Mira proměnná - Mira variable

Mira, prototyp proměnných Mira

Miridy / m aɪ r ə / (pojmenovaný pro prototypovou hvězdou Mira ) jsou třídou pulsujících hvězd vyznačují velmi červené barvy, pulzní období delší než 100 dnů, a amplitudy větší než jedna velikost v infračervené a 2,5 magnitudy na vizuální vlnových délkách . Jsou to rudí obři ve velmi pozdních stádiích hvězdného vývoje , na asymptotické obří větvi (AGB), kteří vyhnají své vnější obálky jako planetární mlhoviny a během několika milionů let se z nich stanou bílí trpaslíci .

Proměnné Mira jsou hvězdy dostatečně hmotné, že prošly fúzí hélia ve svých jádrech, ale jsou menší než dvě sluneční hmoty , hvězdy, které již ztratily zhruba polovinu své původní hmotnosti. Mohou však být tisíckrát světelnější než Slunce díky svým velmi velkým roztaženým obálkám. Pulzují kvůli rozšiřování a smršťování celé hvězdy. To způsobí změnu teploty spolu s poloměrem, přičemž oba tyto faktory způsobují změnu svítivosti . Pulzace závisí na hmotnosti a poloměru hvězdy a existuje dobře definovaný vztah mezi dobou a světelností (a barvou). Velmi velké vizuální amplitudy nejsou způsobeny velkými změnami svítivosti, ale kvůli posunu energetického výdeje mezi infračervenými a vizuálními vlnovými délkami, protože hvězdy během svých pulzací mění teplotu.

Světelná křivka χ Cygni .

Časné modely hvězd Mira předpokládaly, že hvězda během tohoto procesu zůstala sféricky symetrická (hlavně proto, aby bylo počítačové modelování jednoduché, spíše než z fyzikálních důvodů). Nedávný průzkum proměnných hvězd Mira zjistil, že 75% hvězd Mira, které lze vyřešit pomocí dalekohledu IOTA, není sféricky symetrických, což je výsledek, který je v souladu s předchozími snímky jednotlivých hvězd Mira, takže nyní existuje tlak na realistické tři -dimenzionální modelování hvězd Mira na superpočítačích.

Mira proměnné mohou být bohaté na kyslík nebo bohaté na uhlík. Hvězdy bohaté na uhlík, jako je R Leporis, vznikají z úzkého souboru podmínek, které potlačují normální tendenci hvězd AGB k udržení přebytku kyslíku nad uhlíkem na jejich površích v důsledku hloubení . Pulzující hvězdy AGB, jako jsou proměnné Mira, procházejí fúzí ve střídajících se vodíkových a heliových granátech, což vytváří periodické hluboké proudění známé jako bagrování . Tyto bagrování přináší uhlík z pláště hořícího helium na povrch a mělo by za následek uhlíkovou hvězdu. Ve hvězdách nad 4  M ☉ však dochází k hoření horkého dna. To je, když jsou spodní oblasti konvekční oblasti dostatečně horké na to, aby došlo k významné fúzi cyklu CNO, která zničí většinu uhlíku, než může být transportován na povrch. Masivnější hvězdy AGB tak nezbohatnou na uhlík.

Proměnné Mira rychle ztrácejí hmotu a tento materiál často vytváří kolem hvězdy prachové kryty. V některých případech jsou vhodné podmínky pro vytváření přirozených masérů .

Zdá se, že malá podmnožina proměnných Mira v průběhu času mění své období: období se v průběhu několika desetiletí až několika století podstatně zvětšuje nebo zmenšuje (až na faktor tři). Předpokládá se, že to je způsobeno tepelnými impulsy , kde heliová skořápka znovu zapálí vnější vodíkovou skořápku. Tím se mění struktura hvězdy, která se projevuje změnou období. Předpokládá se, že se tento proces stane se všemi proměnnými Mira, ale relativně krátké trvání tepelných pulzů (maximálně několik tisíc let) po dobu životnosti asymptotické obří větve hvězdy (méně než milion let) znamená, že jej vidíme pouze v několik z několika tisíc známých hvězd Mira, pravděpodobně v R Hydrae . Většina proměnných Mira vykazuje mírné změny mezi cykly v období, pravděpodobně způsobené nelineárním chováním ve hvězdné obálce, včetně odchylek od sférické symetrie.

Proměnné Mira jsou oblíbené cíle pro amatérské astronomy, kteří se zajímají o pozorování proměnných hvězd , kvůli jejich dramatickým změnám jasu. Některé proměnné Mira (včetně samotné Mira ) mají spolehlivá pozorování sahající přes století.

Seznam

Následující seznam obsahuje vybrané proměnné Mira. Pokud není uvedeno jinak, uvedené veličiny jsou v pásmu V a vzdálenosti jsou z hvězdného katalogu Gaia DR2 .

Hvězda
 Nejjasnější
velikost
 Nejmenší
velikost
 Období
(ve dnech)
 Vzdálenost
(v parsecích ) 		Odkaz
Miro 2.0 10.1 332 92+12
−9 		[1]
Chi Cygni 3.3 14.2 408 180+45
−30 		[2]
R Hydrae 3.5 10.9 380 224+56
−37 		[3]
R Carinae 3.9 10.5 307 387+81
−57 		[4]
R Leonis 4.4 11.3 310 71+5
−4 		[5]
S Carinae 4.5 9.9 149 497+22
−20 		[6]
R Cassiopeiae 4.7 13.5 430 187+9 -
8 		[7]
R Horologii 4.7 14.3 408 313+40
−32 		[8]
R Doradus 4.8 6.3 172 55 ± 3 [9]
U Orionis 4.8 13.0 377 216+19
−16 		[10]
RR Štír 5.0 12.4 281 277+18
−16 		[11]
R Serpentis 5.2 14.4 356 285+26
−22 		[12]
T Cephei 5.2 11.3 388 176+13
−12 		[13]
R Aquarii 5.2 12.4 387 320+31
−26 		[14]
R Centauri 5.3 11.8 502 385+159
−87 		[15]
RR Sagittarii 5.4 14 336 386+48
−38 		[16]
R. Trianguli 5.4 12.6 267 933+353
−201 		[17]
S Sculptoris 5.5 13.6 367 1078+1137
−366 		[18]
R Aquilae 5.5 12.0 271 238+27
−22 		[19]
R Leporis 5.5 11.7 445 419+15
−14 		[20]
W Hydrae 5.6 9.6 390 164+25
−19 		[21]
R Andromedae 5.8 15.2 409 242+30
−24 		[22]
S Coronae Borealis 5.8 14.1 360 431+60
−47 		[23]
U Cygni 5.9 12.1 463 767+34
−31 		[24]
X Ophiuchi 5.9 8.6 338 215+15
−13 		[25]
RS Scorpii 6.0 13.0 319 709+306
−164 		[26]
RT Sagittarii 6.0 14.1 306 575+48
−41 		[27]
RU Sagittarii 6.0 13.8 240 1592+1009
−445 		[28]
RT Cygni 6.0 13.1 190 888+47
−43 		[29]
R Geminorum 6.0 14.0 370 15141.055
-441 		[30]
S Gruis 6.0 15.0 402 671+109
−82 		[31]
V Monocerotis 6.0 13.9 341 426+50
−41 		[32]
R Cancri 6.1 11.9 357 226+32
−25 		[33]
R Virginis 6.1 12.1 146 530+28
−25 		[34]
R Cygni 6.1 14.4 426 674+47
−41 		[35]
R Boötis 6.2 13.1 223 702+60
−52 		[36]
T Normae 6.2 13.6 244 1116+168
−129 		[37]
R Leonis Minoris 6.3 13.2 372 347+653
−137 		[38]
S Virginis 6.3 13.2 375 729+273
−156 		[39]
R. Reticuli 6.4 14.2 281 1553+350
−241 		[40]
S Herculis 6.4 13.8 304 477+27
−24 		[41]
U Herculis 6.4 13.4 404 572+53
−45 		[42]
R Octantis 6.4 13.2 407 504+46
−39 		[43]
S Pictoris 6.5 14.0 422 574+74
−59 		[44]
R Ursae Majoris 6.5 13.7 302 489+54
−44 		[45]
R Canum Venaticorum 6.5 12.9 329 661+65
−54 		[46]
R Normae 6.5 12.8 496 581+10 000
-360 		[47]
T Ursae Majoris 6.6 13.5 257 1337+218
−164 		[48]
R Aurigae 6.7 13.9 458 227+21
−17 		[49]
RU Herculis 6.7 14.3 486 511+53
−44 		[50]
R Draconis 6.7 13.2 246 662+58
−49 		[51]
V Coronae Borealis 6.9 12.6 358 843+43
−39 		[52]
T Cassiopeiae 6.9 13.0 445 374+37
−31 		[53]
R Pegasi 6.9 13.8 378 353+35
−29 		[54]
V Cassiopeiae 6.9 13.4 229 298+15
−14 		[55]
T Pavonis 7.0 14.4 244 1606+340
−239 		[56]
RS Virginis 7.0 14.6 354 616+81
−64 		[57]
Z Cygni 7.1 14.7 264 654+36
−33 		[58]
S Orionis 7.2 13.1 434 538+120
−83 		[59]
T Draconis 7.2 13.5 422 783+48
−43 		[60]
UV Aurigae 7.3 10.9 394 1107+83
−72 		[61]
W Aquilae 7.3 14.3 490 321+22
−20 		[62]
S Cephei 7.4 12.9 487 531+23
−21 		[63]
R Fornacis 7.5 13.0 386 633+44
−38 		[64]
RZ Pegasi 7.6 13.6 437 1117+88
−76 		[65]
RT Aquilae 7.6 14.5 327 352+24
−21 		[66]
V Cygni 7.7 13.9 421 458+36
−31 		[67]
RR Aquilae 7.8 14.5 395 318+33
−28 		[68]
S Boötis 7.8 13.8 271 2589+552
−387 		[69]
WX Cygni 8.8 13.2 410 1126+86
−75 		[70]
W Draconis 8.9 15.4 279 6057+4469
-1805 		[71]
R. Capricorni 8.9 14.9 343 1407178
-142 		[72]
UX Cygni 9.0 17.0 569 5669+10 000
−2760 		[73]
LL Pegasi 9,6 tis 11,6 tis 696 1300 [74]
TY Cassiopeiae 10.1 19.0 645 1328502
-286 		[75]
IK Tauri 10.8 16.5 470 285+36
−29 		[76]
CW Leonis 11,0 R. 14,8 R 640 95+22
−15 		[77]
TX Camelopardalis 11,6 B 17,7 B 557 333+42
−33 		[78]
LP Andromedae 15.1 17.3 614 400+68
−51 		[79]

Viz také

Reference

externí odkazy