen. Die Schwerkraft gewinnt schlagartig die Oberhand, der Kern kollabiert und der Stern explodiert als Supernova. Übrig bleiben ein gasförmiger Supernova-Überrest, der mit Elementen schwerer als Eisen angereichert ist, und ein sehr dichter Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch. My Cephei ist damit dasselbe Schicksal beschieden wie Beteigeuze, dem roten Schulterstern des Orion. Beide werden irgendwann in der Zukunft als Supernovae aufleuchten.

Die Helligkeitsänderungen von My Cephei in den Jahren 1980 bis 2002
© AAVSO
(Ausschnitt)
 Bild vergrößernDie Helligkeitsänderungen von My Cephei in den Jahren 1980 bis 2002
Der Helligkeitsverlauf des Veränderlichen My Cephei zwischen 1980 und 2002 nach Beobachtungen der AAVSO.

Aber noch ist My Cephei ein pulsierender Roter Überriese mit einer Amplitude seiner Helligkeitsvariation von 1,7 mag. Durch die Pulsationen sind äußere Schichten abgestoßen worden; eine Hülle umgibt den Stern, die außer Staub auch Wasserdampf enthält. Die beigestellte Grafik zeigt die Lichtkurve von My Cephei nach weltweiten Beobachtungen der AAVSO zwischen 1980 und 2002. Um die Helligkeit von m Cephei zu schätzen, genügt im Maximum das bloße Auge, aber im Minimum benötigt man einen Feldstecher. Die rote Farbe macht das Schätzen der Helligkeit schwierig. Man sollte vermeiden, lange auf den Stern zu blicken, da sonst der Eindruck entsteht, dass der Stern immer heller wird. Geeignete Vergleichssterne sind Gamma Cep (3,4 mag), Eta Cep (3,6 mag), Zeta Cep (3,6 mag), Iota Cep (3,7 mag) und Epsilon Cep (4,2 mag).