Міра

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Міра
Mira 1997 UV.jpg
Ультрафіолетовий знімок Міри, отриманий телескопом Хаббл


Mira the star.jpg
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

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
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.

Історія[ред.ред. код]

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.ред. код]

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.ред. код]

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.ред. код]

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.ред. код]

  1. а б в г д е «V* omi Cet -- Variable Star of Mira Cet type». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Архів оригіналу за 2013-06-30. Процитовано 2006-08-10. 
  2. Castelaz Michael W., Luttermoser, Donald G. Spectroscopy of Mira Variables at Different Phases. // The Astronomical Journal, 114 (1997) С. 1584–1591. — DOI:10.1086/118589. Процитовано 2007-12-10.
  3. а б Celis S. L. Red variable stars. I — UBVRI photometry and photometric properties // Astronomical Journal, 87 (1982) С. 1791–1802. — DOI:10.1086/113268. Процитовано 2007-12-10.
  4. а б Wyatt S. P., Cahn, J. H. Kinematics and ages of Mira variables in the greater solar neighborhood // Astrophysical Journal, Part 1, 275 (1983) С. 225–239. — DOI:10.1086/161527. Процитовано 2007-12-17.
  5. 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, 421 (2004) С. 703–714. — DOI:10.1051/0004-6361:20035826. Процитовано 2007-12-07.
  6. 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)
  7. 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)


Сатурн Це незавершена стаття з астрономії.
Ви можете допомогти проекту, виправивши або дописавши її.

Посилання[ред.ред. код]