Mira - Mira

Mira

Umístění Mira (v kroužku)
Data pozorování Epocha J2000.0 Equinox J2000.0
Souhvězdí	Cetus
Pravý vzestup	02 h 19 m 20,79210 s
Deklinace	–02 ° 58 ′ 39,4956 ″
Zdánlivá velikost  (V)	2,0 až 10,1
Charakteristika
Spektrální typ	M7 IIIe (M5e-M9e)
Barevný index U -B	+0,08
Index barev B - V	+1,53
Variabilní typ	Mira
Astrometrie
Radiální rychlost (R v )	+63,8 km/s
Správný pohyb (μ)	RA:  +9,33  mas / rok Prosinec:  –237,36  mas / rok
Paralaxa (π)	10,91 ± 1,22  mas
Vzdálenost	Cca. 300  ly (přibližně 90  ks )
Absolutní velikost  (M V )	+0,99 (proměnná)
Obíhat
Období (P)	497,88 let
Poloviční hlavní osa (a)	0,8 ″
Excentricita (e)	0,16
Sklon (i)	112 °
Zeměpisná délka uzlu (Ω)	138,8 °
Periastronova epocha (T)	2285,75
Argument periastronu (ω) (sekundární)	258,3 °
Podrobnosti
Hmotnost	1,18  M ☉
Poloměr	332–402 (-541)  R ☉
Svítivost (bolometrická)	8 400–9 360  L ☉
Teplota	2 918–3,192  K
Stáří	6  Gyr
Další označení
Stella Mira, Collum Ceti, Wonderful Star, ο  Ceti, 68  Ceti, BD −03 ° 353, HD  14386, HIP  10826, HR  681, LTT  1179, SAO  129825
Odkazy na databázi
SIMBAD	data

Mira ( / m aɪ r ə / ), označení Omicron Ceti ( ο Ceti , zkráceně Omicron Cet , ο SEČ ), je červený obr hvězda odhaduje na 200-400 světelných let od Slunce v souhvězdí Cetus .

ο Ceti je binární hvězdný systém , který se skládá z proměnlivého červeného obra (Mira A) spolu s bílým trpaslíkovým společníkem ( Mira B ). Mira A je pulzující proměnná hvězda a byla první objevenou proměnnou hvězdou bez supernovy , s možnou výjimkou Algol . Je to prototyp proměnných Mira .

Nomenklatura

ο Ceti ( Latinised to Omicron Ceti ) je označení Bayer hvězdy . To bylo jmenováno Mira ( latina pro 'nádherný' nebo 'ohromující') Johannes Hevelius v jeho Historiola Mirae Stellae (1662). V roce 2016 uspořádala Mezinárodní astronomická unie pracovní skupinu pro názvy hvězd (WGSN), která katalogizovala a standardizovala vlastní jména hvězd. První bulletin WGSN z července 2016 obsahoval tabulku prvních dvou šarží jmen schválených WGSN, která zahrnovala Mira pro tuto hvězdu.

Mira ve dvou různých časech.

Historie pozorování

Vizuální světelná křivka Mira, generovaná pomocí nástroje pro generování křivky světelné křivky AAVSO

Důkaz, že proměnlivost Mira byla známá ve starověké Číně , Babylonu nebo Řecku, je přinejlepším jen nepřímý. Jisté je, že variabilitu Mira zaznamenal astronom David Fabricius počínaje 3. srpnem 1596. Při pozorování planety Merkur (později identifikované jako Jupiter ) potřeboval referenční hvězdu pro porovnávání poloh a vybral dříve poblíž si všimla hvězda třetí velikosti. Do 21. srpna se však jas zvýšil o jednu velikost , poté do října zmizel z dohledu. Fabricius předpokládal, že je to nova, ale pak to 16. února 1609 znovu viděl.

V roce 1638 určil Johannes Holwarda období znovuobjevení hvězdy, jedenáct měsíců; často se mu připisuje objev Miřiny variability. Johannes Hevelius ji pozoroval současně a pojmenoval ji Mira v roce 1662, protože se chovala jako žádná jiná známá hvězda. Ismail Bouillaud poté odhadl jeho období na 333 dní, což je méně než jeden den mimo moderní hodnotu 332 dní. Bouillaudovo měření možná nebylo chybné: je známo, že Mira se v jednotlivých obdobích mírně liší a v průběhu času se může dokonce pomalu měnit. Odhaduje se, že hvězda je šest miliard let starý červený obr .

Mira, jak je vidět ze Země

Existují značné spekulace, zda byla Mira pozorována před Fabriciem. Rozhodně Algol ‚s historie (známý pro jistý jako proměnnou pouze v roce 1667, ale s legendami a tak kořeny sahají až do starověku o tom, že byl pozorován s podezřením na tisíciletí), naznačuje, že Mira by mohly být známy také. Karl Manitius , moderní překladatel Hipparchus " Komentář k Aratus , navrhl, že některé linky z textu, který ve druhém století, může být asi Mira. Ostatní před teleskopické západní katalogy Ptolemaia , al-Sufiho , Ulugh Bega a Tycho Braheho se neobjevují ani jako pravidelná hvězda. Existují tři pozorování z čínských a korejských archivů v roce 1596, 1070 a ve stejném roce, kdy by Hipparchus provedl své pozorování (134 př. N. L.), Která jsou sugestivní.

Vzdálenost

Vzdálenost od Mira je nejistá; pre- Hipparcos odhady soustředěné na 220 světelných let ; zatímco údaje Hipparcos ze snížení z roku 2007 naznačují vzdálenost 299 světelných let s chybou 11%.

Hvězdný systém

Tento binární hvězdný systém se skládá z červeného obra (Mira, označeného Mira A), který prochází ztrátou hmotnosti, a společníka bílého trpaslíka (Mira B) s vysokou teplotou, který nabírá hmotu z primárního tělesa. Takové uspořádání hvězd je známé jako symbiotický systém a toto je nejbližší takový symbiotický pár ke Slunci . Zkoumání tohoto systému rentgenovou observatoří Chandra ukazuje přímou výměnu hmoty podél mostu hmoty od primárního k bílému trpaslíkovi. Obě hvězdy v současné době dělí zhruba 70  astronomických jednotek .

Složka A

Mira v UV a viditelném světle

Mira A je v současnosti hvězdou asymptotické obří větve (AGB) v tepelně pulzující fázi AGB. Každý puls trvá deset let nebo více a mezi každým pulsem uplyne doba řádově 10 000 let. S každým pulzním cyklem Mira zvyšuje svítivost a pulsy sílí. To také u Mira způsobuje dynamickou nestabilitu, což má za následek dramatické změny svítivosti a velikosti v kratších, nepravidelných časových obdobích.

Bylo pozorováno, že se celkový tvar Mira A mění a vykazuje výrazné odchylky od symetrie. Zdá se, že je způsobují světlé skvrny na povrchu, které vyvíjejí svůj tvar v časových měřítcích 3–14 měsíců. Pozorování Mira A v ultrafialovém pásmu Hubblovým kosmickým teleskopem ukázaly oblak podobný rysu směřujícímu k doprovodné hvězdě.

Variabilita

Mira, jak ji viděl Hubblův vesmírný teleskop v srpnu 1997

Mira A je proměnná hvězda , konkrétně prototypová proměnná Mira . 6 000 až 7 000 známých hvězd této třídy jsou všichni rudí obři, jejichž povrchy pulzují takovým způsobem, že v období od 80 do více než 1 000 dnů se jas zvyšuje a snižuje.

V konkrétním případě Mira jeho zvýšení jasu zabralo v průměru asi 3,5 magnitudy , což jej zařadilo mezi jasnější hvězdy v souhvězdí Cetus . Jednotlivé cykly se také liší; dobře doložená maxima dosahují jasnosti až 2,0 magnitudy a 4,9, což je rozsah jasu téměř 15krát, a existují historická tvrzení, že skutečný rozptyl může být trojnásobek tohoto nebo více. Minima se pohybuje mnohem méně a historicky se pohybovala mezi 8,6 a 10,1, což je faktor čtyřnásobku svítivosti. Celkový výkyv jasu z absolutního maxima na absolutní minimum (dvě události, které nenastaly ve stejném cyklu) je 1700krát. Mira vyzařuje drtivou většinu svého záření v infračerveném spektru a jeho variabilita v tomto pásmu je jen asi dvě magnitudy. Tvar jeho světelné křivky se zvyšuje asi za 100 dní a návrat na minimum trvá dvakrát déle.

Současná přibližná maxima pro Mira:

Pulzace v χ Cygni , ukazující vztah mezi vizuální světelnou křivkou, teplotou, poloměrem a svítivostí typickou pro proměnné hvězdy Mira

Ze severních mírných zeměpisných šířek není Mira obecně viditelná od konce března do června kvůli její blízkosti ke Slunci. To znamená, že někdy může uplynout několik let, aniž by to vypadalo jako objekt pouhým okem.

Pulzace proměnných Mira způsobují, že se hvězda rozpíná a smršťuje, ale také mění svoji teplotu. Teplota je nejvyšší mírně po vizuálním maximu a nejnižší mírně před minimem. Fotosféra, měřená v poloměru Rosselandu , je nejmenší těsně před vizuálním maximem a blízko času maximální teploty. Největší velikosti je dosaženo mírně před časem nejnižší teploty. Bolometrické svítivost je úměrná čtvrté mocnině teploty a druhé mocnině poloměru, ale poloměr se liší o více než 20% a teplotě o méně než 10%.

V Mira se nejvyšší svítivost vyskytuje téměř v době, kdy je hvězda nejteplejší a nejmenší. Vizuální velikost je dána jak svítivostí, tak podílem záření, které se vyskytuje na vizuálních vlnových délkách. Při vizuálních vlnových délkách je emitována pouze malá část záření a tento podíl je velmi silně ovlivněn teplotou ( Planckův zákon ). V kombinaci se změnami celkové svítivosti to vytváří velmi velkou změnu vizuální velikosti s maximem, ke kterému dochází, když je teplota vysoká.

Infračervená měření VLTI Mira ve fázích 0,13, 0,18, 0,26, 0,40 a 0,47 ukazují, že poloměr se liší od332 ± 38  R _☉ ve fázi 0,13 těsně po maximu do402 ± 46  R _☉ ve fázi 0,40 blížící se minimu. Teplota ve fázi 0,13 je3 192 ± 200  K a2 918 ± 183 K ve fázi 0,26 přibližně v polovině maxima na minimum. Svítivost se vypočítá jako9 360 ± 3 140  L _☉ ve fázi 0,13 a8 400 ± 2 820  L _☉ ve fázi 0,26.

Pulzace Miry mají za následek rozšíření její fotosféry přibližně o 50% ve srovnání s nepulsující hvězdou. V případě Mira, pokud nebyl pulzující, je modelován tak, aby měl poloměr pouze kolem 240  R _☉ .

Hromadná ztráta

Ultrafialové studie Mira podle NASA je Galaxy Evolution Explorer (GALEX) kosmického dalekohledu se ukázalo, že vrhá stopu materiálu z vnějšího obalu, takže ocas 13 světelných let na délku, vytvořené v průběhu desítek tisíc let. Předpokládá se, že příčinou ocasu je horká příďová vlna stlačeného plazmatu/plynu; příďová vlna je výsledkem interakce hvězdného větru z Mira A s plynem v mezihvězdném prostoru, přes který se Mira pohybuje extrémně vysokou rychlostí 130 kilometrů za sekundu (291 000 mil za hodinu). Ocas se skládá z materiálu odizolovaného z hlavy příďové vlny, který je také viditelný v ultrafialových pozorováních. Miřin šok z luku se nakonec vyvine v planetární mlhovinu , jejíž forma bude pohybem mezihvězdného média (ISM) značně ovlivněna .

Ultrafialová mozaika Miraova luku a ocasu získaná pomocí NASA Galaxy Evolution Explorer (GALEX)

Složka B

Společná hvězda o velikosti 10,34 mag, která je od hlavní hvězdy vzdálena 118,7 obloukových sekund [1] , byla vyřešena Hubbleovým vesmírným teleskopem v roce 1995, kdy to bylo 70 astronomických jednotek od primární; a výsledky byly oznámeny v roce 1997. Ultrafialové snímky HST a později rentgenové snímky vesmírným teleskopem Chandra ukazují spirálu plynu stoupajícího z Mira ve směru Mira B. Oběžná doba společníka kolem Mira je přibližně 400 let.

V roce 2007 pozorování ukázala protoplanetární disk kolem společníka Mira B. Tento disk se získává z materiálu ve slunečním větru z Mira a nakonec by mohl vytvořit nové planety. Tato pozorování také naznačila, že společníkem byla hvězda hlavní posloupnosti kolem 0,7 hmotnosti Slunce a spektrálního typu K, místo bílého trpaslíka, jak se původně předpokládalo. V roce 2010 však další výzkum ukázal, že Mira B je ve skutečnosti bílý trpaslík.

Viz také

• Mira v beletrii

Reference

Další čtení

• „Mira (Omicron Ceti)“ . The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight . Citováno 22. června 2006 .
• Robert Burnham Jr., Burnham's Celestial Handbook , sv. 1, (New York: Dover Publications, Inc., 1978), 634.
• James Kaler, Sto největších hvězd , (New York: Copernicus Books, 2002), 121.

externí odkazy

• Urychlení Bullet é Listy Enormní Streak Across Sky u Caltech
• Mira má ocas dlouhý téměř 13 světelných let (BBC)
• Astronomický snímek dne :
  1998-10-11 , 2001-01-21 , 2006-07-22 , 2007-02-21 , 2007-08-17
• Článek SEDS
• Lightcurve z Mira od BAV.
• Vesmír dnes, to není kometa, to je hvězda
• OMICRON CETI (Mira)
• Zima 2006: Mira se vrátil

Souřadnice : 02 ^h 19 ^m 20,792 ^s , −02 ° 58 ′ 39,50 ″