Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Для использования в других целях, см Мира (значения) .
Мира [1]
Созвездие Кита map.svg
Красный circle.svg
Расположение Миры (обведено)
Данные наблюдений Epoch J2000.0 Equinox J2000.0
      
СозвездиеCetus
Прямое восхождение02 ч 19 м 20.79210 с [2]
Склонение–02 ° 58 ′ 39,4956 ″ [2]
Видимая звездная величина  (V)От 2,0 до 10,1 [3]
Характеристики
Спектральный типM7 IIIe [4] (M5e-M9e [3] )
Индекс цвета U − B+0,08 [5]
Индекс цвета B − V+1,53 [5]
Тип переменнойМира [3]
Астрометрия
Радиальная скорость (R v )+63,8 [6]  км / с
Собственное движение (μ) РА:  9,33 [2]  Мас / год
декабрь .:  -237,36 [2]  Мас / год
Параллакс (π)10,91 ± 1,22 [2]  мсд.
Расстояниеок. 300  св. Лет
(около 90  шт. )
Абсолютная звездная величина  (M V )+0.99 [7] (переменная)
Орбита [8]
Период (P)497,88 год
Большая полуось (а)0,8 ″
Эксцентриситет (e)0,16
Наклон (i)112 °
Долгота узла (Ω)138,8 °
Эпоха периастра (T)2285,75
Аргумент периастра (ω)
(вторичный)		258,3 °
Подробности
Масса1,18 [9]  M ☉
Радиус332–402 [10] (-541 [11] )  R ☉
Светимость (болометрическая)8 400–9 360 [10]  л ☉
Температура2,918–3,192 [10]  К
Возраст6 [9]  млрд лет
Прочие обозначения
Стелла Мира, Коллум Кита, Чудесная звезда, [12] ο  Кита, 68  Кита, BD −03 ° 353, HD  14386, HIP  10826, HR  681, LTT  1179, SAO  129825
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

Мира ( / м aɪ г ə / ), обозначение Омикрон Кита ( ο Кита , сокращенно Омикрон Cet , ο Cet ), является красный гигант звезда оценивается в 200-400 световых лет от Солнца в созвездии Cetus .

ο Кита - двойная звездная система , состоящая из переменного красного гиганта (Мира A) и белого карлика- компаньона ( Мира B ). Мира A - это пульсирующая переменная звезда, и она была первой открытой переменной звездой, не являющейся сверхновой , за возможным исключением Алгола . Это прототип переменных Mira .

Номенклатура [ править ]

ο Ceti ( латинский к Омикрону Центавру ) является звездой Bayer обозначения . Он был назван Мира ( лат. «Чудесный» или «удивительный») Иоганном Гевелием в его « Историоле Мира Стелла» (1662 г.). В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу по именам звезд (WGSN) [13] для каталогизации и стандартизации имен собственных для звезд. Первый бюллетень WGSN за июль 2016 года включал таблицу первых двух партий имен, одобренных WGSN, в которую входила Мира для этой звезды. [14]

Мира в два разных времени.

История наблюдений [ править ]

Визуальная кривая блеска Миры, созданная с помощью инструмента генератора кривой блеска AAVSO

Доказательства того, что изменчивость Миры была известна в древнем Китае , Вавилоне или Греции , в лучшем случае лишь косвенные. [15] Что можно сказать наверняка, так это то, что изменчивость Миры была зарегистрирована астрономом Давидом Фабрициусом, начиная с 3 августа 1596 года. Наблюдая то, что он считал планетой Меркурий (позже идентифицированный как Юпитер ), ему понадобилась опорная звезда для сравнения положения и выбрал поблизости ранее незамеченную звезду третьей величины. Однако к 21 августа его яркость увеличилась на одну звездную величину , а затем к октябрю исчезла из поля зрения. Фабрициус предположил, что это новая звезда, но затем снова увидел ее 16 февраля 1609 года.[16]

В 1638 году Иоганнес Холварда определил период появления звезды - одиннадцать месяцев; ему часто приписывают открытие изменчивости Миры. Иоганнес Гевелий наблюдал за ней в то же время и назвал ее Мира в 1662 году, поскольку она действовала как никакая другая известная звезда. Исмаил Буйо тогда оценил его период в 333 дня, что меньше, чем на один день по сравнению с современным значением, равным 332 дням. Измерение Буйо, возможно, не было ошибочным: известно, что Мира немного отличается по периоду и может даже медленно меняться с течением времени. По оценкам, звезда - красный гигант, которому шесть миллиардов лет . [9]

Мира глазами с Земли

Есть много предположений относительно того, наблюдалась ли Мира до Фабрициуса. Конечно , история Алгола (известная наверняка как переменная только в 1667 году, но с легендами и тому подобными, восходящими к древности, показывающими, что за ней наблюдали с подозрением на протяжении тысячелетий) предполагает, что Мира тоже могла быть известна. Карл Манитиус , современный переводчик Гиппарх " Комментарий к Арату , предположил , что некоторые строки из этого текста второго века могут быть около Мира. Другие дотелескопические западные каталоги Птолемея , ас-Суфи , Улугбека и Тихо Брагене упоминается даже в качестве обычной звезды. Есть три наблюдения из китайских и корейских архивов, в 1596, 1070 и том же году, когда Гиппарх сделал бы свое наблюдение (134 г. до н.э.), которые наводят на размышления, но китайская практика закрепления наблюдений не более точна, чем в пределах данного китайца. Созвездие не позволяет быть уверенным. [ необходима цитата ]

Расстояние [ править ]

Расстояние до Миры неизвестно; оценки до Гиппаркоса - 220 световых лет ; [17], в то время как данные Hipparcos по сокращению 2007 г. предполагают расстояние в 299 световых лет с погрешностью 11%. [2]

Звездная система [ править ]

Эта двойная звездная система состоит из красного гиганта (Мира, обозначенного как Мира A), испытывающего потерю массы, и высокотемпературного белого карлика (Мира B), который наращивает массу от главной звезды . Такое расположение звезд известно как симбиотическая система, и это ближайшая такая симбиотическая пара к Солнцу . Исследование этой системы рентгеновской обсерваторией Чандра показывает прямой массообмен по мосту материи от первичного к белому карлику. Две звезды в настоящее время разделены примерно 70  астрономическими единицами . [18]

Компонент А [ править ]

Мира в УФ и видимом свете

Мира A в настоящее время является звездой асимптотической ветви гигантов (AGB) в термически пульсирующей фазе AGB. [19] [20] Каждый импульс длится десятилетие или более, и промежуток времени порядка 10 000 лет проходит между каждым импульсом. С каждым циклом импульса свечение Миры увеличивается, а импульсы становятся сильнее. Это также вызывает динамическую нестабильность в Мире, что приводит к резким изменениям яркости и размера в течение более коротких и нерегулярных периодов времени. [21]

Было замечено, что общая форма Миры А изменилась, демонстрируя явные отклонения от симметрии. По всей видимости, это вызвано яркими пятнами на поверхности, которые меняют свою форму в масштабе времени от 3 до 14 месяцев. Наблюдения Миры А в ультрафиолетовом диапазоне с помощью космического телескопа Хаббл показали, что она похожа на шлейф, указывающий на звезду-компаньон. [20]

Изменчивость [ править ]

Мира, увиденная космическим телескопом Хаббла в августе 1997 года.

Мира А - переменная звезда , в частности прототипная переменная Мира . От 6000 до 7000 известных звезд этого класса [22] - все красные гиганты , поверхность которых пульсирует таким образом, что яркость увеличивается и уменьшается в течение периодов от 80 до более 1000 дней.

В конкретном случае Миры, ее яркость в среднем достигает 3,5 звездной величины , что делает ее одной из самых ярких звезд в созвездии Кита . Индивидуальные циклы тоже различаются; хорошо засвидетельствованные максимумы достигают величины яркости 2,0 и всего 4,9, что составляет почти 15-кратную яркость, и есть исторические предположения, что реальный разброс может быть втрое или больше. Минимальный диапазон намного меньше и исторически составлял от 8,6 до 10,1, что в четыре раза превышает яркость. Общий размах яркости от абсолютного максимума до абсолютного минимума (два события, которые не произошли в одном и том же цикле) составляет 1700 раз. Мира испускает подавляющее большинство своего излучения в инфракрасном диапазоне., а его изменчивость в этой полосе составляет всего около двух величин. Форма его кривой блеска увеличивается примерно за 100 дней, а возврат к минимуму занимает в два раза больше времени. [23]

Современные приблизительные максимумы для Миры: [24]

  • 21–31 октября 1999 г.
  • 21–30 сентября 2000 г.
  • 21–31 августа 2001 г.
  • 21–31 июля 2002 г.
  • 21–30 июня 2003 г.
  • 21–31 мая 2004 г.
  • 11–20 апреля 2005 г.
  • 11–20 марта 2006 г.
  • Февраль 0 1-10, 2007
  • 21–31 января 2008 г.
  • 21–31 декабря 2008 г.
  • 21–30 ноября 2009 г.
  • 21–31 октября 2010 г.
  • 21–30 сентября 2011 г.
  • 27 августа 2012 г.
  • 26 июля 2013 г.
  • 12 мая 2014 г.
  • 9 апреля 2015 г.
  • 6 марта 2016 г.
  • 31 янв.2017 г.
  • 29 декабря 2017 г.
  • 26 ноя 2018
  • 24 октября 2019 г.
  • 20 сен 2020
  • 18 августа 2021 г.
  • 16 июля 2022 г.
  • 13 июня 2023 г.
Пульсации в χ Лебедя , показывающие связь между визуальной кривой блеска, температурой, радиусом и светимостью, типичными для переменных звезд Мира.

В северных умеренных широтах Мира обычно не видна с конца марта по июнь из-за ее близости к Солнцу. Это означает, что иногда может пройти несколько лет, чтобы он не стал видимым невооруженным глазом.

Пульсации переменных Миры заставляют звезду расширяться и сжиматься, а также изменять ее температуру. Самая высокая температура находится чуть позже визуального максимума, а самая низкая - чуть ниже минимума. Фотосфера, измеренная на радиусе Росселанда , является самой маленькой непосредственно перед визуальным максимумом и близко ко времени максимальной температуры. Самый большой размер достигается незадолго до самой низкой температуры. Болометрическая светимость является пропорционально четвертой степени температуры и квадрату радиуса, но радиус изменяется более чем на 20% и температуре менее чем на 10%. [25]

В Мире наивысшая светимость происходит ближе к тому времени, когда звезда самая горячая и самая маленькая. Визуальная величина определяется как яркостью, так и долей излучения, которое происходит на видимых длинах волн. Лишь небольшая часть излучения испускается на видимых длинах волн, и на эту долю очень сильно влияет температура ( закон Планка ). В сочетании с изменениями общей яркости это создает очень большие вариации визуальной величины, максимум которых наблюдается при высокой температуре. [10]

Инфракрасные измерения VLTI Mira в фазах 0,13, 0,18, 0,26, 0,40 и 0,47 показывают, что радиус изменяется от332 ± 38  R ☉ в фазе 0,13 сразу после максимума до402 ± 46  R ☉ на фазе 0,40, приближающейся к минимуму. Температура в фазе 0,13 равна3192 ± 200  К и2918 ± 183 К на фазе 0,26 примерно на полпути от максимума к минимуму. Светимость рассчитана как9360 ± 3140  л ☉ в фазе 0,13 и8 400 ± 2 820  л ☉ в фазе 0,26. [10]

Пульсации Миры приводят к расширению ее фотосферы примерно на 50% по сравнению с непульсирующей звездой. В случае Миры, если она не пульсировала, она моделируется так, что имеет радиус всего около 240  R ☉ . [10]

Потеря массы [ править ]

Исследования ультрафиолетовый Мира по НАСА «s Galaxy Evolution Explorer , (GALEX) космического телескопа показали , что она проливает след материала из внешней оболочки, оставляя хвост 13 световых лет в длину, сформированные в течение десятков тысяч лет. [26] [27] Считается, что горячая головная волна сжатой плазмы / газа является причиной образования хвоста; носовая волна является результатом взаимодействия звездного ветра с Миры А с газом в межзвездном пространстве, через которое Мира движется с чрезвычайно высокой скоростью 130 километров в секунду (291 000 миль в час). [28]Хвост состоит из материала, отделенного от головы носовой волны, который также виден в ультрафиолетовых наблюдениях. Ударная волна Миры в конечном итоге превратится в планетарную туманность , на форму которой значительно повлияет движение в межзвездной среде (ISM). [29]

Ультрафиолетовая мозаика изгиба лука и хвоста Миры, полученная с помощью NASA Galaxy Evolution Explorer (GALEX)

Компонент B [ править ]

Основная статья: Мира Б.

Звезда-компаньон была определена космическим телескопом Хаббла в 1995 году, когда она находилась на расстоянии 70 астрономических единиц от главной звезды ; и результаты были объявлены в 1997 году. Ультрафиолетовые изображения HST и более поздние рентгеновские изображения, полученные космическим телескопом Чандра, показывают спираль газа, поднимающуюся от Миры в направлении Миры Б. Период обращения спутника вокруг Миры составляет приблизительно 400 лет.

В 2007 году наблюдения показали протопланетный диск вокруг спутника, Миры Б. Этот диск аккрецируется из материала солнечного ветра с Миры и может в конечном итоге сформировать новые планеты. Эти наблюдения также намекали, что спутник был звездой главной последовательности с массой около 0,7 солнечной и спектральным классом K, а не белым карликом, как первоначально предполагалось. [30] Однако в 2010 году дальнейшие исследования показали, что Мира Б на самом деле белый карлик. [31]

См. Также [ править ]

  • Мира в художественной литературе

Ссылки [ править ]

  1. ^ "Каталог звездных имен IAU" . Проверено 28 июля +2016 .
  2. ↑ a b c d e f van Leeuwen, F. (ноябрь 2007 г.). «Подтверждение нового сокращения Hipparcos». Астрономия и астрофизика . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Бибкод : 2007A & A ... 474..653V . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20078357 . S2CID 18759600 . 
  3. ^ a b c Кукаркин Б.В.; и другие. (1971). «Третье издание, содержащее информацию о 20437 переменных звездах, открытых и обозначенных до 1968 года». Общий каталог переменных звезд (3-е изд.). Bibcode : 1971GCVS3.C ...... 0K .
  4. ^ Кастелаз, Майкл В .; Латтермозер, Дональд Г. (1997). «Спектроскопия переменных Мира на разных фазах». Астрономический журнал . 114 : 1584–1591. Bibcode : 1997AJ .... 114.1584C . DOI : 10.1086 / 118589 .
  5. ^ а б Селис С., Л. (1982). «Красные переменные звезды. I - Фотометрия и фотометрические свойства УБВРИ». Астрономический журнал . 87 : 1791–1802. Bibcode : 1982AJ ..... 87.1791C . DOI : 10.1086 / 113268 .
  6. ↑ Evans, DS (20–24 июня 1966 г.). Баттен, Алан Генри; Слышал, Джон Фредерик (ред.). «Пересмотр Общего каталога радиальных скоростей». Определение радиальных скоростей и их применения . Университет Торонто: Международный астрономический союз. 30 : 57. Bibcode : 1967IAUS ... 30 ... 57E .
  7. ^ Андерсон, E .; Фрэнсис, гл. (2012), «XHIP: расширенная компиляция hipparcos», Astronomy Letters , 38 (5): 331, arXiv : 1108.4971 , Bibcode : 2012AstL ... 38..331A , doi : 10.1134 / S1063773712050015 , S2CID 119257644 . 
  8. ^ "Шестой каталог орбит визуально двойных звезд" . Военно-морская обсерватория США . Проверено 22 января 2017 года .
  9. ^ a b c Wyatt, SP; Кан, Дж. Х (1983). «Кинематика и возраст переменных Миры в большей солнечной окрестности». Астрофизический журнал, часть 1 . 275 : 225–239. Bibcode : 1983ApJ ... 275..225W . DOI : 10.1086 / 161527 .
  10. ^ Б с д е е Woodruff, HC; Eberhardt, M .; Driebe, T .; Hofmann, K.-H .; и другие. (2004). «Интерферометрические наблюдения звезды Мира о Кита с помощью прибора VLTI / VINCI в ближнем инфракрасном диапазоне». Астрономия и астрофизика . 421 (2): 703–714. arXiv : astro-ph / 0404248 . Бибкод : 2004A & A ... 421..703W . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20035826 . S2CID 17009595 . 
  11. ^ Де Бек, E .; Дечин, Л .; Де Котер, А .; Justtanont, K .; Verhoelst, T .; Kemper, F .; Ментен, К.М. (2010). «Исследование истории потери массы AGB и красных сверхгигантов по профилям линий вращения CO. II. Обзор линий CO эволюционировавших звезд: вывод формул скорости потери массы». Астрономия и астрофизика . 523 : A18. arXiv : 1008.1083 . Bibcode : 2010A & A ... 523A..18D . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200913771 . S2CID 16131273 . 
  12. ^ Аллен, Ричард Х. (1963). Имена звезд: их знания и значение . Нью-Йорк: Dover Publications. ISBN 0-486-21079-0.
  13. ^ "Рабочая группа IAU по звездным именам (WGSN)" . Дата обращения 22 мая 2016 .
  14. ^ "Бюллетень рабочей группы МАС по звездным именам, № 1" (PDF) . Проверено 28 июля +2016 .
  15. Перейти ↑ Wilk, Stephen R (1996). «Мифологические свидетельства древних наблюдений переменных звезд». Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд . 24 (2): 129–133. Bibcode : 1996JAVSO..24..129W .
  16. ^ Hoffleit, Доррит (1997). «История открытия звезд Мира». Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд . 25 (2): 115. Bibcode : 1997JAVSO..25..115H .
  17. Перейти ↑ Burnham, Jr., Robert (1980). "Небесный справочник Бернхема". 1 . Нью-Йорк: Dover Publications Inc .: 634. Цитировать журнал требует |journal=( помощь )
  18. ^ Karovska, Маргарита (август 2006). «Перспективы будущего сверхвысокого разрешения для визуализации бинарных систем в УФ и рентгеновских длинах волн». Астрофизика и космическая наука . 304. 304 (1–4): 379–382. Bibcode : 2006Ap & SS.304..379K . DOI : 10.1007 / s10509-006-9146-4 . S2CID 124913393 . 
  19. ^ Погге, Ричард (21 января 2006). «Лекция 16: Эволюция звезд малой массы» . Государственный университет Огайо . Проверено 11 декабря 2007 .
  20. ^ а б Лопес, Б. (1999). «Звезды AGB и post-AGB с высоким угловым разрешением». Труды Симпозиума МАС № 191: Асимптотические звезды-гиганты . п. 409. Bibcode : 1999IAUS..191..409L .
  21. ^ Де Лур, CWH; Doom, C (1992). Строение и эволюция одиночных и двойных звезд . Springer. ISBN 0-7923-1768-8.
  22. ^ GCVS: vartype.txt изкаталога GCVS (статистика в конце файла показывает 6006 подтвержденных и 1237 возможных переменных Mira)
  23. ^ Браун, Вернер. "Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne" . Архивировано из оригинала на 2007-08-10 . Проверено 16 августа 2007 .
  24. ^ "САС - Мира" . Проверено 19 ноября 2017 .
  25. ^ Lacour, S .; Thiébaut, E .; Perrin, G .; Meimon, S .; Haubois, X .; Pedretti, E .; Ridgway, ST; Monnier, JD; Berger, JP; Шуллер, Пенсильвания; Woodruff, H .; Понселе, А .; Le Coroller, H .; Millan-Gabet, R .; Lacasse, M .; Трауб, В. (2009). "Пульсация χ Cygni, отображаемая с помощью оптической интерферометрии: новый метод определения расстояния и массы звезд Mira". Астрофизический журнал . 707 (1): 632–643. arXiv : 0910.3869 . Bibcode : 2009ApJ ... 707..632L . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 707/1/632 . S2CID 28966631 . 
  26. ^ Мартин, Д. Кристофер; Зайберт, М; Neill, JD; Шиминович, Д; Forster, K; Рич, РМ; Валлийский, BY; Madore, BF; Уитли, Дж. М.; Моррисси, П.; Барлоу, TA (17 августа 2007 г.). «Бурный след как индикатор 30 000-летней истории потери массы Миры» (PDF) . Природа . 448 (7155): 780–783. Bibcode : 2007Natur.448..780M . DOI : 10,1038 / природа06003 . PMID 17700694 . S2CID 4426573 .   
  27. ^ Minkel, JR. (2007). "Падающая звезда пули оставляет обширный ультрафиолетовый след". Scientific American .
  28. ^ Wareing, Кристофер; Zijlstra, AA; О'Брайен, Т.Дж.; Зайберт, М. (6 ноября 2007 г.). «Это замечательный хвост: история потери массы Миры» . Письма в астрофизический журнал . 670 (2): L125 – L129. arXiv : 0710.3010 . Bibcode : 2007ApJ ... 670L.125W . DOI : 10.1086 / 524407 . S2CID 16954556 . 
  29. ^ Wareing, Кристофер (13 декабря 2008). "Чудесная Мира" (PDF) . Философские труды Королевского общества А . 366 (1884): 4429–4440. Bibcode : 2008RSPTA.366.4429W . DOI : 10,1098 / rsta.2008.0167 . PMID 18812301 . S2CID 29910377 .   
  30. ^ Ирландия, MJ; Monnier, JD; Tuthill, PG; Коэн, RW; De Buizer, JM; Packham, C .; Ciardi, D .; Hayward, T .; Ллойд, JP (2007). "Рожденный заново протопланетный диск вокруг Миры Б". Астрофизический журнал . 662 (1): 651–657. arXiv : astro-ph / 0703244 . Bibcode : 2007ApJ ... 662..651I . DOI : 10.1086 / 517993 . S2CID 16694 . 
  31. ^ Соколоски; Ларс Бильдстен (2010). "Свидетельства природы белого карлика Миры Б". Астрофизический журнал . 723 (2): 1188–1194. arXiv : 1009.2509v1 . Bibcode : 2010ApJ ... 723.1188S . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 723/2/1188 . S2CID 119247560 . 

Дальнейшее чтение [ править ]

  • «Мира (Омикрон Кита)» . Энциклопедия астробиологии, астрономии и космических полетов . Проверено 22 июня 2006 года .
  • Роберт Бёрнхэм-младший, Небесный справочник Бёрнэма , Vol. 1, (Нью-Йорк: Dover Publications, Inc., 1978), 634.
  • Джеймс Калер, Сотня величайших звезд , (Нью-Йорк: Книги Коперника, 2002), 121.

Внешние ссылки [ править ]

  • Ускоренная пуля-звезда оставляет огромную полосу по небу в Калтехе
  • У Миры хвост длиной почти 13 световых лет (BBC)
  • Астрономическая картинка дня :
    1998-10-11 , 2001-01-21 , 2006-07-22 , 2007-02-21 , 2007-08-17
  • Статья SEDS
  • Кривая яркости из Мира от БАВ.
  • Вселенная сегодня, это не комета, это звезда
  • OMICRON CETI (Мира)
  • Зима 2006: новый визит к Мире

Координаты : Карта неба 02 ч 19 м 20,792 с , −02 ° 58 ′ 39,50 ″.