Википедија

Мирида

вид променлива ѕвезда

Мирида — класа на пулсирачки ѕвезди кои се одликуваат со мошне црвени бои, периоди на пулсирање од преку 100 дена, замав поголем од една величина во инфрацрвениот појас и 2,5 величини во видливиот појас. Наречени се по нивната прототипна ѕвезда — Мира (Омикрон Кит, ο Cet). Претставуваат црвени џинови во многу доцна етапа од нивниот развој, на асимптотската гранка на џинови (АГЏ), кои ги исфрлаат нивните надворешни обвивки како планетарни маглни и стануваат бели џуџиња во рок од неколку милиони години.

Мира — протитипа ѕвезда на миридите.

Овие ѕвезди се доволно масивни за да имаат претрпено хелиумскo соединување во нивните јадра, но имаат помалку од две сончеви маси[1] — ѕвезди кои веќе имаат изгубено половина од првичната маса. Меѓутоа, тие можат да бидат илјадници пати посјајни од Сонцето поради тоа што поседуваат многу големи надуени обвивки. Исто така, тие пулсираат, бидејќи сета ѕвезда се шири и се собира. Ова прави промена во температурата и величината, што пак предизвикува промени во сјајноста. Пулсирањето зависи од масата и полупречникот на ѕвездата, и постои добро уврдена врска помеѓу периодот и сјајноста (како и бојата).[2][3] Многу големите видливи замави не се должат на големи промени во сјајноста, туку поради префрлање на излезната енергија помеѓу инфрацрвена и видлива бранова должина кога тие ја менуваат температурата при пулсирањето.[4]

Светлинската крива на χ Лебед.

Првичните моделирања на миридите се потпирале на претпоставката дека ѕвездата останува сферно симетрична во текот на овој процес (претежно за да се упрости сметачкото моделирање наместо од физички причини). Во поново време е спроведен попис на миридите, каде е најдено дека 75 % од оние видени со телескопот IOTA немале сферна симетрија,[5] што доследно одговара на претходните слики од поединечни мириди.[6][7][8] Затоа, денес се претпочита реалистично тридимензионално моделирање на миридите со помош на суперсметачи.[9]

Миридите можат да бидат богати со кислород или со јаглерод. Јеглеродно богатите ѕвезди како R Зајак произлегуваат од потесен збир услови кои се наметнуваат брз вообичаеното тежнеење на АГЏ-ѕвездите да чуваат вишок кислород врз јаглеродот поради зацрпувања.[10] Пулсирачките АГЏ-ѕвезди како миридите претрпуваат соединување во наизменични водородни и хелиумски обвивки, што повремено дава длабока deep конвекција позната како зацрпувања. Овие зацрпувања го носат јаглеродот од хелиумскосогорувачката обвивка на површината и миридата би ја направиле јаглеродна ѕвезда. Меѓутоа, кај ѕвездите со преку 4 M☉ се јавува врело согорување на дното. Ова се јавува кога подолните подрачја на конвективниот појас се доволно врели за да се случи значително соединување во јаглеродно-азотно-кислороден циклус, што уништува голем дел од јаглеродот пред тој да има прилика да дојде до површината. Овие помасивни АГЏ-ѕвезди не стануваат јаглеродно богати.[11]

Миридите брзо ја губат масата и овој материјал честопати образува плашт од прашина кој ја обиколува ѕвездата. Во извесни случаи се јавуваат погодни услови за создавање на природни мазери.[12]

Мал дел од миридите го менуваат периодот со текот на времето: тој се зголемува и намалува во голема мера (до трети степен) со текот на неколку децении до неколку века. Се смета дека ова се должи на топлински пулсирања, каде хелиумската обвивка повторно ја зажарува надворешната водородна обвивка, менувајќи го составот на ѕвездата, што се одразува врз периодот. Овој процес се смета дека се случува кај сите мириди, но релативната краткотрајност на топлинските пулсирања (највеќе до неколку илјади години) во текот на нејзиниот животен век на АГЏ (помалку од милион години), значи дека појавата ја гледаме само кај неколку од повеќеилјадните познати мириди (можеби во R Водна Змија).[13] Највеќето мириди покажуваат мали промени во периодот од еден до друг циклус, веројатно предизвикани од нелинеарно поведение во ѕвездената обвивка, меѓу кои се отстапувањата од сферната геометрија.[14][15]

Миридите се популарни кај аматерски астрономи кои се занимаваат со набљудување на променливи ѕвезди поради значителните промени во сјајноста. Некои Мириди (како самата Мира) доследно се набљудуваат веќе подолго од сто години.[16]

Список уреди

Следи список на избрани мириди. Освен ако не е поинаку укажано, дадените величини се во V-појас, а растојанијата се од ѕвездениот каталог „Гаја DR2“.[17]

Ѕвезда
 Најголема
величина 		Најмала
величина 		Период
(денови)
 Оддалеченост
(парсеци) 		Навод
Мира 2,0 10,1 332 92+12
9[18]		 [1]
Хи Лебед 3,3 14,2 408 180+45
30 		[2]
R Водна Змија 3,5 10,9 380 224+56
37 		[3]
R Кобилица 3,9 10,5 307 387+81
57 		[4]
R Лав 4,4 11,3 310 71+5
4 		[5]
S Кобилица 4,5 9,9 149 497+22
20 		[6]
R Касиопеја 4,7 13,5 430 187+9
8 		[7]
R Часовник 4,7 14,3 408 313+40
32 		[8]
R Златна Рипка 4,8 6,3 172 55 ± 3[18] [9]
U Орион 4,8 13,0 377 216+19
16 		[10]
RR Скорпија 5,0 12,4 281 277+18
16 		[11]
R Змија 5,2 14,4 356 285+26
22 		[12]
T Кефеј 5,2 11,3 388 176+13
12 		[13]
R Водолија 5,2 12,4 387 320+31
26 		[14]
R Кентаур 5,3 11,8 502 385+159
87[18]		 [15]
RR Стрелец 5,4 14 336 386+48
38 		[16]
R Триаголник 5,4 12,6 267 933+353
201 		[17]
S Вајар 5,5 13,6 367 1.078+1.137
366 		[18]
R Орел 5,5 12,0 271 238+27
22 		[19]
R Зајак 5,5 11,7 445 419+15
14 		[20]
W Водна Змија 5,6 9,6 390 164+25
19 		[21]
R Андромеда 5,8 15,2 409 242+30
24 		[22]
S Северна Круна 5,8 14,1 360 431+60
47 		[23]
U Лебед 5,9 12,1 463 767+34
31 		[24]
X Змијоносец 5,9 8,6 338 215+15
13 		[25]
RS Скорпија 6,0 13,0 319 709+306
164 		[26]
RT Стрелец 6,0 14,1 306 575+48
41 		[27]
RU Стрелец 6,0 13,8 240 1.592+1.009
445 		[28]
RT Лебед 6,0 13,1 190 888+47
43 		[29]
R Близнаци 6,0 14,0 370 1.514+1.055
441 		[30]
S Жерав 6,0 15,0 402 671+109
82 		[31]
V Еднорог 6,0 13,9 341 426+50
41 		[32]
R Рак 6,1 11,9 357 226+32
25 		[33]
R Девица 6,1 12,1 146 530+28
25 		[34]
R Лебед 6,1 14,4 426 674+47
41 		[35]
R Воловар 6,2 13,1 223 702+60
52 		[36]
T Рамнило 6,2 13,6 244 1.116+168
129 		[37]
R Мал Лав 6,3 13,2 372 347+653
137[18]		 [38]
S Девица 6,3 13,2 375 729+273
156 		[39]
R Мрежичка 6,4 14,2 281 1.553+350
241 		[40]
S Херкул 6,4 13,8 304 477+27
24 		[41]
U Херкул 6,4 13,4 404 572+53
45 		[42]
R Октант 6,4 13,2 407 504+46
39 		[43]
S Сликар 6,5 14,0 422 574+74
59 		[44]
R Голема Мечка 6,5 13,7 302 489+54
44 		[45]
R Ловечки Кучиња 6,5 12,9 329 661+65
54 		[46]
R Рамнило 6,5 12,8 496 581+10.000
360[18]		 [47]
T Голема Мечка 6,6 13,5 257 1.337+218
164 		[48]
R Кочијаш 6,7 13,9 458 227+21
17 		[49]
RU Херкул 6,7 14,3 486 511+53
44 		[50]
R Змеј 6,7 13,2 246 662+58
49 		[51]
V Северна Круна 6,9 12,6 358 843+43
39 		[52]
T Касиопеја 6,9 13,0 445 374+37
31 		[53]
R Пегаз 6,9 13,8 378 353+35
29 		[54]
V Касиопеја 6,9 13,4 229 298+15
14 		[55]
T Паун 7,0 14,4 244 1.606+340
239 		[56]
RS Девица 7,0 14,6 354 616+81
64 		[57]
Z Лебед 7,1 14,7 264 654+36
33 		[58]
S Орион 7,2 13,1 434 538+120
83 		[59]
T Змеј 7,2 13,5 422 783+48
43 		[60]
UV Кочијаш 7,3 10,9 394 1.107+83
72 		[61]
W Орел 7,3 14,3 490 321+22
20 		[62]
S Кефеј 7,4 12,9 487 531+23
21 		[63]
R Печка 7,5 13,0 386 633+44
38 		[64]
RZ Пегаз 7,6 13,6 437 1.117+88
76 		[65]
RT Орел 7,6 14,5 327 352+24
21 		[66]
V Лебед 7,7 13,9 421 458+36
31 		[67]
RR Орел 7,8 14,5 395 318+33
28 		[68]
S Воловар 7,8 13,8 271 2.589+552
387 		[69]
WX Лебед 8,8 13,2 410 1.126+86
75 		[70]
W Змеј 8,9 15,4 279 6.057+4.469
1.805 		[71]
R Јарец[19] 8,9 14,9 343 1.407+178
142 		[72]
UX Лебед 9,0 17,0 569 5.669+10.000
2.760 		[73]
LL Пегаз 9,6 K 11,6 K 696 1.300[20] [74]
TY Касиопеја 10,1 19,0 645 1.328+502
286 		[75]
IK Бик 10,8 16,5 470 285+36
29 		[76]
CW Лав 11,0 R 14,8 R 640 95+22
15[21]		 [77]
TX Жирафа 11,6 B 17,7 B 557 333+42
33 		[78]
LP Андромеда 15,1 17,3 614 400+68
51 		[79]

Поврзано уреди

Наводи уреди

  1. ↑ Ireland, M.J.; Scholz, M.; Tuthill, P.G.; Wood, P.R. (December 2004). „Pulsation of M-type Mira variables with moderately different mass: search for observable mass effects“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 355 (2): 444–450. arXiv:astro-ph/0408540. Bibcode:2004MNRAS.355..444I. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08336.x. Посетено на 22 November 2020.
  2. ↑ Glass, I.S.; Lloyd Evans, T. (1981). „A period-luminosity relation for Mira variables in the Large Magellanic Cloud“. Nature. Macmillan. 291 (5813): 303–4. Bibcode:1981Natur.291..303G. doi:10.1038/291303a0. S2CID 4262929.
  3. ↑ Bedding, Timothy R.; Zijlstra, Albert A. (1998). „[ITAL]Hipparcos[/ITAL] Period-Luminosity Relations for Mira and Semiregular variables“. The Astrophysical Journal. 506 (1): L47–L50. arXiv:astro-ph/9808173. Bibcode:1998ApJ...506L..47B. doi:10.1086/311632.
  4. ↑ Smith, Beverly J.; Leisawitz, David; Castelaz, Michael W.; Luttermoser, Donald (2002). „Infrared Light Curves of Mira Variable Stars from [ITAL]COBE[/ITAL] DIRBE Data“. The Astronomical Journal. 123 (2): 948. arXiv:astro-ph/0111151. Bibcode:2002AJ....123..948S. doi:10.1086/338647. S2CID 16934459.
  5. ↑ Ragland, S.; Traub, W. A.; Berger, J.-P.; Danchi, W. C.; Monnier, J. D.; Willson, L. A.; Carleton, N. P.; Lacasse, M. G.; Millan-Gabet, R.; Pedretti, E.; Schloerb, F. P.; Cotton, W. D.; Townes, C. H.; Brewer, M.; Haguenauer, P.; Kern, P.; Labeye, P.; Malbet, F.; Malin, D.; Pearlman, M.; Perraut, K.; Souccar, K.; Wallace, G. (2006). „First Surface-resolved Results with the Infrared Optical Telescope Array Imaging Interferometer: Detection of Asymmetries in Asymptotic Giant Branch Stars“. The Astrophysical Journal. 652 (1): 650–660. arXiv:astro-ph/0607156. Bibcode:2006ApJ...652..650R. doi:10.1086/507453.
  6. ↑ Haniff, C. A.; Ghez, A. M.; Gorham, P. W.; Kulkarni, S. R.; Matthews, K.; Neugebauer, G. (1992). „Optical aperture synthetic images of the photosphere and molecular atmosphere of Mira“ (PDF). Astronomical Journal. 103: 1662. Bibcode:1992AJ....103.1662H. doi:10.1086/116182.
  7. ↑ Karovska, M.; Nisenson, P.; Papaliolios, C.; Boyle, R. P. (1991). „Asymmetries in the atmosphere of Mira“. Astrophysical Journal. 374: L51. Bibcode:1991ApJ...374L..51K. doi:10.1086/186069.
  8. ↑ Tuthill, P. G.; Haniff, C. A.; Baldwin, J. E. (1999). „Surface imaging of long-period variable stars“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 306 (2): 353. Bibcode:1999MNRAS.306..353T. doi:10.1046/j.1365-8711.1999.02512.x.
  9. ↑ Freytag, B.; Höfner, S. (2008). „Three-dimensional simulations of the atmosphere of an AGB star“. Astronomy and Astrophysics. 483 (2): 571. Bibcode:2008A&A...483..571F. doi:10.1051/0004-6361:20078096.
  10. ↑ Feast, Michael W.; Whitelock, Patricia A.; Menzies, John W. (2006). „Carbon-rich Mira variables: Kinematics and absolute magnitudes“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 369 (2): 791–797. arXiv:astro-ph/0603506. Bibcode:2006MNRAS.369..791F. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10324.x. S2CID 12805849.
  11. ↑ Stancliffe, Richard J.; Izzard, Robert G.; Tout, Christopher A. (2004). „Third dredge-up in low-mass stars: Solving the Large Magellanic Cloud carbon star mystery“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 356 (1): L1–L5. arXiv:astro-ph/0410227. Bibcode:2005MNRAS.356L...1S. doi:10.1111/j.1745-3933.2005.08491.x.
  12. ↑ Wittkowski, M.; Boboltz, D. A.; Ohnaka, K.; Driebe, T.; Scholz, M. (2007). „The Mira variable S Orionis: Relationships between the photosphere, molecular layer, dust shell, and SiO maser shell at 4 epochs“. Astronomy and Astrophysics. 470 (1): 191–210. arXiv:0705.4614. Bibcode:2007A&A...470..191W. doi:10.1051/0004-6361:20077168.
  13. ↑ Zijlstra, A. A.; Bedding, T. R.; Mattei, J. A. (2002). „The evolution of the Mira variable R Hydrae“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 334 (3): 498. arXiv:astro-ph/0203328. Bibcode:2002MNRAS.334..498Z. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05467.x.
  14. ↑ Templeton, M. R.; Mattei, J. A.; Willson, L. A. (2005). „Secular Evolution in Mira Variable Pulsations“. The Astronomical Journal. 130 (2): 776–788. arXiv:astro-ph/0504527. Bibcode:2005AJ....130..776T. doi:10.1086/431740. S2CID 359940.
  15. ↑ Zijlstra, Albert A.; Bedding, Timothy R. (2002). „Period Evolution in Mira Variables“. Journal of the American Association of Variable Star Observers. 31 (1): 2. Bibcode:2002JAVSO..31....2Z.
  16. ↑ Mattei, Janet Akyuz (1997). „Introducing Mira Variables“. The Journal of the American Association of Variable Star Observers. 25 (2): 57. Bibcode:1997JAVSO..25...57M.
  17. ↑ Gaia Collaboration (2018), Gaia DR2, VizieR, Посетено на 20 April 2019
  18. ↑ 18,0 18,1 18,2 18,3 18,4 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.
  19. ↑ Discovered in 1848 by Hind. Patrick Moore and Robin Rees (2011). Patrick Moore's Data Book of Astronomy (second. изд.). Cambridge University Press. стр. 323. ISBN 978-1139495226.
  20. ↑ Lombaert, R.; De Vries, B. L.; De Koter, A.; Decin, L.; Min, M.; Smolders, K.; Mutschke, H.; Waters, L. B. F. M. (2012). „Observational evidence for composite grains in an AGB outflow. MgS in the extreme carbon star LL Pegasi“. Astronomy & Astrophysics. 544: L18. arXiv:1207.1606. Bibcode:2012A&A...544L..18L. doi:10.1051/0004-6361/201219782.
  21. ↑ Sozzetti, A.; Smart, R. L.; Drimmel, R.; Giacobbe, P.; Lattanzi, M. G. (2017). „Evidence for orbital motion of CW Leonis from ground-based astrometry“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 471 (1): L1–L5. arXiv:1706.04391. Bibcode:2017MNRAS.471L...1S. doi:10.1093/mnrasl/slx082.
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Мирида&oldid=4946825“