Міра
 Ультрафіолетовий знімок Міри, отриманий телескопом Хаббл |
|
 Міра, видима з Землі. |
|
| Дані дослідження Епоха J2000.0 |
|
|---|---|
| Сузір’я | Кит |
| Пряме піднесення | 02h 19m 20,7927s[1] |
| Схилення | -02° 58′ 39,513″[1] |
| Видима величина (V) | 2,0 — 10,1 |
| Характеристики | |
| Спектральний клас | M7 IIIe[2] |
| U-B показник кольору | +0,08[3] |
| B-V показник кольору | +1,53[3] |
| Тип змінної | мірида |
| Астрометрія | |
| Променева швидкість (Rv) | +63,8[1] км/сек |
| Власний рух (μ) | за пр. піднес.: 10,33[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 | |
| Посилання | |
| SIMBAD | AB дані для Mira AB |
Мі́ра (лат. mira — дивовижна) — змінна зоря у сузір'ї Кита (ο-Ceti — омікрон Кита), що складається з червоного гіганта Міра А та білого карлика Міра B . Відстань до Міри — 417 св. років ± 14%. Компоненти перебувають на відстані 70 а. о., орбітальний період — близько 400 років.
Зміст |
Історія [ред.]
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 у 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[6]. 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[7]. В інфрачервоному діапазоні коливання блиску набагато менші і становлять лише близько двох зоряних величин.
Фізичні характеристики [ред.]
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 [ред.]
2007 року астрономи виявили у зірки велетенський хвіст із пилу і газу — на кшалт тих, що простягаються 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 особливих дивацтв. 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 зірки — Проксіми Центавра — становить лише 4 світлових роки).
Згідно з розрахунками, кожні 10 років зірка втрачає масу, що еквівалентна масі Землі. Матерія, що знаходиться у кінці хвоста, була викинута приблизно 30 тис. років тому.
Власний рух [ред.]
Більшість зірок Чумацького шляху обертається навколо центру нашої Галактики приблизно з тією ж швидкістю і в тому ж напрямку, як рухається і міжзоряний газ, однак Міра випадає із загального ряду. Ця зірка 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 зіркою — це ділянка ударної хвилі. Щось подібне утворюється перед літаками, що летять із надзвуковою швидкістю, або перед носом швидкісного човна. Там відбувається зіткнення речовини, що викидається зіркою, 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 і зафіксував телескоп GALEX.
Джерела [ред.]
- ↑ а б в г д е «V* omi Cet -- Variable Star of Mira Cet type». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Процитовано 2006-08-10.
- ↑ Castelaz Michael W., Luttermoser, Donald G. Spectroscopy of Mira Variables at Different Phases. // The Astronomical Journal. — Т. 114. — (1997) С. 1584–1591. DOI:10.1086/118589. Переглянуто: 2007-12-10.
- ↑ а б Celis S. L. Red variable stars. I — UBVRI photometry and photometric properties // Astronomical Journal. — Т. 87. — (1982) С. 1791–1802. DOI:10.1086/113268. Переглянуто: 2007-12-10.
- ↑ а б Wyatt S. P., Cahn, J. H. Kinematics and ages of Mira variables in the greater solar neighborhood // Astrophysical Journal, Part 1. — Т. 275. — (1983) С. 225–239. DOI:10.1086/161527. Переглянуто: 2007-12-17.
- ↑ а б в 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. Interferometric observations of the Mira star o Ceti with the VLTI/VINCI instrument in the near-infrared (PDF) // Astronomy & Astrophysics. — Т. 421. — (2004) С. 703–714. DOI:10.1051/0004-6361:20035826. Переглянуто: 2007-12-07.
- ↑ Міра // Астрономічний енциклопедичний словник / За загальною редакцією І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів: ЛНУ—ГАО НАНУ, 2003. — С. 295. — ISBN 966-613-263-X, УДК 52(031)
- ↑ Міриди // Астрономічний енциклопедичний словник / За загальною редакцією І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів: ЛНУ—ГАО НАНУ, 2003. — С. 297. — ISBN 966-613-263-X, УДК 52(031)
 |
Це незавершена стаття з астрономії. Ви можете допомогти проекту, виправивши або дописавши її. |
