Міра (зоря)

Мі́ра (лат. mira — дивовижна) — змінна зоря в сузір'ї Кита (ο Ceti — омікрон Кита), що складається з червоного гіганта Міра А та білого карлика Міра B . Відстань до Міри — 417± 67 св. років[6]. Компоненти перебувають на відстані 70 а. о., орбітальний період — близько 400 років.

Міра

Ультрафіолетовий знімок Міри, отриманий телескопом Хаббл

Міра, видима з Землі.
Дані дослідження
Епоха J2000.0
Сузір'я Кит
Пряме піднесення 02г 19х 20,7927с[1]
Схилення -02° 58′ 39,513″[1]
Видима величина (V) 2,0 — 10,1
Характеристики
Спектральний клас M7 IIIe[2]
показник кольору U−B +0,08[3]
показник кольору B−V +1,53[3]
Тип змінності мірида
Астрометрія
Променева швидкість (Rv) +63,8[1] км/сек
Власний рух (μ) за пр. піднес.: 10,33[1] мас/рік

за схиленням: -239,48[1] мас/рік

Паралакс (π) 7,79 ± 1,07 мас
Відстань 417±14 світлових років
парсек
Абсолютна величина (MV) 0,93
Подробиці
Маса 1,18[4] M☉
Радіус 332—402[5] R☉
Світність 8400—9360[5] L☉
Ефективна температура 2918—3192[5]  K
Вік 6×109[4] років
Інші позначення
Міра, Collum Ceti, Omicron Ceti, 68 Ceti, HR 681, BD -03°353, HD 14386, LTT 1179, SAO 129825, HIP 10826[1].
Посилання
SIMBADAB дані для Mira AB

Історія

В античних та середньовічних джерелах немає однозначних згадок цієї зірки. Міра А — пульсуюча змінна зірка, вона має період 332 дні. У максимумі блиску вона досить помітна (видима зоряна величина в деяких циклах сягає 2m, хоча у середньому становить 3,5m). У мінімумі її світність падає в сотні разів (6m…10m, у середньому — 8m) і вона стає невидимою неозброєним оком. Зміни яскравості Міри відкрив Давид Фабріціус 1596 року, коли спостерігав падіня блиску від максимуму до невидимості неозброєним оком[7]. 1609 року Байєр вніс цю зірку до свого атласу зоряного неба і позначив як ο-Ceti. Ян Гевелій систематично спостерігав зірку з 1659 до 1682 року і дав їй сучасну назву[джерело?]. Досить незвичайна поведінка Міри згодом дала назву цілому класу зір із подібними коливаннями блиску — міриди[8]. В інфрачервоному діапазоні коливання блиску набагато менші і становлять лише близько двох зоряних величин.

Фізичні характеристики

Міра B оточена гарячим акреційним диском речовини, що витікає з гіганту. Вона також є змінною завдяки нерівномірному її надходженню — видима зоряна величина коливається від 9,5m до 12m.

Газопиловий хвіст
Міра в ультрафіолетовому і видимому світлі

2007 року астрономи виявили у зорі велетенський хвіст із пилу й газу — на кшталт тих, що тягнуться за кометами, які наближаються до Сонця. Відкриття було здійснене за допомогою ультрафіолетового орбітального телескопу GALEX, виведеного на орбіту NASA 2003 року. Астрономи були неабияк здивовані: адже Міру вивчають вже протягом 400 років і ніхто не помічав таких особливостей. Втім, пояснюється це досить просто: ніхто не спостерігав її в ультрафіолетовому світлі. Виявлений хвіст має розмір майже 13 світлових років (для порівняння — відстань до найближчої до нас зорі — Проксіми Центавра — становить лише 4 світлових роки).

Згідно з розрахунками, кожні 10 років зоря втрачає масу, що еквівалентна масі Землі. Речовина, що перебуває в кінці хвоста, була викинута приблизно 30 тис. років тому.

Власний рух

Більшість зір Чумацького Шляху обертається навколо центру нашої Галактики приблизно з тією ж швидкістю і в тому ж напрямку, як рухається й міжзоряний газ, однак Міра випадає із загального ряду. Ця зоря рухається крізь галактичну хмару газу із відносною швидкістю 130 км/с. У результаті викиди речовини просто здуває назад, утворюючи унікальну хвостову формацію. На фотографіях телескопа GALEX добре видно велетенське здуття, розташоване перед зорею — це ділянка ударної хвилі. У земних умовах подібні ударні хвилі утворюються перед літаками, що летять із надзвуковою швидкістю, або перед носом швидкісного човна. Там відбувається зіткнення речовини, що викидається зорею, з частками міжзоряного газу. Внаслідок цього речовина розігрівається і її відкидає у напрямку хвоста. Основну частину цієї речовини складають атоми водню. Вони поступово втрачають енергію у вигляді ультрафіолетового випромінювання — його й зафіксував телескоп GALEX.

Джерела
  1. V* omi Cet -- Variable Star of Mira Cet type. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Архів оригіналу за 30 червня 2013. Процитовано 10 серпня 2006.
  2. Castelaz, Michael W.; Luttermoser, Donald G. (1997). Spectroscopy of Mira Variables at Different Phases.. The Astronomical Journal 114: 1584–1591. doi:10.1086/118589. Процитовано 10 грудня 2007.
  3. Celis S., L. (1982). Red variable stars. I — UBVRI photometry and photometric properties. Astronomical Journal 87: 1791–1802. doi:10.1086/113268. Процитовано 10 грудня 2007.
  4. Wyatt, S. P.; Cahn, J. H. (1983). Kinematics and ages of Mira variables in the greater solar neighborhood. Astrophysical Journal, Part 1 275: 225–239. doi:10.1086/161527. Процитовано 17 грудня 2007.
  5. Woodruff, H. C.; Eberhardt, M.; Driebe, T.; Hofmann, K.-H.; Ohnaka, K.; Richichi, A.; Schert, D.; Schöller, M.; Scholz, M.; Weigelt, G.; Wittkowski, M.; Wood, P. R. (2004). Interferometric observations of the Mira star o Ceti with the VLTI/VINCI instrument in the near-infrared (PDF). Astronomy & Astrophysics 421: 703–714. doi:10.1051/0004-6361:20035826. Процитовано 7 грудня 2007.
  6. 350 св. років за даними «Encyclopaedia Britannica»
  7. Міра // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 295. — ISBN 966-613-263-X.
  8. Міриди // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 297. — ISBN 966-613-263-X.

Посилання
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.