Mira (zvezda)
  | |
| Opazovalni podatki Epoha J2000.0 Enakonočje J2000.0 | |
|---|---|
| Ozvezdje | Kit |
| Rektascenzija | 02h 19m 20,79210s[2] |
| Deklinacija | –02° 58′ 39,4956″[2] |
| Navidezni sij (V) | 2,0 do 10,1[3] |
| Značilnosti | |
| Spektralni razred | M7 IIIe[4] (M5e-M9e[3]) |
| U−B Barvni indeks | +0,08[5] |
| B−V Barvni indeks | +1,53[5] |
| Tip spremenljivke | Mira[3] |
| Astrometrija | |
| Radialna hitrost (Rv) | +63,8[6] km/s |
| Lastno gibanje (μ) | RA: +9,33[2] mas/l Dec.: –237,36[2] mas/l |
| Paralaksa (π) | 10,91 ± 1,22[2] mas |
| Oddaljenost | pribl. 300 sv. l. (pribl. 90 pc) |
| Absolutni izsev (MV) | +0,99[7] (variable) |
| Orbita[8] | |
| Perioda (P) | 497,88 l |
| Glavna polos (a) | 0.8″ |
| Izsrednost tira (e) | 0,16 |
| Naklon tira (i) | 112° |
| Dolžina vozla (Ω) | 138,8° |
| Epoha periastrona (T) | 2285,75 |
| Argument periastrona (ω) (sekundarni) | 258,3° |
| Podrobnosti | |
| Masa | 1,18[9] M☉ |
| Polmer | 332–402[10] (-541[11]) R☉ |
| Izsev (bolometrični) | 8.400–9.360[10] L☉ |
| Temperatura | 2.918–3.192[10] K |
| Starost | 6[9] Ga |
| Druge oznake | |
| Sklici na podatkovne baze | |
| SIMBAD | podatki |
Mira, znana tudi kot Omikron Kita, je rdeča orjakinja približno 200-400 svetlobnih let proč, njena starost pa je ocenjena na 6 milijard let. Nahaja se v ozvezdju Kit. Mira je dvojna zvezda, ki sestoji iz rdeče orjakinje Mire A skupaj z Miro B. Mira A je spremenljiva zvezda in je prva odkrita spremenljiva zvezda, ki ni bila supernova, z možno izjemo Algola. Njena oddaljenost je negotova; pred Hipparcosom je bila ocenjena na približno 220 svetlobnih let,[13] medtem ko po je po Hipparcosovih podatkih 299 svetlobnih let z območjem napake 11 %.[14]
Zgodovina opazovanja
[uredi | uredi kodo]Dokazi o poznavanju Mirine spremenljivosti v stari Grčiji, Babilonu in na Kitajskem so le posredni.[15] Gotovo pa je, da je astronom David Fabricius opazoval spreminjanje Mirinega sija. Začel je 3. avgusta 1596. Opazoval je planet, za katerega je menil, da je Merkur (pozneje se je izkazalo, da je Jupiter) in je potreboval zvezdo za primerjavo planetove lege skozi čas in izbral bližnjo zvezdo tretje magnitude. Do 21. avgusta se je njena svetlost povečala za eno magnitudo, nato pa je do oktobra zbledela z neba. Fabricius je domneval, da gre za novo, vendar jo je znova opazil 16. februarja 1609.[16]
Leta 1638 je Johannes Holwarda izmeril periodo Mirinih pojavljanj, enajst mesecev; pogosto zasluge za odkritje Mirine spremenljivosti pripisujejo njemu. Johannes Hevelius jo je opazoval v istem času in jo je poimenoval »Mira« (v latinščini to pomeni »čudovita«). Ismael Bullialdus je pozneje njeno periodo ocenil na 333 dni, kar le za en dan odstopa od sodobnih 332 dni, glede na to, da je Mira znana po tem, da precej odstopa od ocenjene periode in se ta skozi čas mogoče počasi spreminja.
Obstajajo sumi, da je bila Mira opazovana že pred Fabriciusom. Algolova zgodovina (kot spremenljiva zvezda je natančno znan od leta 1667, vendar legende kažejo, da so za to njegovo značilnost vedeli že dolgo prej) nakazuje na to, da je bila mogoče Mira znana že prej. Karl Manitius, sodobni prevajalec Hiparhovih Komentarjev o Aratu, je domneval, da nekaj vrstic iz tega dela, ki je nastalo v 2. stoletju, govori o Miri.
Sistem zvezd
[uredi | uredi kodo]Mira je dvojna zvezda, ki je sestavljena iz rdeče orjakinje (Mira A) in vroče bele pritlikavke, ki vleče maso z Mire A nase, pri čemer nastaja akreacijski disk. Naj bi bili Soncu najbližji takšen par. Zvezdi trenutno loči razdalja približno 70 astronomskih enot.[17]
Mira A
[uredi | uredi kodo]Mira A je trenutno asimptomatična orjakinja, v fazi toplotnega pulziranja.[18][19] Vsak utrip traja desetletje ali več, med dvema pa mine približno 10.000 let. Z vsakim pulzom Mira A postane svetlejša in utripanje postane močnejše. To je tudi razlog za velike spremembe v svetlosti in velikosti skozi krajše, nepravilne periode.
Spremenljivost
[uredi | uredi kodo]Mira A je znan primer spremenljivke tipa Mire, ki so poimenovane po njej. Znanih je od 6000 do 7000 takšnih zvezd[20] in vse so rdeče orjakinje. Njihove periode merijo od 80 pa vse do več kot 1000 dni.
V Mirinem primeru se njena svetlost običajno povzpe do navideznega sija 3,5 magnitude, kar jo uvrsti med svetlejše zvezde v Kitu. Med njenimi cikli so razlike; nekajkrat je njen navidezni sij narasel kar do magnitude 2,0, pa tudi samo do magnitude 4,9. Svetlost se med minimumu razlikuje precej manj in variia med navideznim sijem 8,6 in 10,1 magnitude. Zanimivo je, da je večina svetlobe, ki jo Mira izseva, infrardeče, vendar se njen sij v tem delu spektra spreminja samo za dve magnitudi.
Približni Mirini maksimumi od leta 1999 do leta 2015:[21]
- 21. – 31. oktober 1999
- 21. – 30. september 2000
- 21. – 31. avgust 2001
- 21. – 31. julij 2002
- 21. – 30. junij 2003
- 21. – 31. maj 2004
- 11. – 20. april 2005
- 11. – 20. marec 2006
- 1. – 10. februar 2007
- 21. – 31. januar 2008
- 21. – 31. december 2008
- 21. – 30. november 2009
- 21. – 31. oktober 2010
- 21. – 30. september 2011
- 21. – 31. avgust 2012
- 21. – 31. julij 2013
- 21. – 31. junij 2014
- 21. – 31 maj 2015
Od marca do junija ni vidna, saj se Sonce na nebu takrat nahaja blizu nje. Tako lahko mine nekaj let, ne da bi bila vidna s prostim očesom.
Mira B
[uredi | uredi kodo]Prvič jo je od Mire A ločil Hubblov vesoljski daljnogled leta 1995, ko je bila od nje oddaljena 70 astronomskih enot. Ultravijolična in rentgenska opazovanja so pokazala, da z Mire A teče plin v smer Mire B. Njena orbitalna perioda okrog Mire A meri približno 400 let.
Leta 2007 so opazovanja pokazala protoplanetni disk okrog Mire B. Iz diska bi lahko nastali novi planeti. Ta opazovanja nakazujejo tudi, da je Mira B zvezda glavne veje Hertzsprung-Russllovega diagrama z maso približno 0,7 Sončeve mase in spektralnega tipa K, ne pa bela pritlikavka.[22] Kakorkoli, nadaljnje raziskave so to ovrgle. Mira B je res bela pritlikavka.[23]
Sklici
[uredi | uredi kodo]- ↑ »IAU Catalog of Star Names«. Pridobljeno 28. julija 2016.
- ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 van Leeuwen, F. (november 2007). »Validation of the new Hipparcos reduction«. Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357.
{{navedi časopis}}: Vzdrževanje CS1: samodejni prevod datuma (povezava) - ↑ 3,0 3,1 3,2 Kukarkin, B. V.; in sod. (1971). »The third edition containing information on 20437 variable stars discovered and designated till 1968«. General Catalogue of Variable Stars (3. izd.). Bibcode:1971GCVS3.C......0K.
- ↑ Castelaz, Michael W.; Luttermoser, Donald G. (1997). »Spectroscopy of Mira Variables at Different Phases«. The Astronomical Journal. 114: 1584–1591. Bibcode:1997AJ....114.1584C. doi:10.1086/118589.
- ↑ 5,0 5,1 Celis S., L. (1982). »Red variable stars. I — UBVRI photometry and photometric properties«. Astronomical Journal. 87: 1791–1802. Bibcode:1982AJ.....87.1791C. doi:10.1086/113268.
- ↑ Evans, D. S. (20.–24. junij 1966). »The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities«. V Batten, Alan Henry; Heard, John Frederick (ur.). Determination of Radial Velocities and their Applications, Proceedings from IAU Symposium no. 30. Zv. 30. University of Toronto: International Astronomical Union. str. 57. Bibcode:1967IAUS...30...57E.
- ↑ Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), »XHIP: An extended hipparcos compilation«, Astronomy Letters, 38 (5): 331, arXiv:1108.4971, Bibcode:2012AstL...38..331A, doi:10.1134/S1063773712050015.
- ↑ »Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars«. United States Naval Observatory. Arhivirano iz prvotnega spletišča dne 1. avgusta 2017. Pridobljeno 22. januarja 2017.
- ↑ 9,0 9,1 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. Bibcode:1983ApJ...275..225W. doi:10.1086/161527.
- ↑ 10,0 10,1 10,2 Woodruff, H. C.; Eberhardt, M.; Driebe, T.; Hofmann, K.-H.; in sod. (2004). »Interferometric observations of the Mira star o Ceti with the VLTI/VINCI instrument in the near-infrared«. Astronomy & Astrophysics. 421 (2): 703–714. arXiv:astro-ph/0404248. Bibcode:2004A&A...421..703W. doi:10.1051/0004-6361:20035826.
- ↑ De Beck, E.; Decin, L.; De Koter, A.; Justtanont, K.; Verhoelst, T.; Kemper, F.; Menten, K. M. (2010). »Probing the mass-loss history of AGB and red supergiant stars from CO rotational line profiles. II. CO line survey of evolved stars: Derivation of mass-loss rate formulae«. Astronomy and Astrophysics. 523: A18. arXiv:1008.1083. Bibcode:2010A&A...523A..18D. doi:10.1051/0004-6361/200913771.
- ↑ Allen, Richard H. (1963). Star Names: Their Lore and Meaning. New York: Dover Publications. ISBN 0-486-21079-0.
- ↑ Burnham (1980), str. 634.
- ↑ »Omicron Ceti« (v angleščini).
- ↑ Wilk (1996).
- ↑ Hoffleit (1996).
- ↑ Karovska (2006).
- ↑ Pogge (2006).
- ↑ Lopez (1999).
- ↑ »GCVS: vartype.txt« (v angleščini). iz kataloga GCVS (statistike na koncu datoteke kažejo, da je znanih 6.006 zvezd tipa Mire in 1.237 mogoče tipa Mire)
- ↑ »Mira, Omicron Ceti« (v angleščini).
- ↑ Than (2007).
- ↑ Sokoloski; Bildsten (2010).
Viri
[uredi | uredi kodo]- Burnham, Jr., Robert (1980), Burnham's Celestial Handbook, zv. 1, New York: Dover Publications Inc., str. 634
- Castelaz, Michael W.; Luttermoser, Donald G. (1997), »Spectroscopy of Mira Variables at Different Phases.«, Astronomical Journal, 114: 1584–1591, Bibcode:1997AJ....114.1584C, doi:10.1086/118589
- Celis S., L. (1982), »Red variable stars. I — UBVRI photometry and photometric properties«, Astronomical Journal, 87: 1791–1802, Bibcode:1982AJ.....87.1791C, doi:10.1086/113268
- Evans, D. S. (20.–24. junij 1966). »The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities«. V Batten, Alan Henry; Heard, John Frederick (ur.). Determination of Radial Velocities and their Applications. Proceedings from IAU Symposium. Zv. 30. Univerza v Torontu: Mednarodna astronomska zveza. str. 57. Bibcode:1967IAUS...30...57E.
- Hoffleit, Dorrit (2. november 1996), History of Mira's Discovery, arhivirano iz spletišča dne 5. aprila 2007, pridobljeno 16. avgusta 2007
- Karovska, Margarita (Avgust 2006), »Future Prospects for Ultra-High Resolution Imaging of Binary Systems at UV and X-rat Wavelengths«, Astrophysics and Space Science, 304, 304 (1–4): 379–382, Bibcode:2006Ap&SS.304..379K, doi:10.1007/s10509-006-9146-4
- Kukarkin, B. V.; Kholopov, P. N.; Pskovsky, Y. P.; Efremov, Y. N.; Kukarkina, N. P.; Kurochkin, N. E.; Medvedeva, G. I. (1971). »The third edition containing information on 20437 variable stars discovered and designated till 1968«. General Catalogue of Variable Stars. General Catalogue of Variable Stars (3. izd.). str. 0. Bibcode:1971GCVS3.C......0K.
- Lopez, B. (1999). »AGB and post-AGB stars at high angular resolution«. Proceedings IAU Symposium #191: Asymptotic Giant Branch Stars. str. 409. Pridobljeno 11. decembra 2007.
- Pogge, Richard (21. januar 2006), Lecture 16: The Evolution of Low-Mass Stars, Državna univerza Ohia, pridobljeno 11. decembra 2007
- Sokoloski, J. L.; Bildsten, Lars (2010), Evidence for the White Dwarf Nature of Mira B, arXiv:1009.2509v1
- Than, Ker (1. oktober 2007), Dying star's dust helping to build new planets (v angleščini), pridobljeno 16. avgusta 2007
- van Leeuwen, F. (november 2007), »Validation of the new Hipparcos reduction«, Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357
{{citation}}: Vzdrževanje CS1: samodejni prevod datuma (povezava) - Wilk, Stephen R. (1996), »Mythological Evidence for Ancient Observations of Variable Stars«, The Journal of the American Association of Variable Star Observers, 24 (2): 129–133, Bibcode:1996JAVSO..24..129W
- 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 (2): 703–714, arXiv:astro-ph/0404248, Bibcode:2004A&A...421..703W, doi:10.1051/0004-6361:20035826, pridobljeno 7. decembra 2007
- 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, Bibcode:1983ApJ...275..225W, doi:10.1086/161527
