Мира (звезда)

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Мира
Звезда
Mira 1997 UV.jpg
Ультрафиолетовый снимок Миры, полученный телескопом «Хаббл»
История исследования
Открыватель

Давид Фабриций

Дата открытия

1596

Обозначения

GSC 04693-01144[1], HD 14386[1], HIP 10826[1], HR 681[1], IRAS 02168-0312[1], SAO 129825[1] и AAVSO 0214-03[1]

Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип

Двойная, Мира А — пульсирующая переменная

Прямое восхождение

02ч 19м 20,79с

Склонение

-02° 58′ 39,5″

Расстояние

418 св. лет (128,15 пк)

Видимая звёздная величина (V)

2,0 … 10,1

Созвездие

Кит

Астрометрия
Параллакс (π)

10.91+1.22 mas

Характеристики
Спектральный класс

M3/DA

Переменность

Мирида

Физические характеристики
Масса

~1.2[2] M

Радиус

~330–400[3] R

Температура

~3000[3] K

Светимость

8,400–9,300[3] L

Информация в базах данных
SIMBAD

данные

Источники: [4]

[информация] в Викиданных

КоординатыSky map 02ч 19м 20,79с -02° 58′ 39,5″

Ми́ра (ο Cet, Омикрон Кита) — двойная звезда в созвездии Кита, состоящая из красного гиганта Мира А и белого карлика Мира B. Расстояние до Миры — 417 св. лет ± 14 %. Компоненты находятся на расстоянии 70 а. е., орбитальный период около 400 лет.

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.

В 2007 году астрономы обнаружили у звезды исполинский хвост из пыли и газа — наподобие тех, что простираются за подлетевшими к Солнцу кометами.[источник не указан 816 дней] Открытие было совершено с помощью ультрафиолетового орбитального телескопа GALEX, выведенного NASA на орбиту в 2003 г. 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.

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 материя, выбрасываемая звездой, переживает лобовое столкновение 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.

В античных и средневековых источниках нет однозначных упоминаний этой звезды. Изменения яркости этой звезды открыты Фабрициусом (лат. David Fabricius) в 1596 году, когда он проследил падение блеска звезды от максимума до невидимости невооружённым глазом. В 1603 г. Байер внес эту звезду в свой атлас звездного неба и обозначил ο Ceti. Ян Гевелий систематически наблюдал звезду с 1659 по 1682 и дал ей имя лат. Mira («удивительная»).

  1. 1 2 3 4 5 6 7 SIMBADStrasbourg: CDS, 1972—2014.
  2. 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. Bibcode1983ApJ...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. (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. DOI:10.1051/0004-6361:20035826. Bibcode2004A&A...421..703W. Проверено 2007-12-07.
  4. SIMBAD (англ.). — Мира в базе данных SIMBAD. Проверено 22 февраля 2013.

Ссылки[править | править вики-текст]