Википедија

Мира (ѕвезда)

(Пренасочено од Мира)
За други значења на поимот, погл. Мира (појаснување).

Мира, ознака Омикрон Кит (Omicron Ceti; ο Ceti, скратено Omicron Cet, ο Cet), ― ѕвезда која е црвен џин, која е проценета на 200–300 светлосни години од Сонцето, во соѕвездието Кит.

Мира[1]
Местоположба на Мира (заокружено)
Податоци од набљудување
Епоха J2000.0      Рамноденица J2000.0
Соѕвездие Кит
Ректасцензија 02ч 19м &1000000000207921000000020,79210с[2]
Деклинација −02° 58′ &1000000000039495600000039,4956″[2]
Прив. величина (V) 2.0 to 10.1[3]
Особености
Спектрален тип M7 IIIe[4] (M5e-M9e[3])
U−B Боен показател +0.08[5]
B−V Боен показател +1.53[5]
Променлив тип Мирида[3]
Астрометрија
Радијална брзина (Rv)+63.8[6] км/с
Сопствено движење (μ) Рект: +9.33[2] млс/г
Дек.: −237.36[2] млс/г
Паралакса (π)10.91 ± 1.22[2] млс
Оддалеченостприб. 300 сг
(приб. 90 пс)
Апсолутна величина (MV)+0.99[7] (променлива)
Орбита[8]
Период (P)497.88 г.
Голема полуоска (a)0.8"
Занесеност (e)0.16
Наклон (i)112°
Должина (Ω)138.8°
Перицентарска епоха (T)2285.75
Аргумент на перицентарот (ω)
(споредна)		258.3°
Податоци
Маса1.18[9] M☉
Полупречник332–402[10] R☉
Сјајност (болометриска)8,400–9,360[10] L☉
Температура2,918–3,192[10] K
Старост6[9] Гг.
Други ознаки
Ѕвезда Мира (Stella Mira), Китов Врат (Collum Ceti), Прекрасна Ѕвезда,[11] ο Ceti, 68 Ceti, BD−03°353, HD 14386, HIP 10826, HR 681, LTT 1179, SAO 129825
Наводи во бази
SIMBAD— податоци

Омикрон Кит е двојна ѕвезда, кој се состои од променлив црвен џин (Мира А) заедно со бело џуџест придружник (Мира Б). Мира А е пулсирачка променлива ѕвезда и била првата откриена не-супернова променлива ѕвезда, со можен исклучок на Алгол. Таа е прототип на променливата Мирида.

Именување

уреди

ο Кит (o Ceti; латинизиранo во Omicron Ceti) е Бајеровата ознака на ѕвездата. Името го добила Мира (латински за „чудесно“ или „зачудувачко“) од Јоханес Хевелиус во неговата Historiola Mirae Stellae (1662). Во 2016 година, Меѓународниот астрономски сојуз организирал Работна група за имиња на ѕвезди (РГИЅ)[12] за да ги каталогизира и стандардизира соодветните имиња за ѕвездите. Првиот билтен на РГИЅ од јули 2016 година вклучувал табела со првите две групи на имиња одобрени од РГИЅ, во кои било вклучено името Мира за оваа ѕвезда.[13]

 
Мира во две различни времиња.

Историја на набљудување

уреди
 
Видлива светлинска крива на Мира, создадена со помош на алатката за создавање светлински криви на АЗНПЅ.

Доказите дека променливоста на Мира била позната во стара Кина, Вавилон или стара Грција се во најдобар случај само посредни.[14] Она што е сигурно е дека променливоста на Мира била забележана од астрономот Давид Фабрициус почнувајќи од 3 август 1596 година. Набљудувајќи ја она што тој мислел дека е планетата Меркур (подоцна идентификувана како Јупитер ), му требаше референтна ѕвезда за споредување на положбите и избрал ѕвезда со трета величина претходно незабележана во близина. Меѓутоа, до 21 август, осветленоста се зголемила за една величина, а потоа до октомври исчезнала од погледот. Фабрициус претпоставил дека е нова, но потоа повторно ја видел на 16 февруари 1609 година.[15]

Во 1638 година, Јоханес Холварда одредил период на повторно појавување на ѕвездата, единаесет месеци; тој честопати е заслужен за откривањето на променливоста на Мира. Јоханес Хевелиус ја набљудувал во исто време и ја нарекол Мира во 1662 година, бидејќи делувал како ниедна друга позната ѕвезда. Исмаил Бујо тогаш го процени неговиот период на 333 дена, помалку од еден ден од современата вредност од 332 дена. Мерењето на Бујо можеби не било погрешно: познато е дека Мира малку варира во период, па дури и може полека да се менува со текот на времето. Проценувано е дека ѕвездата е црвен џин стар шест милијарди години.[9]

 
Мира како што е гледана од Земјата.

Има значителни шпекулации за тоа дали Мира била набљудувана пред Фабрициус. Секако, историјата на Алгол (позната со сигурност како променлива само во 1667 година, но со легенди и такви кои датираат од антиката кои покажуваат дека била набљудувана со сомнеж со милениуми) наведува дека и Мира можеби била позната. Карл Манитиус, современ преведувач на Хипарховиот „Коментар за Аратус“, предложува дека одредени редови од тој текст од вториот век можеби се за Мира. Другите предтелескопски западни каталози на Птоломеј, ал Суфи, Улукбек и Тихо Брахе не се спомнувани, дури и како обична ѕвезда. Постојат три набљудувања од кинески и корејски архиви, во 1596, 1070 година и истата година кога Хипарх би го направил своето набљудување (134 п.н.е.) кои се предложувачки.[се бара извор]

Проценката добиена 290-300 R☉ 1925 година од интерферометријата од страна на Френсис Пис, на Набљудувачницата „Планина Вилсон“ ), што ја прави тогаш втора по големина ѕвезда позната и споредлива со историските проценки на Бетелгез,[16] надмината само од Антарес.[17] Напротив, Ото Струве ја сметал Мира како црвен суперџин со приближен полупречник од 500 R☉ , додека современиот консензус прифаќа дека Мира е високо еволуирана асимптотична џиновска ограночна ѕвезда.[18]

Информации за далечина и позадина

уреди

Предхипаркосовите проценки се сосредочени на 220 светлосни години;[19] додека податоците на Хипаркос од намалувањето од 2007 година укажуваат на растојание од 299 светлосни години, со маргина на грешка од 11%.[2] Сомневано е дека возраста на Мира е околу 6 милијарди години. Нејзиниот гасовит материјал е расеан, колку што е тенок една илјадита од воздухот околу нас. Мира е исто така меѓу најладните познатите светли ѕвезди од класата црвени џинови, со температура која се движи од 3.000 до 4.000 степени Целзиусови (1.600 до 2.200 Целзиусови степени). Како и кај другите долготрајни променливи, длабоко црвената боја на Мира на минимум бледа до посветло портокалова додека ѕвездата осветлува. Во следните неколку милиони години, Мира ќе ги отфрли своите надворешни слоеви и ќе стане планетарна маглина, оставајќи зад себе бело џуџе.

Ѕвезден систем

уреди

Овој двоен ѕвезден систем се состои од црвен џин (Мира, означена како Мира А) која претрпува загуба на маса и придружник бело џуџе со висока температура (Мира Б) што ја зголемува масата од главното тело. Таков распоред на ѕвезди е познат како симбиотски систем и ова е најблиската таква симбиотска двојка до Сонцето. Испитувањето на овој систем од Чандраската набљудувачница со рендгенски зраци покажува директна размена на маса долж мостот на материја од основното до белото џуџе. Двете ѕвезди моментално ги делат околу 70 астрономски единици.[20]

Составен дел А

уреди
 
Мира во ултравиолетова и видлива светлина.

Мира А моментално е ѕвезда во асимптотична гранка на џинови (АГЏ), во топлински пулсирачка АЏО фаза.[21][22] Секој пулс трае една деценија или повеќе, и одредено време од редот од 10.000 години минуваат помеѓу секој пулс. Со секој пулсен циклус Мира ја зголемува сјајноста и пулсирањата стануваат посилни. Ова, исто така, предизвикува динамична нестабилност во Мира, што резултира со драматични промени во сјајноста и големината во пократки, неправилни временски периоди.[23]

Забележано е дека целокупниот облик на Мира А се менува, покажувајќи изразени отстапувања од симетријата. Се чини дека тие се предизвикани од светли точки на површината кои го развиваат нивниот облик во временски размери од 3-14 месеци. Набљудувањата на Мира А во ултравиолетовиот појас со вселенскиот телескоп „Хабл“ покажале особеност слична на столб што покажува кон придружната ѕвезда.[22]

Променливост

уреди
 
Мира како што била видена вселенскиот телескоп „Хабл“ во август 1997 година.

Мира А е променлива ѕвезда, поточно прототипната Мирида. 6.000 до 7.000 познати ѕвезди од оваа класа[24] се сите црвени џинови чии површини пулсираат на таков начин што ја зголемуваат и намалуваат светлината во периоди кои се движат од околу 80 до повеќе од 1.000 дена.

Во конкретниот случај на Мира, нејзините зголемувања на светлината ја носат до околу 3,5 светлинска величина во просек, ставајќи ја меѓу посветлите ѕвезди во соѕвездието Кит. Поединечните циклуси исто така се разликуваат; Добро посведочените максими се високи како светлинска величина 2,0 и ниска до 4,9, опсег речиси 15 пати во осветленоста, а постојат историски предлози дека вистинското ширење може да биде три пати или повеќе. Минимумите се многу помали и историски биле помеѓу 8,6 и 10,1, што е фактор од четири пати во сјајност. Вкупниот замав на осветленоста од апсолутен максимум до апсолутен минимум (два настани кои не се случиле во ист циклус) е 1.700 пати. Мира емитира огромно мнозинство од своето зрачење во инфрацрвеното светло, а нејзината променливост во тој опсег е само околу две величини. Обликот на неговата светлинска крива се зголемува во текот на околу 100 дена, а враќањето на минимум трае двојно подолго.[25] Современи приближни максими за Мира:[26]

 

  • 21–31 октомври 1999
  • 21–30 септември 2000
  • 21–31 август 2001
  • 21–31 јули 2002
  • 21–30 јуни 2003
  • 21–31 мај 2004
  • 11–20 април 2005
  • 11–20 март 2006
  • Февруари01–10, 2007
  • 21–31 јануари 2008
  • 21–31 декември 2008
  • 21–30 ноември 2009
  • 21–31 октомври 2010
  • 21–30 септември 2011
  • 27 август 2012
  • 26 јули 2013
  • 12 мај 2014
  • 9 април 2015
  • 6 март 2016
  • 31 јануари 2017
  • 29 декември 2017
  • 26 ноември 2018
  • 24 октомври 2019
  • 20 септември 2020
  • 18 август 2021
  • 16 јули 2022
  • 13 јуни 2023
  • 10 мај 2024
 
Пулсирања во χ Лебед, што ја покажува врската помеѓу видливата светлинска крива, температурата, полупречникот и сјајноста, вообичаени за Миридите.

Од северните умерени географски широчини, Мира воглавно не е видлива помеѓу крајот на март и јуни поради неговата близина до Сонцето. Тоа значи дека понекогаш може да поминат неколку години без да се појави како тело видливо со голо око.

Пулсирањата на Миридите предизвикуваат проширување и собирање на ѕвездата, но и промена на нејзината температура. Температурата е највисока малку по видливиот максимум, а најниската малку пред минимумот. Фотосферата, измерена во Роселандскиот полупречник, е најмала непосредно пред видливиот максимум и блиску до времето на максимална температура. Најголемата големина е постигнувана малку пред времето на најниската температура. Болометриската сјајност е пропорционална со четвртата моќност на температурата и квадратот на полупречникот, но полупречникот варира за над 20%, а температурата за помалку од 10%.[27]

Во Мира, најголемата сјајност се јавува блиску до времето кога ѕвездата е најжешка и најмала. Видливата големина е определувана и од сјајноста и од пропорцијата на зрачењето што се јавува на видливите бранови должини. Само мал дел од зрачењето се емитува на видливи бранови должини и оваа пропорција е многу силно под влијание на температурата (Планков закон). Во комбинација со целокупните промени на сјајноста, ова создава многу голема варијација на привидната величина, а максималната се јавува кога температурата е висока.[10]

Инфрацрвените мерења со многу големи телескопи кон Мира во фазите 0,13, 0,18, 0,26, 0,40 и 0,47 покажуваат дека полупречникот варира од 332 ± 38 R☉ во фаза 0,13 веднаш по максимумот до 402 ± 46 R☉ во фаза 0,40 се приближува до минимумот. Температурата во фаза 0,13 е 3.192 ± 200 и 2.918 ± 183 K во фаза 0,26 околу половина пат од максимум до минимум. Сјајноста е пресметувана на 9.360 ± 3.140 L☉ во фаза 0,13 и 8.400 ± 2.820 L☉ во фаза 0,26.[10]

Пулсирањата на Мира имаат ефект на проширување на нејзината фотосфера за околу 50% во споредба со непулсирачка ѕвезда. Во случајот на Мира, ако не пулсира, моделирана е да има полупречникот од само околу 240 R☉.[10]

Загуба на маса

уреди

Ултравиолетовите студии на Мира од страна на вселенскиот телескоп на НАСА, Galaxy Evolution Explorer (GALEX), откриле дека таа фрла трага од материјал од надворешната обвивка, оставајќи опашка долга 13 светлосни години, создавана во текот на десетици илјади години.[28][29] Сметано е дека жешкиот лачен бран на компримирана плазма/гас е причина за опашката; лачниот бран е резултат на заемодејството на ѕвездениот ветер од Мира А со гасот во меѓуѕвездениот простор, низ кој Мира се движи со крајно голема брзина од 130 км/с.[30] Опашката се состои од материјал соголен од главата на лачниот бран, што е видливо и при ултравиолетовите набљудувања. Лачниот удар на Мира на крајот ќе еволуира во планетарна маглина, чиј облик значително ќе биде под влијание на движењето низ меѓуѕвездената средина.[31] Опашката на Мира нуди единствена можност да биде проучено како ѕвездите како нашето Сонце умираат и на крајот се создавани нови сончеви системи. Додека Мира се расфрла, нејзината опашка испушта јаглерод, кислород и други важни елементи потребни за образување нови ѕвезди, планети, па дури и живот. Овој материјал од опашката, видлив сега за прв пат, е исфрлен во изминатите 30.000 години.

 
Ултравиолетовиот мозаик на лачниот шок и опашката на Мира добиени со помош на истражувачот на НАСА за еволуција на Galaxy (GALEX)

Составен дел Б

уреди
Главна статија: Мира Б

Придружната ѕвезда е 0,487 ± 0,006 подалеку од главната ѕвезда.[32] Таа била пресметана со вселенскиот телескоп „Хабл“ во 1995 година, кога имала 70 астрономски единици од главното тело; а резултатите биле објавени во 1997 година. Ултравиолетовите снимки на Хабл и подоцнежните снимки со рендгренски зраци од Чандранскиот вселенскиот телескоп, покажуваат спирала од гас што се издигнува од Мира во правец на Мира Б. Периодот на орбитата на придружникот околу Мира е приближно 400 години.

Во 2007 година, набљудувањата покажале протопланетарен диск околу придружничката Мира Б. Овие набљудувања, исто така, навестиле дека придружникот е ѕвезда од главната низа со околу 0,7 сончева маса и спектрален вид К, наместо бело џуџе како што првично било мислено.[33] Меѓутоа, во 2010 година, дополнителното истражување покажало дека Мира Б е всушност бело џуџе.[34]

Наводи

уреди
  1. ↑ „IAU Catalog of Star Names“. Посетено на 1 септември 2024.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 van Leeuwen, F. (November 2007). „Validation of the new Hipparcos reduction“. Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 Kukarkin, B. V.; и др. (1971). „The third edition containing information on 20437 variable stars discovered and designated till 1968“. General Catalogue of Variable Stars (3rd. изд.). Bibcode:1971GCVS3.C......0K.
  4. ↑ Castelaz, Michael W.; Luttermoser, Donald G. (1997). „Spectroscopy of Mira Variables at Different Phases“. The Astronomical Journal. 114: 1584–1591. Bibcode:1997AJ....114.1584C. doi:10.1086/118589.
  5. ↑ 5,0 5,1 Celis S., L. (1982). „Red variable stars. I — UBVRI photometry and photometric properties“. Astronomical Journal. 87: 1791–1802. Bibcode:1982AJ.....87.1791C. doi:10.1086/113268.
  6. ↑ Evans, D. S. (June 20–24, 1966). Batten, Alan Henry; Heard, John Frederick (уред.). „The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities“. Determination of Radial Velocities and Their Applications. University of Toronto: International Astronomical Union. 30: 57. Bibcode:1967IAUS...30...57E. Determination of Radial Velocities and their Applications, Proceedings from IAU Symposium no. 30.
  7. ↑ Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), „XHIP: An extended hipparcos compilation“, Astronomy Letters, 38 (5): 331, arXiv:1108.4971, Bibcode:2012AstL...38..331A, doi:10.1134/S1063773712050015, S2CID 119257644.
  8. ↑ „Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars“. Поморска набљудувачница на Соединетите Држави. Архивирано од изворникот на 1 август 2017. Посетено на 1 септември 2024.
  9. ↑ 9,0 9,1 9,2 Wyatt, S. P.; Cahn, J. H. (1983). „Kinematics and ages of Mira variables in the greater solar neighborhood“. Astrophysical Journal, Part 1. 275: 225–239. Bibcode:1983ApJ...275..225W. doi:10.1086/161527.
  10. ↑ 10,0 10,1 10,2 10,3 10,4 10,5 Woodruff, H. C.; Eberhardt, M.; Driebe, T.; Hofmann, K.-H.; и др. (2004). „Interferometric observations of the Mira star o Ceti with the VLTI/VINCI instrument in the near-infrared“. Astronomy & Astrophysics. 421 (2): 703–714. arXiv:astro-ph/0404248. Bibcode:2004A&A...421..703W. doi:10.1051/0004-6361:20035826. S2CID 17009595.
  11. ↑ Allen, Richard H. (1963). Star Names: Their Lore and Meaning. New York: Dover Publications. ISBN 0-486-21079-0.
  12. ↑ „IAU Working Group on Star Names (WGSN)“. Посетено на 1 септември 2024.
  13. ↑ „Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 1“ (PDF). Посетено на 1 септември 2024.
  14. ↑ Wilk, Stephen R (1996). „Mythological Evidence for Ancient Observations of Variable Stars“. The Journal of the American Association of Variable Star Observers. 24 (2): 129–133. Bibcode:1996JAVSO..24..129W.
  15. ↑ Hoffleit, Dorrit (1997). „History of the Discovery of Mira Stars“. The Journal of the American Association of Variable Star Observers. 25 (2): 115. Bibcode:1997JAVSO..25..115H.
  16. ↑ Pease, F. G. (1925). „The Diameter of Mira Ceti at the 1925 Maximum“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 37 (216): 89–90. ISSN 0004-6280. JSTOR 40693379.
  17. ↑ „Science News“. Science. 61 (1576): x–xiv. 1925. ISSN 0036-8075. JSTOR 1650052.
  18. ↑ Galaxy v23n06 (1965 08).
  19. ↑ Burnham, Robert Jr. (1980). Burnham's Celestial Handbook. 1. New York: Dover Publications Inc. стр. 634.
  20. ↑ Karovska, Margarita (August 2006). „Future Prospects for Ultra-High Resolution Imaging of Binary Systems at UV and X-rat Wavelengths“. Astrophysics and Space Science. 304. 304 (1–4): 379–382. Bibcode:2006Ap&SS.304..379K. doi:10.1007/s10509-006-9146-4. S2CID 124913393.
  21. ↑ Pogge, Richard (21 јануари 2006). „Lecture 16: The Evolution of Low-Mass Stars“. Ohio State University. Посетено на 1 септември 2024.
  22. ↑ 22,0 22,1 Lopez, B. (1999). AGB and post-AGB stars at high angular resolution. Proceedings IAU Symposium #191: Asymptotic Giant Branch Stars. стр. 409. Bibcode:1999IAUS..191..409L.
  23. ↑ De Loore, C. W. H.; Doom, C (1992). Structure and Evolution of Single and Binary Stars. Springer. ISBN 0-7923-1768-8.
  24. ↑ GCVS: vartype.txt from the GCVS catalogue (statistics at the end of the file indicate 6,006 confirmed and 1,237 probable Mira variables)
  25. ↑ Braune, Werner. „Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne“. Архивирано од изворникот на 2007-08-10. Посетено на 1 септември 2024.
  26. ↑ „SEDS - Mira“. Посетено на 1 септември 2024.
  27. ↑ Lacour, S.; Thiébaut, E.; Perrin, G.; Meimon, S.; Haubois, X.; Pedretti, E.; Ridgway, S. T.; Monnier, J. D.; Berger, J. P. (2009). „The Pulsation of χ Cygni Imaged by Optical Interferometry: A Novel Technique to Derive Distance and Mass of Mira Stars“. The Astrophysical Journal. 707 (1): 632–643. arXiv:0910.3869. Bibcode:2009ApJ...707..632L. doi:10.1088/0004-637X/707/1/632.
  28. ↑ Martin, D. Christopher; Seibert, M; Neill, JD; Schiminovich, D; Forster, K; Rich, RM; Welsh, BY; Madore, BF; Wheatley, JM; Morrissey, P; Barlow, TA (August 17, 2007). „A turbulent wake as a tracer of 30,000 years of Mira's mass loss history“ (PDF). Nature. 448 (7155): 780–783. Bibcode:2007Natur.448..780M. doi:10.1038/nature06003. PMID 17700694. S2CID 4426573.
  29. ↑ Minkel, JR. (2007). „Shooting Bullet Star Leaves Vast Ultraviolet Wake“. Scientific American.
  30. ↑ Wareing, Christopher; Zijlstra, A. A.; O'Brien, T. J.; Seibert, M. (November 6, 2007). „It's a wonderful tail: the mass-loss history of Mira“. Astrophysical Journal Letters. 670 (2): L125–L129. arXiv:0710.3010. Bibcode:2007ApJ...670L.125W. doi:10.1086/524407. S2CID 16954556.
  31. ↑ Wareing, Christopher (December 13, 2008). „Wonderful Mira“ (PDF). Philosophical Transactions of the Royal Society A. 366 (1884): 4429–4440. Bibcode:2008RSPTA.366.4429W. doi:10.1098/rsta.2008.0167. PMID 18812301. S2CID 29910377.
  32. ↑ Ramstedt, S.; Mohamed, S.; Vlemmings, W. H. T.; Maercker, M.; Montez, R.; Baudry, A.; De Beck, E.; Lindqvist, M.; Olofsson, H. (2014). „The wonderful complexity of the Mira AB system“. Astronomy and Astrophysics. 570: L14. arXiv:1410.1529. Bibcode:2014A&A...570L..14R. doi:10.1051/0004-6361/201425029.
  33. ↑ Ireland, M. J.; Monnier, J. D.; Tuthill, P. G.; Cohen, R. W.; De Buizer, J. M.; Packham, C.; Ciardi, D.; Hayward, T.; Lloyd, J. P. (2007). „Born-Again Protoplanetary Disk around Mira B“. The Astrophysical Journal. 662 (1): 651–657. arXiv:astro-ph/0703244. Bibcode:2007ApJ...662..651I. doi:10.1086/517993. S2CID 16694.
  34. ↑ Sokoloski; Lars Bildsten (2010). „Evidence for the White Dwarf Nature of Mira B“. The Astrophysical Journal. 723 (2): 1188–1194. arXiv:1009.2509v1. Bibcode:2010ApJ...723.1188S. doi:10.1088/0004-637X/723/2/1188. S2CID 119247560.

Дополнителна книжевност

уреди
  • „Mira (Omicron Ceti)“. The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight. Посетено на 1 септември 2024.
  • Robert Burnham Jr., Burnham's Celestial Handbook, Vol. 1, (Њујорк: Dover Publications, Inc., 1978), 634.
  • James Kaler, The Hundred Greatest Stars, (Њујорк: Copernicus Books, 2002), 121.

Надворешни врски

уреди
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Мира_(ѕвезда)&oldid=5272295“