Mirida

Mirida  er en klasse af pulserende variable stjerner , opkaldt efter verdensstjernen (Omicron Ceti ). Denne klasse omfatter stjerner af de sene spektralklasser Me, Ce, Se (bogstavet e betyder tilstedeværelsen af ​​hydrogenemissionslinjer i spektret) med lysstyrkevariationer fra 2,5 til 11 størrelsesordener i det synlige område. Amplituden af ​​variationer i IR-området er som regel mindre end 2,5 og i K-båndet overstiger ikke engang 0,9. Perioden for deres pulsering kan være fra 80 til 1000 dage [1] .

Mirider er røde kæmper , der er på de sidste stadier af stjernernes udvikling , som over flere millioner år afgiver deres ydre skal og bliver til hvide dværge . Mirids energikilde er, ligesom mange andre røde kæmper, hovedsageligt den termonukleære forbrænding af helium i kernen med deltagelse af lagdelt forbrænding af brint i kerneskallen (i modsætning til hovedsekvensstjerner , som modtager energi fra omdannelsen af ​​brint til helium i kernen). På Hertzsprung-Russell-diagrammerne er Miriderne på den asymptotiske kæmpegren . Mirider af spektral type M indeholder mere oxygen end kulstof i deres fotosfærer; for S-klasse Miras er dette forhold omtrent det samme, for C-klasse Miras (kulstofstjerner) er C/O-forholdet større end én. Spektrene viser tegn på chokbølger og hurtig bevægelse af gas i fotosfæren (Dopplerskift) [2] .

Det antages, at massen af ​​Mirids ikke overstiger to solmasser , men deres lysstyrke er tusindvis af gange større end solens på grund af den udvidede ydre skal, som har en radius 200-300 gange større end Solens radius [ 2] . Det menes, at Miras' pulsering skyldes den periodiske sammentrækning og udvidelse af disse stjerner. Dette forårsager ændringer i radius og temperatur, hvilket resulterer i variationer i lysstyrken. Mirider mister hurtigt masse, med en hastighed på omkring 10 −6 M ⊙ om året, på grund af hvilket varigheden af ​​deres eksistens i denne klasse af stjerner ikke overstiger flere millioner år. De spiller en vigtig rolle i galaksernes kemiske udvikling og beriger det interstellare medium med tunge grundstoffer. Nogle af dem mister gas gradvist, mens andre brat taber deres ydre skal på et tidspunkt og danner planetariske tåger . Efter den endelige afgivelse af skallen forbliver dens heliumkerne, en hvid dværg , i stedet for Mirida [2] .

Tidlige modeller af Miras antog, at stjernen forblev sfærisk symmetrisk under pulseringsprocessen (hovedsageligt for at hjælpe med at reducere computersimuleringer). En nylig gennemgang af Miras viste, at 75 % af Mira-systemerne, der blev løst med IOTA- teleskopet , ikke er sfærisk symmetriske [3] , hvilket er i overensstemmelse med tidligere observationer af individuelle Miras [4] [5] [6] , så det er nødvendigt at modellere 3D-strukturen på supercomputere [7] .

For eksempel har mange stjerner, såsom R Hare , et kulstofdomineret spektrum , hvilket indikerer en overførsel af stof fra kernen til overfladen. Dette materiale danner ofte et støvdæksel, der gør stjernen skiftevis svagere og lysere.

Mirider kan være rige på ilt eller kulstof. Kulstofrige stjerner, såsom R Hare, opstår kun under et snævert sæt betingelser, der stopper asymptotiske gigantiske grenstjerners tendens til at opretholde en overskydende mængde ilt i forhold til kulstof på grund af blandingen af ​​stof [8] . I pulserende asymptotiske-gigantiske grenstjerner som Mira finder kernereaktioner sted i vekslende lagdelte kilder af brint og helium, hvori periodisk dyb blanding forekommer. Samtidig overføres kulstof fra skallen, hvor helium brænder, til overfladen, som danner en kulstofstjerne. Men i stjerner over 4 M⊙ opstår der et reaktionsregime, hvor de nedre områder af konvektionszonen er varme nok til CNO -cyklussen , hvor det meste af kulstoffet ødelægges, før det når overfladen. Mere massive stjerner kan således ikke blive rige på kulstof [9] .

Mirider mister hurtigt masse, dette materiale danner ofte støvskaller omkring stjernen. I nogle tilfælde er betingelserne gunstige for dannelsen af ​​en maserkilde [10] .

Et lille antal Miraer ser ud til at ændre deres pulsationsperiode over tid: perioden øges eller falder med en betydelig brøkdel (op til en faktor 3) over flere årtier eller flere århundreder. Det menes, at denne effekt er en konsekvens af termiske pulsationer, hvor heliumskallen genstarter reaktionerne i brintlagskilden. I dette tilfælde ændres stjernens struktur, hvilket giver en ændring i perioden. Sandsynligvis vil en sådan proces være karakteristisk for alle Miras, men den relativt korte varighed af termiske impulser (adskillige tusinde år) sammenlignet med levetiden på den asymptotiske kæmpegren (mindre end en million år), derfor ser vi det termiske impulsstadium kun i nogle få af de kendte flere tusinde Miras. . Måske observeres et sådant stadie i R Hydra [11] . De fleste Miras udviser langsomme periodevariationer fra cyklus til cyklus, sandsynligvis på grund af ikke-lineær opførsel af stjernehylsteret, herunder afvigelser fra sfærisk symmetri [12] [13] .

Mirider med en periode på mindre end 200 dage har en symmetrisk lyskurve (stignings- og faldtiderne er omtrent de samme) og en lille amplitude. Når perioden øges, øges amplituden, og stigningshastigheden i lysstyrke bliver større end henfaldshastigheden, og "trin" vises på stigningskurven.

Mirider er populære observationsobjekter for amatørastronomer på grund af deres skiftende lysstyrke. Nogle Mirider, inklusive Mira selv, er blevet observeret i over et århundrede [2] .

Planetsystemer

For 2022 har kun én Mirida - R Leo - et planetsystem opdaget og ubekræftet. Mirider er dog potentielle ejere af planeter på grund af det faktum, at de er gamle stjerner, der har udviklet sig fra almindelige hovedsekvensstjerner . Følgelig har mindst en tredjedel af Miraerne planeter og muligvis superplaneter ( brune dværge ).

Noter

  1. ↑ Samus NN, Durlevich OV GCVS Variabilitetstyper og distributionsstatistikker for udpegede variable stjerner i henhold til deres variationstyper  ( 12. februar 2009). Hentet 8. september 2019. Arkiveret fra originalen 18. marts 2012.
  2. ↑ 1 2 3 4 Mattei JA Introducing Mira Variables  //  The Journal of the American Association of Variable Star Observers. - 1997. - Bd. 25 , nr. 2 . - S. 57-62 . — .
  3. ↑ Første overfladeopløste resultater med IOTA Imaging Interferometer: Detektion af asymmetrier i AGB-stjerner   // Astrophys . J. - 2006. - Vol. 652 . - S. 650-660 . - doi : 10.1086/507453 . - . - arXiv : astro-ph/0607156 .
  4. ↑ Haniff C.A. et al. Syntetiske billeder med optisk blænde af fotosfæren og den molekylære atmosfære i Mira  //  The Astronomical Journal . - 1992. - Bd. 103 . - S. 1662 . - doi : 10.1086/116182 . - .
  5. ↑ Karovska M., Nisenson P., Papaliolios C., Boyle R.P. Asymmetries in the atmosfære af Mira  //  The Astrophysical Journal . - 1991. - Bd. 374 . — P.L51 . - doi : 10.1086/186069 . - .
  6. ↑ Tuthill PG, Haniff CA, Baldwin JE Overfladebilleddannelse af langtidsvariable stjerner  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - 1999. - Bd. 306 , nr. 2 . — S. 353 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.1999.02512.x . - .
  7. ↑ Freytag B., Höfner S. Tredimensionelle simuleringer af atmosfæren af ​​en AGB-stjerne  // Astronomy and Astrophysics  . - 2008. - Bd. 483 , nr. 2 . — S. 571 . - doi : 10.1051/0004-6361:20078096 . - .
  8. ↑ Feast MW, Whitelock PA, Menzies JW Carbon-rich Mira variables: Kinematics and absolute magnitudes  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - 2006. - Bd. 369 , nr. 2 . - s. 791-797 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10324.x . - . — arXiv : astro-ph/0603506 .
  9. ↑ Stancliffe RJ, Izzard RG, Tout CA Tredje uddybning i lavmassestjerner: Løsning af kulstofstjernemysteriet fra den store magellanske sky  // Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society: Letters  . - 2004. - Bd. 356 , nr. 1 . - P. L1–L5 . - doi : 10.1111/j.1745-3933.2005.08491.x . - . — arXiv : astro-ph/0410227 .
  10. ↑ Wittkowski M. et al. Mira-variablen S Orionis: Relationer mellem fotosfæren, det molekylære lag, støvskallen og SiO-maserskallen ved 4 epoker  // Astronomy and Astrophysics  . - 2007. - Bd. 470 , nr. 1 . - S. 191-210 . - doi : 10.1051/0004-6361:20077168 . - . - arXiv : 0705.4614 .
  11. ↑ Zijlstra AA, Bedding TR, Mattei JA Udviklingen af ​​Mira-variablen R Hydrae  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - 2002. - Bd. 334 , nr. 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. - Bd. 130 , nr. 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 , nr. 1 . - S. 2 . — .

Links

  Gå til Wikidata-elementet  I bibliografiske kataloger
 variable stjerner
Eruptiv
Pulserende
roterende
Katalysmisk
formørkende binære filer
Lister
Kategori: Variable stjerner