Мира (звезда)

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 30 июля 2022 года; проверки требуют 19 правок.
Перейти к навигации Перейти к поиску
У этого термина существуют и другие значения, см. Мира.
Мира
Звезда
Ультрафиолетовый снимок Миры, полученный телескопом «Хаббл»
Ультрафиолетовый снимок Миры, полученный телескопом «Хаббл»
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
История исследования
Открыватель Давид Фабриций[источник не указан 110 дней]
Дата открытия 1596 год[источник не указан 110 дней]
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Двойная, Мира А — пульсирующая переменная
Прямое восхождение 02ч 19м 20,79с
Склонение −02° 58′ 39,50″
Расстояние 299 св. лет (91,67 пк)[1]
Видимая звёздная величина (V) 2,0 … 10,1
Созвездие Кит
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) 63,5 ± 0,6 км/с[10]
Собственное движение
 • прямое восхождение 9,33 ± 1,99[1] mas в год
 • склонение −237,36 ± 1,58[1] mas в год
Параллакс (π) 10,91 ± 1,22 mas
Спектральные характеристики
Спектральный класс M3/DA
Показатель цвета
 • B−V 1,1
Переменность Мирида
Физические характеристики
Масса ~1,2[2] M⊙
Радиус ~330–400[3] R⊙
Возраст 6 млрд. лет
Температура ~3000[3] K
Светимость 8,400–9,300[3] L⊙
Коды в каталогах
ο Cet, 68 Cet, HD 14386, HIP 10826, ADS 1778 AP
Информация в базах данных
SIMBAD данные
Звёздная система
У звезды существует несколько компонентов
Их параметры представлены ниже:
Источники: [9]
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе

Ми́ра (ο Cet, Омикрон Кита) — двойная звезда в созвездии Кита, состоящая из красного гиганта Мира А и белого карлика Мира B. Расстояние до Миры — 299 световых лет. Компоненты находятся на расстоянии 70 а. е., орбитальный период около 400 лет.

Характеристики

[править | править код]

Мира А — пульсирующая переменная звезда, давшая название классу звёзд — мириды. Она имеет период 332 дня. В максимуме блеска она довольно заметна — видимая звёздная величина в среднем 3,5, в некоторых циклах достигает 2,0. В минимуме её светимость падает в сотни раз, и она становится невидимой невооружённым глазом (m = 8,6 … 10,1). В инфракрасном диапазоне колебания блеска Миры гораздо меньше, и составляют около 2 звёздных величин.

Мира B окружена горячим аккреционным диском вещества, истекающего с гиганта. Она также является переменной из-за неравномерности поступления вещества — видимая величина изменяется от 9,5m до 12m.

Мира с «хвостом» (фрагмент фото, сделанного телескопом GALEX).

Большинство звёзд Млечного Пути медленно вращается вокруг центра галактики, двигаясь приблизительно с той же скоростью и в том же направлении, что и межзвездный газ, однако Мира выбивается из общего ряда. Эта звезда продирается сквозь галактическое облако газа со скоростью в 130 км/c. В результате выбрасываемая ею материя попросту сдувается назад, образуя уникальную хвостовую формацию. На фотографиях телескопа GALEX отчётливо видно исполинское вздутие, расположенное перед звездой — это область головного скачка уплотнения (см. Ударная волна). Нечто подобное образуется перед носом лодки, рассекающей воду на большой скорости, или перед пулей, несущейся со сверхзвуковой скоростью. Здесь происходит лобовое столкновение выбрасываемой звездой материи с частицами межзвёздного газа. В результате она разогревается и устремляется в направлении хвоста. Основную часть этой материи составляют атомы водорода. Они постепенно теряют приобретённую энергию, высвобождая её в виде ультрафиолетовых лучей — их-то и зафиксировал телескоп GALEX.

История наблюдений

[править | править код]

Доказательства того, что изменчивость Миры была известна в древнем Китае, Вавилоне или Греции, в лучшем случае только косвенные[11]. Что является бесспорным, так это то, что переменность Миры была зарегистрирована астрономом Давидом Фабрициусом начиная с 3 августа 1596 года. Наблюдая за тем, что он считал планетой Меркурий (позже идентифицированной как Юпитер), он нуждался в эталонной звезде для сравнения положений и выбрал ранее не замеченную звезду третьей величины поблизости. К 21 августа, однако, она стала ярче на одну величину, а к октябрю исчезла из поля зрения. Фабрициус предположил, что это была новая звезда, но затем снова увидел её 16 февраля 1609 года[12]. В 1603 году Байер внес эту звезду в свой атлас звездного неба и обозначил ο Ceti.

В 1638 году Йоханнес Холварда[англ.] определил период повторного появления звезды — одиннадцать месяцев; ему часто приписывают открытие изменчивости Миры. Ян Гевелий систематически наблюдал звезду с 1659 по 1682 год и дал ей имя лат. Mira («удивительная»), потому что она действовала как ни одна другая известная звезда. Затем Исмаил Буйо оценил её период в 333 дня, что отличается на один день от современного значения в 332 дня. Измерение Буйо, возможно, не было ошибочным: известно, что Мира немного меняется в течение периода и даже может медленно меняться с течением времени. По некоторым оценкам, эта звезда-красный гигант возрастом в шесть миллиардов лет[2].

Существует много предположений относительно того, наблюдалась ли Мира до Фабрициуса. Конечно, история Алголя (известная наверняка как переменная только в 1667 году, но с легендами, восходящими к античности, показывающими, что она наблюдалась с подозрением на протяжении тысячелетий) предполагает, что Мира тоже могла быть известна. Карл Манитий, современный переводчик комментария Гиппарха к «Аратусу», предположил, что некоторые строки из этого текста второго века могут быть о Мире. Другие предтелескопические западные каталоги Птолемея, ас-Суфи , Улугбека и Тихо Браге не включали никаких упоминаний, даже в качестве обычной звезды. Есть три наблюдения из китайских и корейских архивов, в 134 году до н. э., 1070 и 1596 годах, которые наводят на размышления.

В 2007 году астрономы обнаружили у звезды исполинский хвост из пыли и газа. Открытие было совершено с помощью ультрафиолетового орбитального телескопа GALEX, выведенного NASA на орбиту в 2003 году. Астрономы были изрядно удивлены: дело в том, что Мира исследуется вот уже на протяжении 400 лет, и до сих пор никто не замечал в ней никаких особенных странностей. Впрочем, объясняется это довольно просто: никто не наблюдал её в ультрафиолете. Обнаруженный хвост простирается в пространстве на целых 13 световых лет (для сравнения, дистанция до ближайшей к Солнцу звезды — Проксимы Центавра — составляет всего 4 световых года). Согласно расчетам, материя, находящаяся в конце хвоста, была сброшена звездой примерно 30 тыс. лет назад. Звезда теряет массу, эквивалентную массе Земли, каждые 10 лет. Это значит, что материи, сброшенной ею за последние 30 тыс. лет, достаточно для образования 3 тыс. планет размером с Землю или 9 планет размером с Юпитер.

Примечания

[править | править код]
  1. ↑ 1 2 3 van Leeuwen, F. Validation of the new Hipparcos reduction (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2007. — Vol. 474. — P. 653—664. — doi:10.1051/0004-6361:20078357. — Bibcode: 2007A&A...474..653V.
  2. ↑ 1 2 Wyatt, S. P.; Cahn, J. H. Kinematics and ages of Mira variables in the greater solar neighborhood (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1983. — Vol. 275. — P. 225—239. — doi:10.1086/161527. — Bibcode: 1983ApJ...275..225W.
  3. ↑ 1 2 3 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 (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2004. — Vol. 421, no. 2. — P. 703—714. — doi:10.1051/0004-6361:20035826. — Bibcode: 2004A&A...421..703W. — arXiv:astro-ph/0404248. Архивировано 3 марта 2016 года.
  4. ↑ SIMBAD Astronomical Database
  5. ↑ Skiff B. A. General Catalogue of Stellar Spectral Classifications (Version 2013-Jul) — 2014. — Т. 1. — С. 2023.
  6. ↑ Pojmański G. The All Sky Automated Survey. Variable Stars in the 0h - 6h Quarter of the Southern Hemisphere (англ.) // Acta Astronomica / M. Kubiak — Copernicus Foundation for Polish Astronomy, 2002. — Vol. 52. — P. 397–427. — ISSN 0001-5237 — doi:10.48550/ARXIV.ASTRO-PH/0210283 — arXiv:astro-ph/0210283
  7. ↑ Kukarkin B. V., Kholopov P. N., Pskovsky Y. P., Efremov Y. N., Kukarkina N. P., Kurochkin N. E., Medvedeva G. I. General Catalogue of Variable Stars, 3rd ed. — 1971.
  8. ↑ Warner B. Observations of Rapid Blue Variables-VIII THE COMPANION TO MIRA (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 1972. — Vol. 159, Iss. 1. — P. 95—100. — 6 p. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1093/MNRAS/159.1.95
  9. ↑ SIMBAD (англ.). — Мира в базе данных SIMBAD. Дата обращения: 22 февраля 2013.
  10. ↑ N.V. Kharchenko, R.-D. Scholz, A.E. Piskunov, Röser S., Schilbach E. Astrophysical supplements to the ASCC-2.5: Ia. Radial velocities of ∼55000 stars and mean radial velocities of 516 Galactic open clusters and associations (англ.) // Astronomische Nachrichten — Wiley, 2007. — Vol. 328, Iss. 9. — P. 889—896. — ISSN 0004-6337; 1521-3994 — doi:10.1002/ASNA.200710776 — arXiv:0705.0878
  11. ↑ Wilk, Stephen R. Mythological Evidence for Ancient Observations of Variable Stars (англ.) // The Journal of the American Association of Variable Star Observers : journal. — 1996. — Vol. 24, no. 2. — P. 129—133. — Bibcode: 1996JAVSO..24..129W.
  12. ↑ Hoffleit, Dorrit. History of the Discovery of Mira Stars // The Journal of the American Association of Variable Star Observers. — 1997. — Т. 25, № 2. — С. 115. — Bibcode: 1997JAVSO..25..115H.

Ссылки

[править | править код]
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Мира_(звезда)&oldid=139135318