Mira (tähti)

Mira (ο Cet, Omicron Ceti) on kaksoistähti Cetuksen tähdistössä , joka koostuu punaisesta jättiläisestä Mira A: sta ja valkoisesta kääpiöstä Mira B. Etäisyys Miraan - 417  St. vuotta ± 14 %. Komponentit ovat 70  AU:n etäisyydellä. eli noin 400 vuoden kiertoaika.

Ominaisuudet

Mira A on sykkivä muuttuva tähti , joka antoi nimensä tähtien luokalle - Mirids . Sen ajanjakso on 332 päivää. Maksimikirkkaudella se on melko havaittavissa - näennäinen tähtien magnitudi on keskimäärin 3,5, joissakin jaksoissa se saavuttaa 2,0. Sen valoisuus putoaa vähintään satoja kertoja ja siitä tulee paljaalla silmällä näkymätön (m=8,6…10,1). Infrapuna - alueella Miran kirkkauden vaihtelut ovat paljon pienempiä ja ovat noin 2 magnitudia.

Mira B:tä ympäröi jättiläisestä karkotetusta materiaalista koostuva kuuma kasvulevy . Se on myös muuttuja aineen epätasaisesta saannista johtuen - näennäinen arvo vaihtelee välillä 9,5 m - 12 m .

Vuonna 2007 tähtitieteilijät löysivät tähden ympäriltä jättimäisen pöly- ja kaasupyrstön. Löytö tehtiin NASAn vuonna 2003 kiertoradalle laukaiseman ultraviolettikiertoteleskoopin GALEX avulla.  Tähtitieteilijät olivat melko yllättyneitä: tosiasia on, että Miraa on tutkittu nyt 400 vuotta, eikä kukaan ole toistaiseksi havainnut siinä mitään erityisiä kummallisuuksia. Tämä selitetään kuitenkin yksinkertaisesti: kukaan ei ole havainnut sitä ultraviolettisäteilyssä. Havaittu häntä ulottuu avaruudessa jopa 13 valovuotta (vertailun vuoksi etäisyys Aurinkoa lähimpään tähteen - Proxima Centauriin  - on vain 4 valovuotta). Laskelmien mukaan tähti heitti hännän päässä olevan aineen noin 30 tuhatta vuotta sitten. Tähti menettää Maan massaa vastaavan massan 10 vuoden välein. Tämä tarkoittaa, että sen viimeisten 30 tuhannen vuoden aikana vuodattama aine riittää muodostamaan 3 tuhatta Maan kokoista planeettaa tai 9 Jupiterin kokoista planeettaa .

Suurin osa Linnunradan tähdistä pyörii hitaasti galaksin keskustan ympäri, liikkuen suunnilleen samalla nopeudella ja samaan suuntaan kuin tähtienvälinen kaasu , mutta Mira on poikkeava. Tämä tähti repeilee galaktisen kaasupilven läpi nopeudella 130 km/s. Seurauksena on, että sen poistama aine yksinkertaisesti puhalletaan takaisin, jolloin muodostuu ainutlaatuinen häntämuodostelma. GALEX- teleskoopin valokuvissa näkyy selkeästi jättimäinen pullistuma, joka sijaitsee tähden edessä - tämä on pään shokkiaallon alue (katso shokkiaalto ). Jotain vastaavaa muodostuu suurella nopeudella veden halki ajavan veneen keulan eteen tai yliääninopeudella ryntäävän luodin eteen . Tässä tähden sinkoama aine kokee otsatörmäyksen tähtienvälisen kaasun hiukkasten kanssa . Tämän seurauksena se lämpenee ja ryntää kohti häntää. Suurin osa tästä aineesta koostuu vetyatomeista . Ne menettävät vähitellen hankitun energian vapauttaen sen ultraviolettisäteiden muodossa  - ne kiinnitettiin GALEX- teleskoopilla .

Havaintohistoria

Todisteet siitä, että Miran vaihtelevuus tunnettiin muinaisessa Kiinassa, Babylonissa tai Kreikassa, ovat parhaimmillaankin vain satunnaisia ​​[9] . Kiistatonta on, että tähtitieteilijä David Fabricius kirjasi Miran vaihtelevuuden 3. elokuuta 1596 alkaen. Tarkastellessaan sitä, mitä hän uskoi olevan Merkurius-planeetta (myöhemmin tunnistettu Jupiteriksi), hän tarvitsi vertailutähden vertaillakseen paikkoja ja valitsi läheltä aiemmin näkemättömän kolmannen magnitudin tähden. Elokuun 21. päivään mennessä sen kirkkaus oli kuitenkin lisääntynyt yhden magnitudin ja lokakuuhun mennessä se oli poissa näkyvistä. Fabricius oletti sen olevan uusi tähti, mutta näki sen sitten uudelleen 16. helmikuuta 1609 [10] . Vuonna 1603 Bayer sisällytti tämän tähden tähtitaivaan kartastoonsa ja nimesi sen ο Cetiksi.

Vuonna 1638 Johannes Holvarda määritti tähden ilmestymisajan olevan yksitoista kuukautta; hänen ansioksi luetaan usein Miran vaihtelun löytäminen. Jan Hevelius tarkkaili tähtiä systemaattisesti vuosina 1659-1682 ja antoi sille nimen Lat.  Mira ("hämmästyttävä"), koska hän käyttäytyi kuin mikään muu kuuluisa tähti. Sitten Ismail Buyo arvioi ajanjaksonsa 333 päiväksi, mikä eroaa yhdellä päivällä nykyarvosta 332 päivää. Buyon mittaus ei ehkä ollut väärä: Miran tiedetään muuttuvan hieman ajan kuluessa ja saattaa jopa muuttua hitaasti ajan myötä. Joidenkin arvioiden mukaan tämä tähti on punainen jättiläinen, jonka ikä on kuusi miljardia vuotta [2] .

On paljon spekulaatioita siitä, havaittiinko Mira ennen Fabriciusta. Tietenkin Algolin historia (joka tunnetaan muuttujana vain vuonna 1667, mutta antiikista peräisin olevien legendojen mukaan sitä on katsottu epäluuloisesti vuosituhansien ajan) viittaa siihen, että myös Mira olisi saattanut olla tunnettu. Charles Manitius, Hipparkhoksen Aratus-kommenttien nykyaikainen kääntäjä, on ehdottanut, että jotkut tämän toisen vuosisadan tekstin rivit saattavat koskea Miriä. Muissa Ptolemaioksen, al-Sufin, Ulugbekin ja Tycho Brahen esiteleskooppisissa länsimaisissa luetteloissa ei ollut mainintaa edes tavallisena tähtenä. Kiinalaisista ja korealaisista arkistoista on kolme havaintoa vuosilta 1596, 1070 ja samana vuonna, jolloin Hipparkhos olisi tehnyt havainnon (134 eKr.), jotka ovat vihjailevia.

Muistiinpanot

1. ↑ 1 2 Leeuwen F. v. Uuden Hipparcos-vähennyksen validointi  // Astron . Astrofia. / T. Forveille - EDP Sciences , 2007. - Voi. 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 Mira-muuttujien kinematiikka ja iät aurinkoalueella  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1983. - Voi. 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.; Wood, PR Interferometriset havainnot Mira star o Cetista VLTI/VINCI-instrumentilla lähi-infrapunassa   // Astronomy and Astrophysics  : Journal. - EDP Sciences , 2004. - Voi. 421 , no. 2 . - s. 703-714 . - doi : 10.1051/0004-6361:20035826 . - . — arXiv : astro-ph/0404248 . Arkistoitu alkuperäisestä 3. maaliskuuta 2016.
4. ↑ SIMBAD Astronomical Database
5. ↑ Keenan P. C., Garrison R. F., Deutsch A. J. Revised Catalog of Spectra of Spectra of Mira Variables of Types ME ja Se  // The Astrophysical Journal : Supplement Series - American Astronomical Society , 1974. - Voi. 28. - s. 271-307. — ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 - doi: 10.1086/190318
6. ↑ Warner B. Nopeiden sinisten muuttujien havainnot-VIII MIRAN  TARJOUS // Ma . Ei. R. Astron. soc. / D. Flower - OUP , 1972. - Voi. 159, Iss. 1. - s. 95-100. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1093/MNRAS/159.1.95
7. ↑ SIMBAD . _ — Maailma SIMBAD-tietokannassa . Haettu 22. helmikuuta 2013.  
8. ↑ NV Kharchenko, R.-D. Scholz, AE Piskunov, Röser S., Schilbach E. Astrofysikaaliset lisäykset ASCC-2.5:een: Ia. ~55000 tähden radiaalinopeudet ja 516 galaktisen avoimen klusterin ja yhdistyksen keskimääräiset radiaalinopeudet  (englanniksi) // Astron. Nachr. - Wiley , 2007. - Voi. 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  //  The Journal of the American Association of Variable Star Observers : Journal. - 1996. - Voi. 24 , nro. 2 . - s. 129-133 . - .
10. ↑ Hoffleit, Dorrit. Mira-tähtien löytämisen historia // The Journal of the American Association of Variable Star Observers. - 1997. - T. 25 , nro 2 . - S. 115 . - .

Linkit

•  Mira Light Curve 2002-2005
• Suosittu mekaniikka
• Chandra-teleskoopin valokuva-albumista  (eng.)

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Suuri katalaani Hienoa norjalaista Iso venäläinen Britannica (verkossa)