Mira (sztár)

A Mira (ο Cet, Omicron Ceti) egy kettős csillag a Cetus csillagképben , amely egy vörös óriásból , Mira A -ból és egy fehér törpéből , Mira B -ből áll. Távolság Mira - 417  St. év ± 14%. Az alkatrészek 70  AU távolságra vannak. azaz körülbelül 400 éves keringési periódus.

Jellemzők

A Mira A egy lüktető változócsillag , amely a csillagok osztályának – Miridáknak – adta a nevét . Ennek időtartama 332 nap. Maximális fényerőn nagyon észrevehető - a látszólagos csillagmagasság átlagosan 3,5, egyes ciklusokban eléri a 2,0-t. Fényereje minimum több százszorosára csökken, és szabad szemmel láthatatlanná válik (m=8,6…10,1). Az infravörös tartományban a Mira fényerejének ingadozása sokkal kisebb, és körülbelül 2 magnitúdónyi.

A Mira B-t az óriásból kilökődött anyag forró akkréciós korongja veszi körül. Ez is egy változó az egyenetlen anyagellátás miatt - a látszólagos érték 9,5 m és 12 m között változik .

2007- ben a csillagászok egy óriási por- és gázfarkot fedeztek fel a csillag körül. A felfedezés a NASA által 2003 -ban pályára állított GALEX ultraibolya orbitális teleszkóp segítségével történt. A  csillagászokat igencsak meglepte: tény, hogy a Mirát immár 400 éve tanulmányozzák, és eddig senki sem vett észre benne különösebb furcsaságokat. Ezt azonban egészen egyszerűen magyarázzák: senki sem figyelte meg az ultraibolya fényben. Az észlelt farok akár 13 fényévnyire is megnyúlik az űrben (összehasonlításképpen: a Naphoz legközelebbi csillag - Proxima Centauri  - távolsága mindössze 4 fényév). Számítások szerint a farok végén lévő anyagot körülbelül 30 ezer évvel ezelőtt dobta le a csillag. Egy csillag 10 évente a Föld tömegének megfelelő tömeget veszít . Ez azt jelenti, hogy az általa az elmúlt 30 ezer évben leadott anyag elegendő ahhoz, hogy 3 ezer Föld méretű bolygót vagy 9 Jupiter méretű bolygót alkosson .

A Tejútrendszer legtöbb csillaga lassan forog a galaxis közepe körül, és megközelítőleg ugyanolyan sebességgel és irányban mozog, mint a csillagközi gáz , de a Mira nem szokványos. Ez a csillag 130 km/s sebességgel szakad át egy galaktikus gázfelhőn. Ennek eredményeként az általa kilökődő anyag egyszerűen visszafújódik, és egyedi farokképződmény alakul ki. A GALEX teleszkóp fényképein jól látható egy óriási dudor a csillag előtt – ez a fej lökéshullámának tartománya (lásd lökéshullám ). Valami hasonló keletkezik a vízen nagy sebességgel átvágó csónak orra előtt, vagy egy szuperszonikus sebességgel rohanó golyó előtt . Itt a csillag által kilökött anyag frontális ütközést tapasztal a csillagközi gáz részecskéivel . Ennek eredményeként felmelegszik, és a farok felé rohan. Ennek az anyagnak a nagy részét hidrogénatomok teszik ki . Fokozatosan elveszítik a megszerzett energiát, és ultraibolya sugárzás formájában szabadítják fel  - rögzítette őket a GALEX teleszkóp .

Megfigyelési előzmények

A bizonyíték, hogy Mira változékonysága ismert volt az ókori Kínában, Babilonban vagy Görögországban, legjobb esetben is csak körülményes [9] . Vitathatatlan, hogy a Mira változékonyságát David Fabricius csillagász jegyezte fel 1596. augusztus 3-án. A Merkúrnak hitt bolygót (később Jupiterként azonosították) megfigyelésekor szüksége volt egy referenciacsillagra a helyzetek összehasonlításához, és egy korábban nem látott, harmadik magnitúdójú csillagot választott a közelben. Augusztus 21-re azonban egy magnitúdóval nőtt a fényereje, októberre pedig eltűnt a látóköréből. Fabricius azt feltételezte, hogy ez egy új csillag, de aztán 1609. február 16-án újra látta [10] . 1603- ban Bayer felvette ezt a csillagot a csillagos égbolt atlaszába, és ο Ceti-nek nevezte el.

1638-ban Johannes Holvarda tizenegy hónapban határozta meg a csillag újbóli megjelenési idejét; gyakran neki tulajdonítják a Mira változékonyságának felfedezését. Jan Hevelius 1659 és 1682 között szisztematikusan megfigyelte a csillagot, és Latnak nevezte el .  Mira ("elképesztő"), mert úgy viselkedett, mint senki más híres sztár. Ekkor Ismail Buyo 333 napra becsülte a periódusát, ami egy nappal eltér a mai 332 napos értéktől. Buyo mérése nem biztos, hogy téves: a Mira köztudottan kissé megváltozik egy idő alatt, sőt idővel lassan is változhat. Egyes becslések szerint ez a csillag egy vörös óriás, hatmilliárd éves [2] .

Sok a találgatás arról, hogy Mirát megfigyelték-e Fabricius előtt. Természetesen Algol története (bizonyára csak 1667-ben ismert változóként, de az ókorig visszanyúló legendák szerint évezredek óta gyanakodva figyelték) arra utal, hogy Mirát is ismerték. Charles Manitius, Hipparkhosz Aratus-magyarázatának modern fordítója felvetette, hogy e második századi szöveg néhány sora Mirről szólhat. Ptolemaiosz, al-Szufi, Ulugbek és Tycho Brahe egyéb teleszkóp előtti nyugati katalógusai nem tartalmaztak említést, még közönséges csillagként sem. Három megfigyelés található a kínai és koreai archívumokból, 1596-ból, 1070-ből és ugyanabban az évben, amikor Hipparkhosz megfigyelését tette volna (Kr. e. 134), amelyek utalnak.

Jegyzetek

1. ↑ 1 2 Leeuwen F. v. Az új Hipparcos redukció érvényesítése  // Astron . Astrophia. / 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 A Mira-változók kinematikája és kora a nagyobb szoláris szomszédságban  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1983. - Vol. 275 . - 225-239 . - doi : 10.1086/161527 . - .
3. ↑ 1 2 3 Erdő, HC; Eberhardt, M.; Driebe, T.; Hofmann, K.-H.; Ohnaka, K.; Richichi, A.; Schert, D.; Schöller, M.; Scholz, M.; Weigelt, G.; Wittkowski, M.; Wood, PR A Mira star o Ceti interferometrikus megfigyelései a VLTI/VINCI műszerrel a közeli infravörösben   // Astronomy and Astrophysics  : Journal. - EDP Sciences , 2004. - Vol. 421 , sz. 2 . - P. 703-714 . - doi : 10.1051/0004-6361:20035826 . - . — arXiv : astro-ph/0404248 . Az eredetiből archiválva: 2016. március 3.
4. ↑ SIMBAD csillagászati ​​adatbázis
5. ↑ Keenan P. C., Garrison R. F., Deutsch A. J. Revised Catalog of Spectra of Spectra of Mira Variables of Type ME és Se  // The Astrophysical Journal : Supplement Series - American Astronomical Society , 1974. - Vol. 28. - P. 271-307. — ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 - doi:10.1086/190318
6. ↑ Warner B. A Rapid Blue Variables megfigyelései-VIII A  MIRA TÁRSA // Mon. Nem. R. Astron. szoc. / D. Virág - OUP , 1972. - 1. köt. 159, Iss. 1. - P. 95-100. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1093/MNRAS/159.1.95
7. ↑ SIMBAD . _ — A világ a SIMBAD adatbázisban . Letöltve: 2013. február 22.  
8. ↑ NV Kharchenko, R.-D. Scholz, AE Piskunov, Röser S., Schilbach E. Asztrofizikai kiegészítések az ASCC-2.5-höz: Ia. ~55000 csillag radiális sebessége és 516 nyílt galaktikus halmaz és társulás átlagos radiális sebessége  (angol) // 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. Mitológiai bizonyítékok a változócsillagok ősi megfigyelésére  //  The Journal of the American Association of Variable Star Observers : folyóirat. - 1996. - 1. évf. 24 , sz. 2 . - 129-133 . o . - .
10. ↑ Hoffleit, Dorrit. A Mira csillagok felfedezésének története // The Journal of the American Association of Variable Stars Observers. - 1997. - T. 25 , 2. sz . - S. 115 . — .

Linkek

•  Mira fénygörbe 2002-2005
• Népszerű mechanika
• A Chandra teleszkóp fotóalbumából  (eng.)

Szótárak és enciklopédiák	Nagy katalán Nagy norvég Nagy orosz Britannica (online)