Mirida

Mirida  on sykkivien muuttuvien tähtien luokka , joka on nimetty Maailman tähden (Omicron Ceti ) mukaan. Tähän luokkaan kuuluvat myöhäisten spektriluokkien Me, Ce, Se tähdet (kirjain e tarkoittaa vedyn emissioviivojen esiintymistä spektrissä), joiden kirkkaus vaihtelee 2,5 - 11 magnitudia näkyvällä alueella. IR -alueen vaihteluiden amplitudi on yleensä alle 2,5 ja K-kaistalla ei ylitä edes 0,9. Niiden sykkimisjakso voi olla 80 - 1000 päivää [1] .

Miridit ovat punaisia ​​jättiläisiä , jotka ovat tähtien evoluution loppuvaiheessa ja jotka useiden miljoonien vuosien aikana irrottavat ulkokuorensa ja muuttuvat valkoisiksi kääpiöiksi . Miridien, kuten monien muiden punaisten jättiläisten, energianlähde on pääasiassa heliumin lämpöydinpoltto ytimessä, johon osallistuu vedyn kerrospoltto ydinkuoressa (toisin kuin pääsarjan tähdet , jotka saavat energiaa vedyn muuntamisesta heliumiksi ytimessä). Hertzsprung -Russell-kaavioissa miridit ovat asymptoottisella jättiläishaaralla . Spektrityypin M miridit sisältävät fotosfäärissään enemmän happea kuin hiiltä; S-luokan Miroilla tämä suhde on suunnilleen sama, C-luokan Miroilla (hiilitähdet) C/O-suhde on suurempi kuin yksi. Spektrit osoittavat merkkejä shokkiaalloista ja kaasun nopeasta liikkeestä fotosfäärissä (Doppler-siirtymä) [2] .

Uskotaan, että Miridien massa ei ylitä kahta Auringon massaa , mutta niiden valoisuus on tuhansia kertoja suurempi kuin Auringon laajennetun ulkokuoren ansiosta, jonka säde on 200-300 kertaa suurempi kuin Auringon säde . 2] . Uskotaan, että Miran sykkiminen johtuu näiden tähtien säännöllisestä supistumisesta ja laajenemisesta. Tämä aiheuttaa muutoksia säteessä ja lämpötilassa, mikä johtaa vaihteluihin valovoimassa. Miridit menettävät massaa nopeasti, noin 10 −6 M ⊙ vuodessa, minkä vuoksi niiden olemassaolon kesto tässä tähtiluokassa ei ylitä useita miljoonia vuosia. Niillä on tärkeä rooli galaksien kemiallisessa evoluutiossa ja ne rikastavat tähtienvälistä väliainetta raskailla alkuaineilla. Jotkut niistä menettävät kaasua vähitellen, kun taas toiset irrottavat äkillisesti ulkokuorensa jossain vaiheessa muodostaen planetaarisia sumuja . Kuoren lopullisen irtoamisen jälkeen sen heliumydin, valkoinen kääpiö , jää Miridan paikalle [2] .

Varhaiset Miras-mallit olettivat, että tähti pysyi pallomaisesti symmetrisenä pulsaatioprosessin aikana (lähinnä tietokonesimulaatioiden vähentämiseksi). Äskettäinen Miras-katsaus osoitti, että 75 % IOTA -teleskoopilla selvitetyistä Mira-järjestelmistä ei ole pallosymmetrisiä [3] , mikä on yhdenmukainen yksittäisten Miras-havaintojen kanssa [4] [5] [6] , joten se on välttämätön 3D-rakenteen mallintamiseksi supertietokoneissa [7] .

Esimerkiksi monilla tähdillä, kuten R Hare , on hiilen hallitsema spektri , mikä osoittaa aineen siirtymisen ytimestä pintaan. Tämä materiaali muodostaa usein pölysuojan, joka tekee tähdestä vuorotellen himmeämmän ja kirkkaamman.

Mirides voi olla runsaasti happea tai hiiltä. Hiilirikkaat tähdet, kuten R Hare, syntyvät vain kapeassa joukossa olosuhteita, jotka estävät asymptoottisten jättiläishaaratähtien taipumuksen ylläpitää ylimääräistä happea hiilestä johtuen aineiden sekoittumisesta [8] . Sykkivissä asymptoottisissa jättiläishaaraisissa tähdissä, kuten Mirassa, ydinreaktiot tapahtuvat vuorottelevissa kerroksellisissa vedyn ja heliumin lähteissä, joissa tapahtuu ajoittain syvää sekoittumista. Samanaikaisesti heliumin palavasta kuoresta tuleva hiili siirtyy pintaan, joka muodostaa hiilitähden. Yli 4 M⊙ tähdissä tapahtuu kuitenkin reaktiojärjestelmä, jossa konvektiivisen vyöhykkeen alemmat alueet ovat tarpeeksi kuumia CNO - syklille , jossa suurin osa hiilestä tuhoutuu ennen kuin se saavuttaa pinnan. Siten massiivisemmista tähdistä ei voi tulla runsaasti hiiltä [9] .

Miridit menettävät nopeasti massaa, tämä materiaali muodostaa usein pölykuoria tähden ympärille. Joissakin tapauksissa olosuhteet ovat suotuisat maserlähteen muodostumiselle [10] .

Pieni määrä Miroja näyttää muuttavan sykkimisjaksoaan ajan myötä: jakso kasvaa tai vähenee merkittävällä osalla (jopa kolminkertaiseksi) useiden vuosikymmenten tai vuosisatojen aikana. Tämän vaikutuksen uskotaan johtuvan lämpöpulsaatioista, joissa heliumkuori käynnistää uudelleen reaktiot vetykerroksen lähteessä. Tässä tapauksessa tähden rakenne muuttuu, mikä antaa muutoksen ajanjaksoon. Todennäköisesti tällainen prosessi on tyypillinen kaikille Miralle, mutta lämpöimpulssien suhteellisen lyhyt kesto (useita tuhansia vuosia) verrattuna asymptoottisen jättimäisen haaran elinikään (alle miljoona vuotta), siksi näemme lämpöimpulssivaiheen. vain muutamassa tunnetuista useista tuhansista Miroista. Ehkä tällainen vaihe havaitaan R Hydrassa [11] . Useimmissa Miroissa on hitaita jaksovaihteluita syklistä toiseen, mikä johtuu todennäköisesti tähtien verhon epälineaarisesta käyttäytymisestä, mukaan lukien poikkeamat pallosymmetriasta [12] [13] .

Mirideillä, joiden ajanjakso on alle 200 päivää, on symmetrinen valokäyrä (nousu- ja laskuajat ovat suunnilleen samat) ja pieni amplitudi. Jakson kasvaessa amplitudi kasvaa ja kirkkauden kasvunopeus on suurempi kuin vaimenemisnopeus, ja "askeleita" ilmestyy kasvukäyrään.

Miridit ovat amatööritähtitieteilijöiden suosittuja havaintokohteita niiden muuttuvan valoisuuden vuoksi. Joitakin miridejä, mukaan lukien itse Mira, on havaittu yli vuosisadan [2] .

Planeettajärjestelmät

Vuodelle 2022 vain yhdelle Miridalle - R Leolle - on löydetty planeettajärjestelmä, jota ei ole vahvistettu. Miridit ovat kuitenkin mahdollisia planeettojen omistajia, koska ne ovat vanhoja tähtiä, jotka ovat kehittyneet tavallisista pääsarjan tähdistä . Näin ollen ainakin kolmanneksella Miroista on planeettoja ja mahdollisesti superplaneettoja ( ruskeita kääpiöitä ).

Muistiinpanot

  1. ↑ Samus NN, Durlevich OV GCVS:n vaihtelevuustyypit ja määrättyjen muuttuvien tähtien jakautumistilastot niiden vaihtelutyyppien mukaan  ( 12. helmikuuta 2009). Haettu 8. syyskuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 18. maaliskuuta 2012.
  2. ↑ 1 2 3 4 Mattei JA Esittelyssä Mira Variables  //  The Journal of the American Association of Variable Star Observers. - 1997. - Voi. 25 , ei. 2 . - s. 57-62 . - .
  3. ↑ Ensimmäiset pintaresoluutiotulokset IOTA Imaging Interferometrilla: Asymmetrioiden havaitseminen AGB-tähdissä   // Astrophys . J. - 2006. - Voi. 652 . - s. 650-660 . - doi : 10.1086/507453 . - . - arXiv : astro-ph/0607156 .
  4. ↑ Haniff C.A. et ai. Optisen aukon synteettiset kuvat Miran fotosfääristä ja molekyyliilmakehästä  //  The Astronomical Journal . - 1992. - Voi. 103 . - s. 1662 . - doi : 10.1086/116182 . - .
  5. ↑ Karovska M., Nisenson P., Papaliolios C., Boyle R.P. Epäsymmetriat Miran ilmakehässä  //  The Astrophysical Journal . - 1991. - Voi. 374 . — P.L51 . - doi : 10.1086/186069 . - .
  6. ↑ Tuthill PG, Haniff CA, Baldwin JE Pitkäaikaisten muuttuvien tähtien  pintakuvaus // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - 1999. - Voi. 306 , no. 2 . - s. 353 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.1999.02512.x . - .
  7. ↑ Freytag B., Höfner S. AGB-tähden ilmakehän kolmiulotteiset simulaatiot  // Astronomy and Astrophysics  . - 2008. - Voi. 483 , no. 2 . - s. 571 . - doi : 10.1051/0004-6361:20078096 . - .
  8. ↑ Feast MW, Whitelock PA, Menzies JW Hiilipitoiset Mira-muuttujat: kinematiikka ja absoluuttiset magnitudit  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - 2006. - Voi. 369 , no. 2 . - s. 791-797 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10324.x . - . — arXiv : astro-ph/0603506 .
  9. ↑ Stancliffe RJ, Izzard RG, Tout CA Kolmas ruoppaus pienimassaisissa tähdissä: Suuren Magellanin pilven hiilitähtimysteerin ratkaiseminen  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters  . - 2004. - Voi. 356 , nro. 1 . - P. L1–L5 . - doi : 10.1111/j.1745-3933.2005.08491.x . - . — arXiv : astro-ph/0410227 .
  10. ↑ Wittkowski M. et ai. Mira-muuttuja S Orionis: Fotosfäärin, molekyylikerroksen, pölykuoren ja SiO-maser-kuoren väliset suhteet 4 aikakaudella  // Tähtitiede ja astrofysiikka  . - 2007. - Voi. 470 , no. 1 . - s. 191-210 . - doi : 10.1051/0004-6361:20077168 . - . - arXiv : 0705.4614 .
  11. ↑ Zijlstra AA, Bedding TR, Mattei JA Mira-muuttujan R Hydrae kehitys  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - 2002. - Voi. 334 , nro. 3 . - s. 498 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2002.05467.x . - . — arXiv : astro-ph/0203328 .
  12. ↑ Templeton MR, Mattei JA, Willson LA Secular Evolution in Mira Variable Pulsations  //  The Astronomical Journal . - 2005. - Voi. 130 , ei. 2 . - s. 776-788 . - doi : 10.1086/431740 . - . — arXiv : astro-ph/0504527 .
  13. ↑ Zijlstra AA, Bedding TR Period Evolution in Mira Variables // Journal of the American Association of Variable Star Observers. - 2002. - T. 31 , nro 1 . - S. 2 . — .

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Bibliografisissa luetteloissa
 muuttuvia tähtiä
Eruptiivinen
Sykkivä
pyörivä
Katalysminen
pimentävät binaarit
Luettelot
  • Luettelo GCVS:n muuttuvista tähtityypeistä
Luokka: Muuttuvat tähdet