Mira (stjärna)

Mira (ο Cet, Omicron Ceti) är en dubbelstjärna i stjärnbilden Cetus , bestående av en röd jätte Mira A och en vit dvärg Mira B. Avstånd till Mira - 417  St. år ± 14 %. Komponenterna är på ett avstånd av 70  AU. e. en omloppsperiod på cirka 400 år.

Egenskaper

Mira A är en pulserande variabel stjärna , som gav sitt namn till klassen av stjärnor - Mirids . Den har en period på 332 dagar. Vid maximal ljusstyrka är det ganska märkbart - den skenbara stjärnmagnituden är i genomsnitt 3,5, i vissa cykler når den 2,0. Som ett minimum sjunker dess ljusstyrka hundratals gånger och den blir osynlig för blotta ögat (m=8,6…10,1). I det infraröda området är fluktuationerna i Miras ljusstyrka mycket mindre och uppgår till cirka 2 magnituder.

Mira B är omgiven av en het ansamlingsskiva av material som drivs ut från jätten. Det är också en variabel på grund av den ojämna tillgången på materia - det skenbara värdet varierar från 9,5 m till 12 m .

2007 upptäckte astronomer en gigantisk svans av damm och gas runt stjärnan. Upptäckten gjordes med hjälp av det ultravioletta orbitala teleskopet GALEX , som NASA lanserade i omloppsbana 2003.  Astronomer var ganska förvånade: faktum är att Mira har studerats i 400 år nu, och hittills har ingen märkt några speciella konstigheter i det. Detta förklaras dock ganska enkelt: ingen har observerat det i ultraviolett ljus. Den detekterade svansen sträcker sig i rymden i så mycket som 13 ljusår (som jämförelse är avståndet till närmaste stjärna till solen - Proxima Centauri  - bara 4 ljusår). Enligt beräkningar kastades ämnet i slutet av svansen av stjärnan för cirka 30 tusen år sedan. En stjärna förlorar en massa som motsvarar jordens massa vart tionde år. Detta betyder att den materia som den har utgjutit under de senaste 30 tusen åren är tillräckligt för att bilda 3 tusen planeter lika stora som jorden eller 9 planeter lika stora som Jupiter .

De flesta stjärnorna i Vintergatan roterar långsamt runt galaxens mitt och rör sig med ungefär samma hastighet och i samma riktning som den interstellära gasen , men Mira är utöver det vanliga. Denna stjärna sliter genom ett galaktiskt gasmoln med en hastighet av 130 km/s. Som ett resultat blåses den materia som skjuts ut helt enkelt tillbaka och bildar en unik svansformation. Fotografierna av GALEX -teleskopet visar tydligt en gigantisk utbuktning som ligger framför stjärnan - det här är området för huvudchockvågen (se chockvåg ). Något liknande bildas framför fören på en båt som skär genom vattnet i hög hastighet, eller framför en kula som rusar i överljudshastighet . Här upplever den materia som stjärnan kastar ut en frontalkollision med partiklar av interstellär gas . Som ett resultat värms den upp och rusar mot svansen. Huvuddelen av denna materia består av väteatomer . De förlorar gradvis den förvärvade energin och släpper den i form av ultravioletta strålar  - de fixerades av GALEX- teleskopet .

Observationshistorik

Bevis för att Miras föränderlighet var känd i det forntida Kina, Babylon eller Grekland är i bästa fall endast indicier [9] . Vad som är obestridligt är att variationen hos Mira registrerades av astronomen David Fabricius med början den 3 augusti 1596. När han observerade vad han trodde var planeten Merkurius (senare identifierad som Jupiter), behövde han en referensstjärna för att jämföra positioner och valde en tidigare osynlig stjärna av tredje magnituden i närheten. Den 21 augusti hade den dock ökat i ljusstyrka med en magnitud, och i oktober var den utom synhåll. Fabricius antog att det var en ny stjärna, men såg den sedan igen den 16 februari 1609 [10] . År 1603 inkluderade Bayer denna stjärna i sin atlas över stjärnhimlen och benämnd ο Ceti.

År 1638 bestämde Johannes Holvarda stjärnans återuppträdandeperiod till elva månader; han krediteras ofta för att ha upptäckt Miras föränderlighet. Jan Hevelius observerade systematiskt stjärnan från 1659 till 1682 och gav den namnet Lat.  Mira ("fantastiskt") eftersom hon agerade som ingen annan berömd stjärna. Sedan uppskattade Ismail Buyo sin period till 333 dagar, vilket skiljer sig med en dag från det moderna värdet på 332 dagar. Buyos mått kanske inte var fel: Mira är känt för att förändras något under en period, och kan till och med förändras långsamt över tiden. Enligt vissa uppskattningar är denna stjärna en röd jätte med en ålder av sex miljarder år [2] .

Det finns många spekulationer om huruvida Mira observerades före Fabricius. Naturligtvis antyder historien om Algol (känd som en variabel först 1667, men med legender som går tillbaka till antiken som visar att den har betraktats med misstänksamhet i årtusenden) att Mira också kan ha varit känd. Charles Manitius, en modern översättare av Hipparchus kommentar om Aratus, har föreslagit att några rader från denna text från andra århundradet kan handla om Mir. Andra pre-teleskopiska westernkataloger av Ptolemaios, al-Sufi, Ulugbek och Tycho Brahe inkluderade inget omnämnande, inte ens som en vanlig stjärna. Det finns tre observationer från kinesiska och koreanska arkiv, 1596, 1070 och samma år som Hipparchus skulle ha gjort sin observation (134 f.Kr.), vilka är suggestiva

Anteckningar

1. ↑ 1 2 Leeuwen F. v. Validering av den nya Hipparcos-reduktionen  // Astron . Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2007. - Vol. 474, Iss. 2. - P. 653-664. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20078357 - arXiv:0708.1752
2. ↑ 1 2 Wyatt, S. P.; Cahn, JH Kinematics and ages of Mira variables in the greater solar neighborhood  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1983. - Vol. 275 . - S. 225-239 . - doi : 10.1086/161527 . - .
3. ↑ 1 2 3 Woodruff, HC; Eberhardt, M.; Driebe, T.; Hofmann, K.-H.; Ohnaka, K.; Richichi, A.; Schert, D.; Schöller, M.; Scholz, M.; Weigelt, G.; Wittkowski, M.; Trä, PR Interferometriska observationer av Mira-stjärnan o Ceti med VLTI/VINCI-instrumentet i det nära-infraröda   // Astronomy and Astrophysics  : journal. - EDP Sciences , 2004. - Vol. 421 , nr. 2 . - s. 703-714 . - doi : 10.1051/0004-6361:20035826 . - . — arXiv : astro-ph/0404248 . Arkiverad från originalet den 3 mars 2016.
4. ↑ SIMBAD Astronomical Database
5. ↑ Keenan P. C., Garrison R. F., Deutsch A. J. Revised Catalogue of Spectra of Mira Variables of Types ME and Se  // The Astrophysical Journal : Supplement Series - American Astronomical Society , 1974. - Vol. 28. - s. 271-307. — ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 - doi:10.1086/190318
6. ↑ Warner B. Observationer av snabba blåvariabler-VIII KOMPANEN TILL  MIRA // Mån . Inte. R. Astron. soc. / D. Flower - OUP , 1972. - Vol. 159, Iss. 1. - P. 95-100. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1093/MNRAS/159.1.95
7. ↑ SIMBAD . _ — Världen i SIMBAD-databasen . Hämtad 22 februari 2013.  
8. ↑ NV Kharchenko, R.-D. Scholz, AE Piskunov, Röser S., Schilbach E. Astrofysiska tillägg till ASCC-2.5: Ia. Radiella hastigheter på ~55000 stjärnor och medelradiella hastigheter för 516 galaktiska öppna kluster och associationer  (engelska) // Astron. Nachr. - Wiley , 2007. - Vol. 328, Iss. 9. - P. 889-896. — ISSN 0004-6337 ; 1521-3994 - doi:10.1002/ASNA.200710776 - arXiv:0705.0878
9. ↑ Wilk, Stephen R. Mythological Evidence for Ancient Observations of Variable Stars  //  Journal of the American Association of Variable Star Observers: journal. - 1996. - Vol. 24 , nr. 2 . - S. 129-133 . - .
10. ↑ Hoffleit, Dorrit. History of the Discovery of Mira Stars // The Journal of the American Association of Variable Star Observers. - 1997. - T. 25 , nr 2 . - S. 115 . — .

Länkar

•  Mira Ljuskurva 2002-2005
• Populär mekanik
• Från fotoalbumet av Chandra-teleskopet  (eng.)

Ordböcker och uppslagsverk	Stor katalanska Stor norsk Stor ryss Britannica (online)