Mira переменных / м aɪ г ə / (названный по прототипу звезды Mira ) представляют собой класс пульсирующих звезд , характеризующихся очень красного цвета, пульсационных периодов дольше , чем 100 дней, и амплитуд , превышающих один величины в инфракрасной области и 2,5 величины в визуальных длинах волн . [ необходима цитата ] Они - красные гиганты на очень поздних стадиях звездной эволюции , на асимптотической ветви гигантов (AGB), которые вытеснят свои внешние оболочки как планетарные туманности и станут белыми карликами в течение нескольких миллионов лет.
Мир переменные звезды массивные достаточно , что они претерпели слияние гелия в их ядрах , но меньше двух солнечных массы , [1] звезды , которые уже потеряли около половины своей первоначальной массы. [ Править ] Тем не менее, они могут быть в тысячах раз более светящихся , чем Солнце из - за их очень большие растянутые конверты. Они пульсируют из-за того, что вся звезда расширяется и сжимается. Это приводит к изменению температуры вместе с радиусом, оба эти фактора вызывают изменение светимости . Пульсация зависит от массы и радиуса звезды, и существует четко определенная зависимостьмежду периодом и яркостью (и цветом). [2] [3] Очень большие визуальные амплитуды происходят не из-за больших изменений яркости, а из-за сдвига выходной энергии между инфракрасными и визуальными длинами волн, когда звезды меняют температуру во время своих пульсаций. [4]
Ранние модели звезд Mira предполагали, что звезда оставалась сферически-симметричной во время этого процесса (в основном для упрощения компьютерного моделирования, а не по физическим причинам). Недавний обзор переменных звезд Mira показал, что 75% звезд Mira, которые можно было разрешить с помощью телескопа IOTA , не являются сферически симметричными [5], что согласуется с предыдущими изображениями отдельных звезд Mira, [6] [7] [8], поэтому сейчас существует потребность в реалистичном трехмерном моделировании звезд Мира на суперкомпьютерах. [9]
Переменные Mira могут быть богаты кислородом или углеродом. Богатые углеродом звезды, такие как R Leporis, возникают из-за узкого набора условий, которые перекрывают обычную тенденцию для звезд AGB поддерживать избыток кислорода над углеродом на своей поверхности из-за драг-апов . [10] Пульсирующие звезды AGB, такие как переменная Мира, подвергаются слиянию в чередующихся водородных и гелиевых оболочках, что вызывает периодическую глубокую конвекцию, известную как драг-ап . Эти земснаряды приносят углерод из горящей гелиевой оболочки на поверхность и в результате образуется углеродная звезда. Однако в звездах выше примерно 4 M ☉, происходит горячее подгорание. Это когда нижние области конвективной области достаточно горячие для того, чтобы произошел значительный сплав по циклу CNO, который разрушает большую часть углерода, прежде чем он может быть перенесен на поверхность. Таким образом, более массивные звезды AGB не становятся богатыми углеродом. [11]
Переменные Мира быстро теряют массу, и этот материал часто образует пылевые пелены вокруг звезды. В некоторых случаях условия подходят для образования натуральных мазеров . [12]
Небольшое подмножество переменных Mira со временем меняет свой период: период увеличивается или уменьшается на значительную величину (до трех раз) в течение от нескольких десятилетий до нескольких столетий. Считается, что это вызвано тепловыми импульсами , когда гелиевая оболочка повторно зажигает внешнюю водородную оболочку. Это меняет структуру звезды, что проявляется в изменении периода. Прогнозируется, что этот процесс будет происходить со всеми переменными Миры, но относительно короткая длительность тепловых импульсов (максимум несколько тысяч лет) в течение асимптотического времени жизни гигантской ветви звезды (менее миллиона лет) означает, что мы видим его только в несколько из нескольких тысяч известных звезд Миры, возможно, в Ридре.. [13] Большинство переменных Mira действительно демонстрируют небольшие изменения периода от цикла к циклу, вероятно, вызванные нелинейным поведением звездной оболочки, включая отклонения от сферической симметрии. [14] [15]
Переменные Мира - популярные цели для астрономов-любителей, интересующихся наблюдениями переменных звезд из-за их резких изменений яркости. Некоторые переменные Mira (включая саму Mira ) имеют надежные наблюдения за более чем столетнюю историю. [16]
Список [ править ]
Следующий список содержит выбранные переменные Mira. Если не указано иное, данные звездные величины находятся в полосе V , а расстояния взяты из звездного каталога Gaia DR2 . [17]
| Звезда | Самая яркая величина | Самая тусклая величина | Период (в днях) | Расстояние [ необходима ссылка ] (в парсеках ) | Справка |
|---|---|---|---|---|---|
| Мира | 2.0 | 10.1 | 332 | 92+12 −9[18] | [1] |
| Чи Лебедь | 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 Леонис | 4.4 | 11,3 | 310 | 71+5 −4 | [5] |
| S Carinae | 4.5 | 9.9 | 149 | 497+22 −20 | [6] |
| R Кассиопеи | 4,7 | 13,5 | 430 | 187+9 −8 | [7] |
| R Horologii | 4,7 | 14,3 | 408 | 313+40 −32 | [8] |
| Р Дорадус | 4.8 | 6.3 | 172 | 55 ± 3 [18] | [9] |
| У Орионис | 4.8 | 13,0 | 377 | 216+19 −16 | [10] |
| RR Scorpii | 5.0 | 12,4 | 281 | 277+18 −16 | [11] |
| R Serpentis | 5.2 | 14,4 | 356 | 285+26 −22 | [12] |
| Т. Цефей | 5.2 | 11,3 | 388 | 176+13 −12 | [13] |
| R Водолей | 5.2 | 12,4 | 387 | 320+31 −26 | [14] |
| R Центавра | 5,3 | 11,8 | 502 | 385+159 −87[18] | [15] |
| RR Стрелец | 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] |
| Р Лепорис | 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 Змееносец | 5.9 | 8,6 | 338 | 215+15 −13 | [25] |
| RS Скорпион | 6.0 | 13,0 | 319 | 709+306 −164 | [26] |
| RT Стрельцы | 6.0 | 14.1 | 306 | 575+48 −41 | [27] |
| RU Стрелец | 6.0 | 13,8 | 240 | 1592+1009 −445 | [28] |
| RT Cygni | 6.0 | 13,1 | 190 | 888+47 −43 | [29] |
| R Близнецы | 6.0 | 14.0 | 370 | 1514+1055 −441 | [30] |
| S Gruis | 6.0 | 15.0 | 402 | 671+109 −82 | [31] |
| V Единорог | 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 Леонис Минорис | 6.3 | 13,2 | 372 | 347+653 −137[18] | [38] |
| S Virginis | 6.3 | 13,2 | 375 | 729+273 −156 | [39] |
| Ретикули | 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 Большая Медведица | 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[18] | [47] |
| T Большая Медведица | 6,6 | 13,5 | 257 | 1337+218 −164 | [48] |
| R Возничего | 6,7 | 13,9 | 458 | 227+21 −17 | [49] |
| RU Геркулес | 6,7 | 14,3 | 486 | 511+53 −44 | [50] |
| R Драконис | 6,7 | 13,2 | 246 | 662+58 −49 | [51] |
| V Coronae Borealis | 6.9 | 12,6 | 358 | 843+43 −39 | [52] |
| Т Кассиопеи | 6.9 | 13,0 | 445 | 374+37 −31 | [53] |
| R Pegasi | 6.9 | 13,8 | 378 | 353+35 −29 | [54] |
| V Кассиопеи | 6.9 | 13,4 | 229 | 298+15 −14 | [55] |
| Т. Павонис | 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] |
| Т Драконис | 7.2 | 13,5 | 422 | 783+48 −43 | [60] |
| УФ Возничего | 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 Драконис | 8.9 | 15.4 | 279 | 6057+4469 -1805 | [71] |
| R Козерог [19] | 8.9 | 14,9 | 343 | 1407+178 −142 | [72] |
| UX Cygni | 9.0 | 17.0 | 569 | 5669+10 000 −2760 | [73] |
| LL Pegasi | 9,6 тыс. | 11,6 тыс. | 696 | 1300 [20] | [74] |
| TY Cassiopeiae | 10.1 | 19.0 | 645 | 1328+502 −286 | [75] |
| ИК Таури | 10,8 | 16,5 | 470 | 285+36 −29 | [76] |
| CW Леонис | 11.0 R | 14,8 руб. | 640 | 95+22 −15[21] | [77] |
| Техас Камелопардалис | 11,6 млрд | 17,7 млрд | 557 | 333+42 −33 | [78] |
| LP Andromedae | 15.1 | 17,3 | 614 | 400+68 −51 | [79] |
См. Также [ править ]
- Переменная с длинным периодом
- Полуправильная переменная звезда
Ссылки [ править ]
- ^ Ирландия, MJ; Scholz, M .; Tuthill, PG; Вуд, PR (декабрь 2004 г.). «Пульсация переменных Мира M-типа с умеренно различной массой: поиск наблюдаемых массовых эффектов» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 355 (2): 444–450. arXiv : astro-ph / 0408540 . Bibcode : 2004MNRAS.355..444I . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2004.08336.x . Дата обращения 22 ноября 2020 .
- ^ Стекло, IS; Ллойд Эванс, Т. (1981). «Соотношение период-светимость для переменных Миры в Большом Магеллановом Облаке». Природа . Макмиллан. 291 (5813): 303–4. Bibcode : 1981Natur.291..303G . DOI : 10.1038 / 291303a0 . S2CID 4262929 .
- ^ Постельные принадлежности, Тимоти Р .; Зийлстра, Альберт А. (1998). "[ITAL] Hipparcos [/ ITAL] Соотношения период-светимость для Mira и полурегулярных переменных". Астрофизический журнал . 506 (1): L47 – L50. arXiv : astro-ph / 9808173 . Bibcode : 1998ApJ ... 506L..47B . DOI : 10.1086 / 311632 .
- ^ Смит, Беверли Дж .; Лейзавиц, Дэвид; Кастелаз, Майкл В .; Латтермозер, Дональд (2002). "Инфракрасные кривые блеска переменных звезд Mira по данным [ITAL] COBE [/ ITAL] DIRBE". Астрономический журнал . 123 (2): 948. arXiv : astro-ph / 0111151 . Bibcode : 2002AJ .... 123..948S . DOI : 10,1086 / 338647 . S2CID 16934459 .
- ^ Ragland, S .; Трауб, Вашингтон; Berger, J.-P .; Данчи, WC; Monnier, JD; Уилсон, штат Луизиана; Карлтон, Н. П.; Lacasse, MG; Millan-Gabet, R .; Pedretti, E .; Schloerb, FP; Хлопок, WD; Таунс, Швейцария; Брюэр, М .; Haguenauer, P .; Kern, P .; Labeye, P .; Malbet, F .; Малин, Д .; Перлман, М .; Perraut, K .; Souccar, K .; Уоллес, Г. (2006). «Первые результаты с разрешением поверхности с помощью инфракрасного оптического телескопа, отображающего интерферометр: обнаружение асимметрий в асимптотических звездах-гигантах». Астрофизический журнал . 652 (1): 650–660. arXiv : astro-ph / 0607156 . Bibcode : 2006ApJ ... 652..650R . DOI : 10.1086 / 507453 .
- ^ Ханифф, Калифорния; Ghez, AM; Gorham, PW; Кулкарни, SR; Мэтьюз, К .; Нойгебауэр, Г. (1992). «Синтетические изображения фотосферы и молекулярной атмосферы Миры с оптической апертурой» (PDF) . Астрономический журнал . 103 : 1662. Bibcode : 1992AJ .... 103.1662H . DOI : 10.1086 / 116182 .
- ^ Каровска, М .; Nisenson, P .; Papaliolios, C .; Бойл, Р.П. (1991). «Асимметрии в атмосфере Миры». Астрофизический журнал . 374 : L51. Bibcode : 1991ApJ ... 374L..51K . DOI : 10.1086 / 186069 .
- ^ Tuthill, PG; Ханифф, Калифорния; Болдуин, Дж. Э. (1999). «Получение изображений поверхности долгопериодических переменных звезд» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 306 (2): 353. Bibcode : 1999MNRAS.306..353T . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.1999.02512.x .
- ^ Freytag, B .; Хёфнер, С. (2008). «Трехмерное моделирование атмосферы звезды AGB» . Астрономия и астрофизика . 483 (2): 571. Bibcode : 2008A & A ... 483..571F . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20078096 .
- ^ Пир, Майкл У .; Уайтлок, Патрисия А .; Мензис, Джон В. (2006). «Богатые углеродом переменные Мира: кинематика и абсолютные величины». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 369 (2): 791–797. arXiv : astro-ph / 0603506 . Bibcode : 2006MNRAS.369..791F . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2006.10324.x . S2CID 12805849 .
- ^ Стэнклифф, Ричард Дж .; Иззард, Роберт Дж .; Тут, Кристофер А. (2004). «Третье исследование маломассивных звезд: решение загадки углеродной звезды в Большом Магеллановом Облаке». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 356 (1): L1 – L5. arXiv : astro-ph / 0410227 . Bibcode : 2005MNRAS.356L ... 1S . DOI : 10.1111 / j.1745-3933.2005.08491.x .
- ^ Wittkowski, M .; Бобольц, Д.А.; Охнака, К .; Driebe, T .; Шольц, М. (2007). «Переменная Мира S Orionis: Взаимосвязь между фотосферой, молекулярным слоем, пылевой оболочкой и мазерной оболочкой SiO в 4 эпохи». Астрономия и астрофизика . 470 (1): 191–210. arXiv : 0705.4614 . Bibcode : 2007A & A ... 470..191W . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20077168 .
- ^ Zijlstra, AA; Постельные принадлежности, т.р .; Маттей, Дж. А. (2002). «Эволюция переменной Mira R Hydrae». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 334 (3): 498. arXiv : astro-ph / 0203328 . Bibcode : 2002MNRAS.334..498Z . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2002.05467.x .
- ^ Темплтон, MR; Mattei, JA; Уилсон, Лос-Анджелес (2005). «Вековая эволюция в переменных пульсациях мира». Астрономический журнал . 130 (2): 776–788. arXiv : astro-ph / 0504527 . Bibcode : 2005AJ .... 130..776T . DOI : 10,1086 / 431740 . S2CID 359940 .
- ^ Zijlstra, Альберт А .; Постельные принадлежности, Тимоти Р. (2002). «Эволюция периодов в переменных мира». Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд . 31 (1): 2. Bibcode : 2002JAVSO..31 .... 2Z .
- ^ Маттей, Джанет Акьюз (1997). «Знакомство с переменными Mira». Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд . 25 (2): 57. Bibcode : 1997JAVSO..25 ... 57M .
- ^ Gaia Collaboration (2018), Gaia DR2 , VizieR , получено 20 апреля 2019 г.
- ↑ a b c d e 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 .
- ↑ Обнаружен в 1848 году Хиндом. Патрик Мур и Робин Рис (2011). Книга данных по астрономии Патрика Мура (второе изд.). Издательство Кембриджского университета. п. 323 . ISBN 978-1139495226.
- ^ Lombaert, R .; De Vries, BL; Де Котер, А .; Дечин, Л .; Мин, М .; Smolders, K .; Mutschke, H .; Уотерс, LBFM (2012). «Наблюдательные доказательства составных зерен в оттоке AGB. MgS в крайней углеродной звезде LL Pegasi». Астрономия и астрофизика . 544 : L18. arXiv : 1207.1606 . Bibcode : 2012A & A ... 544L..18L . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201219782 .
- ^ Sozzetti, A .; Smart, RL; Drimmel, R .; Giacobbe, P .; Латтанци, MG (2017). «Свидетельства орбитального движения CW Leonis из наземной астрометрии». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 471 (1): L1 – L5. arXiv : 1706.04391 . Bibcode : 2017MNRAS.471L ... 1S . DOI : 10.1093 / mnrasl / slx082 .
