Mira (stjerne)

Mira (ο Cet, Omicron Ceti) er en dobbeltstjerne i stjernebilledet Cetus , bestående af en rød kæmpe Mira A og en hvid dværg Mira B. Afstand til Mira - 417  St. år ± 14 %. Komponenterne er i en afstand på 70  AU. e. en omløbsperiode på omkring 400 år.

Karakteristika

Mira A er en pulserende variabel stjerne , som gav sit navn til klassen af ​​stjerner - Mirider . Den har en periode på 332 dage. Ved maksimal lysstyrke er det ret mærkbart - den tilsyneladende stjernestørrelse er i gennemsnit 3,5, i nogle cyklusser når den 2,0. Som minimum falder dens lysstyrke hundredvis af gange, og den bliver usynlig for det blotte øje (m=8,6…10,1). I det infrarøde område er udsvingene i Miras lysstyrke meget mindre og beløber sig til omkring 2 størrelser.

Mira B er omgivet af en varm tilvækstskive af materiale, der er udstødt fra kæmpen. Det er også en variabel på grund af den ujævne tilførsel af stof - den tilsyneladende værdi varierer fra 9,5 m til 12 m .

I 2007 opdagede astronomer en gigantisk hale af støv og gas omkring stjernen. Opdagelsen blev gjort ved hjælp af det ultraviolette baneteleskop GALEX , opsendt af NASA i kredsløb i 2003.  Astronomer var temmelig overraskede: Faktum er, at Mira er blevet undersøgt i 400 år nu, og indtil videre har ingen bemærket nogen særlige mærkeligheder i det. Dette forklares dog ganske enkelt: ingen har observeret det i ultraviolet. Den detekterede hale strækker sig i rummet i så meget som 13 lysår (til sammenligning er afstanden til den nærmeste stjerne på Solen - Proxima Centauri  - kun 4 lysår). Ifølge beregninger blev stoffet i enden af ​​halen smidt af stjernen for omkring 30 tusind år siden. En stjerne mister en masse svarende til Jordens masse hvert 10. år. Det betyder, at det stof, den har kastet over de sidste 30 tusind år, er nok til at danne 3 tusinde planeter på størrelse med Jorden eller 9 planeter på størrelse med Jupiter .

De fleste af stjernerne i Mælkevejen roterer langsomt rundt om galaksens centrum og bevæger sig med omtrent samme hastighed og i samme retning som den interstellare gas , men Mira er ud over det sædvanlige. Denne stjerne river gennem en galaktisk gassky med en hastighed på 130 km/s. Som følge heraf blæses stoffet, der udstødes af det, simpelthen tilbage og danner en unik haleformation. Fotografierne af GALEX -teleskopet viser tydeligt en gigantisk bule placeret foran stjernen - dette er området for hovedchokbølgen (se chokbølge ). Noget lignende dannes foran stævnen på en båd, der skærer gennem vandet med høj hastighed, eller foran en kugle, der suser med supersonisk hastighed . Her oplever stoffet, som stjernen udsender, en frontal kollision med partikler af interstellar gas . Som følge heraf varmer den op og skynder sig mod halen. Hovedparten af ​​dette stof består af brintatomer . De mister gradvist den erhvervede energi og frigiver den i form af ultraviolette stråler  - de blev fikset af GALEX -teleskopet .

Observationshistorik

Bevis for, at Miras variabilitet var kendt i det gamle Kina, Babylon eller Grækenland, er i bedste fald kun indicier [9] . Hvad der er indiskutabelt er, at Miras variation blev registreret af astronomen David Fabricius begyndende den 3. august 1596. Da han observerede, hvad han troede var planeten Merkur (senere identificeret som Jupiter), havde han brug for en referencestjerne til at sammenligne positioner og valgte en tidligere uset stjerne af tredje størrelsesorden i nærheden. Den 21. august var den dog steget i lysstyrke med en størrelsesorden, og i oktober var den ude af syne. Fabricius antog, at det var en ny stjerne, men så den så igen den 16. februar 1609 [10] . I 1603 inkluderede Bayer denne stjerne i sit atlas over stjernehimlen og betegnede ο Ceti.

I 1638 bestemte Johannes Holvarda stjernens gensynsperiode til at være elleve måneder; han er ofte krediteret for at opdage Miraens foranderlighed. Jan Hevelius observerede systematisk stjernen fra 1659 til 1682 og gav den navnet Lat.  Mira ("fantastisk"), fordi hun opførte sig som ingen anden berømt stjerne. Så estimerede Ismail Buyo sin periode til 333 dage, hvilket adskiller sig med en dag fra den moderne værdi på 332 dage. Buyos måling har måske ikke været forkert: Mira er kendt for at ændre sig lidt over en periode, og kan endda ændre sig langsomt over tid. Ifølge nogle skøn er denne stjerne en rød kæmpe med en alder på seks milliarder år [2] .

Der er mange spekulationer om, hvorvidt Mira blev observeret før Fabricius. Selvfølgelig antyder historien om Algol (kendt med sikkerhed som en variabel først i 1667, men med legender, der går tilbage til antikken, der viser, at den er blevet set med mistro i årtusinder), at Mira også kunne have været kendt. Charles Manitius, en moderne oversætter af Hipparchus' kommentar til Aratus, har foreslået, at nogle linjer fra denne tekst fra det andet århundrede kan handle om Mir. Andre præ-teleskopiske westernkataloger af Ptolemæus, al-Sufi, Ulugbek og Tycho Brahe indeholdt ingen omtale, selv som en almindelig stjerne. Der er tre observationer fra kinesiske og koreanske arkiver, i 1596, 1070 og samme år, som Hipparchus ville have lavet sin observation (134 f.Kr.), som er suggestive

Noter

1. ↑ 1 2 Leeuwen F. v. Validering af den nye Hipparcos-reduktion  // Astron . Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2007. - Vol. 474, Iss. 2. - S. 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 Kinematik og aldre af Mira-variabler i det større solområde  //  The Astrophysical Journal  : tidsskrift. - 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.; Wood, PR Interferometriske observationer af Mira-stjernen o Ceti med VLTI/VINCI-instrumentet i det nær-infrarøde   // Astronomy and Astrophysics  : journal. - EDP Sciences , 2004. - Vol. 421 , nr. 2 . - S. 703-714 . - doi : 10.1051/0004-6361:20035826 . - . — arXiv : astro-ph/0404248 . Arkiveret fra originalen den 3. marts 2016.
4. ↑ SIMBAD Astronomisk 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 af Rapid Blue Variables-VIII KOMPANEN TIL  MIRA // Man . Ikke. R. Astron. soc. / D. Flower - OUP , 1972. - Vol. 159, Iss. 1. - S. 95-100. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1093/MNRAS/159.1.95
7. ↑ SIMBAD . _ — Verden i SIMBAD-databasen . Hentet 22. februar 2013.  
8. ↑ NV Kharchenko, R.-D. Scholz, AE Piskunov, Röser S., Schilbach E. Astrofysiske supplementer til ASCC-2.5: Ia. Radiale hastigheder på ~55000 stjerner og gennemsnitlige radiale hastigheder af 516 galaktiske åbne hobe og associationer  (engelsk) // Astron. Nachr. - Wiley , 2007. - Vol. 328, Iss. 9. - s. 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: tidsskrift. - 1996. - Bd. 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 . — .

Links

•  Mira Light Curve 2002-2005
• Populær mekanik
• Fra fotoalbummet af Chandra-teleskopet  (eng.)

Ordbøger og encyklopædier	Fantastisk catalansk Fantastisk norsk Stor russer Britannica (online)