Мирида

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
(перенаправлено с «Мириды»)
Перейти к навигации Перейти к поиску
Ультрафиолетовый снимок Миры, полученный с телескопа «Хаббл»

Мириды — класс пульсирующих переменных звёзд, названный по имени звезды Мира из созвездия Кита. К этому классу относятся звезды поздних спектральных классов с изменениями блеска от 2,5 до 11 звёздных величин в видимом диапазоне. Амплитуда вариаций в ИК-диапазоне, как правило, меньше 2,5 и в K-диапазоне даже не превышает 0,9. Период их пульсации может составлять от 80 до 1000 дней[1].

Мириды — гиганты, находящиеся на конечных этапах звёздной эволюции, которые в течение нескольких миллионов лет сбрасывают свою внешнюю оболочку и превращаются в белые карлики.

Полагают, что масса мирид не превышает двух солнечных масс, однако их светимость в тысячи раз больше солнечной из-за расширенной внешней оболочки. Считается, что пульсация мирид обусловлена периодическим сжатием и расширением этих звезд. Это вызывает изменения радиуса и температуры, что приводит к вариации светимости. Ранние модели мирид подразумевали, что звезды остаются сферически симметричными во время этих процессов, однако недавно выдвинута гипотеза, что это не так[2].

Кривая блеска χ Лебедя.

Ранние модели мирид предполагали, что звезда остаётся сферически-симметричной в течение процесса пульсации (в основном, это помогало сократить расчёты при компьютерном моделировании). Недавний обзор мирид показал, что 75% систем с миридами, которые удалось разрешить на телескопе IOTA, не являются сферически-симметричными[3], что согласуется с предыдущими наблюдениями отдельных мирид[4][5][6], поэтому необходимо моделировать трёхмерную структуру на суперкомпьютерах[7].

Хотя многие мириды схожи по структуре и поведению, это все же гетерогенный класс переменных звезд, отличающихся по возрасту, массе, периоду пульсации и химическому составу[источник не указан 2333 дня]. Например, у многих звезд, таких как R Зайца, в спектре преобладает углерод, что свидетельствует о переносе вещества из ядра на поверхность. Это вещество часто формирует пылевой покров, который делает звезду то тусклее, то ярче.

Мириды могут быть богаты кислородом или углеродом. Богатые углеродом звёзды, такие как R Зайца, возникают лишь в узком наборе условий, при которых прекращается характерная для звёзд асимптотической ветви гигантов тенденция поддержания избыточного количества кислорода над углеродом из-за перемешивания вещества[8]. В пульсирующих звёздах асимптотической ветви гигантов, таких как Мира, ядерные реакции протекают в чередующихся слоевых источниках из водорода и гелия, при которых происходит периодическое глубокое перемешивание. При этом углерод из оболочки, где горит гелий, переносится на поверхность, что и формирует углеродную звезду. Однако в звёздах с массой более 4M происходит режим реакций, при котором нижние области конвективной зоны достаточно горячие для CNO-цикла, в котором большая часть углерода разрушается еще до того, как достигнет поверхности. Таким образом, более массивные звёзды не могут стать богатыми углеродом[9].

Мириды быстро теряют массу, это вещество часто формирует пылевые оболочки вокруг звезды. В некоторых случаях условия оказываются удачными для формирования мазерного источника[10].

Небольшое количество мирид, по-видимому, меняет период пульсации с течением времени: период растет или уменьшается на значительную долю (до коэффициента 3) в течение нескольких десятилетий или нескольких веков. Считается, что этот эффект является следствием тепловых пульсаций, при которых гелиевая оболочка повторно запускает реакции в водородном слоевом источнике. При этом меняется структура звезды, что и даёт изменение периода. Вероятно, такой процесс будет характерным для всех мирид, но относительно небольшая продолжительность тепловых импульсов (несколько тысяч лет) по сравнению со временем жизни на асимптотической ветви гигантов (менее миллиона лет), поэтому стадию теплового импульса мы видим лишь у нескольких мирид из известных нескольких тысяч. Возможно, такая стадия наблюдается у R Гидры[11]. Большинство мирид демонстрируют медленные изменения периода от цикла к циклу, вероятно, возникающие вследствие нелинейного поведения оболочки звезды, включая отклонения от сферической симметрии[12][13].

Мириды являются популярными объектами наблюдения астрономов-любителей из-за изменения их светимости. Некоторые мириды, включая саму Миру, наблюдаются уже более века[14].

Планетные системы[править | править код]

Пока планетная система, причём неподтверждённая, обнаружена только у одной мириды — R Льва. Однако мириды являются потенциальными обладателями планет из-за того, что это старые звёзды, проэволюционировавшие из обычных звёзд главной последовательности. Следовательно, не менее трети мирид имеют планеты, а возможно, и сверхпланеты (коричневые карлики).

Примечания[править | править код]

  1. N.N. Samus, O.V. Durlevich. GCVS Variability Types and Distribution Statistics of Designated Variable Stars According to their Types of Variability (англ.) (12 February 2009). Дата обращения 8 сентября 2019.
  2. First Surface-resolved Results with the IOTA Imaging Interferometer: Detection of Asymmetries in AGB stars (англ.) // Astrophys.J.652 : journal. — 2006. — P. 650—660.  (англ.)
  3. Ragland, S.; Traub, W. A.; Berger, J.-P.; Danchi, W. C.; Monnier, J. D.; Willson, L. A.; Carleton, N. P.; Lacasse, M. G.; Millan-Gabet, R.; Pedretti, E.; Schloerb, F. P.; Cotton, W. D.; Townes, C. H.; Brewer, M.; Haguenauer, P.; Kern, P.; Labeye, P.; Malbet, F.; Malin, D.; Pearlman, M.; Perraut, K.; Souccar, K.; Wallace, G. First Surface-resolved Results with the Infrared Optical Telescope Array Imaging Interferometer: Detection of Asymmetries in Asymptotic Giant Branch Stars (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2006. — Vol. 652, no. 1. — P. 650—660. — doi:10.1086/507453. — Bibcode2006ApJ...652..650R. — arXiv:astro-ph/0607156.
  4. Haniff, C. A.; Ghez, A. M.; Gorham, P. W.; Kulkarni, S. R.; Matthews, K.; Neugebauer, G. Optical aperture synthetic images of the photosphere and molecular atmosphere of Mira (англ.) // Astronomical Journal : journal. — 1992. — Vol. 103. — P. 1662. — doi:10.1086/116182. — Bibcode1992AJ....103.1662H.
  5. Karovska, M.; Nisenson, P.; Papaliolios, C.; Boyle, R. P. Asymmetries in the atmosphere of Mira (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1991. — Vol. 374. — P. L51. — doi:10.1086/186069. — Bibcode1991ApJ...374L..51K.
  6. Tuthill, P. G.; Haniff, C. A.; Baldwin, J. E. Surface imaging of long-period variable stars (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 1999. — Vol. 306, no. 2. — P. 353. — doi:10.1046/j.1365-8711.1999.02512.x. — Bibcode1999MNRAS.306..353T.
  7. Freytag, B.; Höfner, S. Three-dimensional simulations of the atmosphere of an AGB star (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2008. — Vol. 483, no. 2. — P. 571. — doi:10.1051/0004-6361:20078096. — Bibcode2008A&A...483..571F.
  8. Feast, Michael W.; Whitelock, Patricia A.; Menzies, John W. Carbon-rich Mira variables: Kinematics and absolute magnitudes (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2006. — Vol. 369, no. 2. — P. 791—797. — doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10324.x. — Bibcode2006MNRAS.369..791F. — arXiv:astro-ph/0603506.
  9. Stancliffe, Richard J.; Izzard, Robert G.; Tout, Christopher A. Third dredge-up in low-mass stars: Solving the Large Magellanic Cloud carbon star mystery (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters : journal. — 2004. — Vol. 356, no. 1. — P. L1–L5. — doi:10.1111/j.1745-3933.2005.08491.x. — Bibcode2005MNRAS.356L...1S. — arXiv:astro-ph/0410227.
  10. Wittkowski, M.; Boboltz, D. A.; Ohnaka, K.; Driebe, T.; Scholz, M. The Mira variable S Orionis: Relationships between the photosphere, molecular layer, dust shell, and SiO maser shell at 4 epochs (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2007. — Vol. 470, no. 1. — P. 191—210. — doi:10.1051/0004-6361:20077168. — Bibcode2007A&A...470..191W. — arXiv:0705.4614.
  11. Zijlstra, A. A.; Bedding, T. R.; Mattei, J. A. The evolution of the Mira variable R Hydrae (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2002. — Vol. 334, no. 3. — P. 498. — doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05467.x. — Bibcode2002MNRAS.334..498Z. — arXiv:astro-ph/0203328.
  12. Templeton, M. R.; Mattei, J. A.; Willson, L. A. Secular Evolution in Mira Variable Pulsations (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2005. — Vol. 130, no. 2. — P. 776—788. — doi:10.1086/431740. — Bibcode2005AJ....130..776T. — arXiv:astro-ph/0504527.
  13. Zijlstra, Albert A.; Bedding, Timothy R. Period Evolution in Mira Variables // Journal of the American Association of Variable Star Observers. — 2002. — Т. 31, № 1. — С. 2. — Bibcode2002JAVSO..31....2Z.
  14. Mattei, Janet Akyuz. Introducing Mira Variables // The Journal of the American Association of Variable Star Observers. — 1997. — Т. 25, № 2. — С. 57. — Bibcode1997JAVSO..25...57M.