Mira (hvězda)

Mira (ο Cet, Omicron Ceti) je dvojitá hvězda v souhvězdí Cetus , která se skládá z červeného obra Mira A a bílého trpaslíka Mira B. Vzdálenost do Mira - 417  St. let ± 14 %. Komponenty jsou ve vzdálenosti 70  AU. e. oběžná doba asi 400 let.

Charakteristika

Mira A je pulzující proměnná hvězda , která dala jméno třídě hvězd - Miridy . Má období 332 dní. Při maximální jasnosti je to docela patrné – zdánlivá hvězdná magnituda je v průměru 3,5, v některých cyklech dosahuje 2,0. Minimálně jeho svítivost stokrát klesne a pouhým okem se stane neviditelným (m=8,6…10,1). V infračervené oblasti jsou kolísání jasu Miry mnohem menší a dosahují asi 2 magnitud.

Mira B je obklopena horkým akrečním diskem materiálu vyvrženého z obra. Proměnná je také kvůli nerovnoměrnému přísunu hmoty - zdánlivá hodnota se pohybuje od 9,5 m do 12 m .

V roce 2007 objevili astronomové kolem hvězdy gigantický ohon prachu a plynu. Objev byl učiněn pomocí ultrafialového orbitálního dalekohledu GALEX , který NASA vypustila na oběžnou dráhu v roce 2003.  Astronomové byli pěkně překvapeni: faktem je, že Mira je studována již 400 let a zatím si na ní nikdo nevšiml žádné zvláštní zvláštnosti. To je však vysvětleno docela jednoduše: v ultrafialovém záření to nikdo nepozoroval. Zjištěný ohon se ve vesmíru rozprostírá až na 13 světelných let (pro srovnání, vzdálenost k nejbližší hvězdě ke Slunci - Proxima Centauri  - je pouze 4 světelné roky). Podle výpočtů byla hmota na konci ocasu odvržena hvězdou asi před 30 tisíci lety. Hvězda ztrácí hmotnost ekvivalentní hmotnosti Země každých 10 let. To znamená, že hmota, kterou za posledních 30 tisíc let uvolňuje, stačí k vytvoření 3 tisíc planet velikosti Země nebo 9 planet velikosti Jupitera .

Většina hvězd v Mléčné dráze se pomalu otáčí kolem středu galaxie a pohybuje se přibližně stejnou rychlostí a ve stejném směru jako mezihvězdný plyn , ale Mira je neobyčejná. Tato hvězda se trhá galaktickým oblakem plynu rychlostí 130 km/s. Výsledkem je, že hmota, kterou vymršťuje, je jednoduše odfouknuta zpět a tvoří jedinečnou formaci ocasu. Fotografie dalekohledu GALEX jasně ukazují gigantickou vybouleninu umístěnou před hvězdou - to je oblast rázové vlny hlavy (viz rázová vlna ). Něco podobného se tvoří před přídí člunu, který se velkou rychlostí prodírá vodou, nebo před kulkou řítící se nadzvukovou rychlostí . Zde hmota vyvržená hvězdou zažije čelní srážku s částicemi mezihvězdného plynu . V důsledku toho se zahřeje a spěchá směrem k ocasu. Převážná část této hmoty je tvořena atomy vodíku . Získanou energii postupně ztrácejí a uvolňují ji ve formě ultrafialových paprsků  - byly zafixovány dalekohledem GALEX .

Historie pozorování

Důkaz, že proměnlivost Miry byla známá ve staré Číně, Babylonu nebo Řecku, je přinejlepším pouze nepřímý [9] . Je nesporné, že proměnlivost Miry zaznamenal astronom David Fabricius od 3. srpna 1596. Při pozorování planety Merkur (později identifikované jako Jupiter) potřeboval referenční hvězdu k porovnání pozic a vybral si nedalekou hvězdu třetí magnitudy, kterou předtím nepozoroval. Do 21. srpna však vzrostla jasnost o jednu magnitudu a do října byla v nedohlednu. Fabricius předpokládal, že se jedná o novou hvězdu, ale pak ji znovu spatřil 16. února 1609 [10] . V roce 1603 zahrnul Bayer tuto hvězdu do svého atlasu hvězdné oblohy a označil ji ο Ceti.

V roce 1638 určil Johannes Holvarda dobu znovuobjevení hvězdy na jedenáct měsíců; je často připisován objevu proměnlivosti Miry. Jan Hevelius hvězdu systematicky pozoroval v letech 1659 až 1682 a pojmenoval ji Lat.  Mira („úžasná“), protože se chovala jako žádná jiná slavná hvězda. Poté Ismail Buyo odhadl jeho období na 333 dní, což se liší o jeden den od moderní hodnoty 332 dní. Buyoovo měření nemuselo být špatné: Mira se v průběhu období mírně mění a může se dokonce měnit pomalu. Podle některých odhadů je tato hvězda červeným obrem se stářím šest miliard let [2] .

Existuje mnoho spekulací, zda byla Mira pozorována před Fabriciusem. Historie Algolu (který je s jistotou znám jako proměnná až v roce 1667, ale legendy sahající až do starověku ukazují, že byl po tisíciletí sledován s podezřením) naznačuje, že Mira mohla být známá také. Charles Manitius, moderní překladatel Hipparchova komentáře k Aratovi, navrhl, že některé řádky z tohoto textu z druhého století mohou být o Mirovi. Jiné předteleskopické západní katalogy od Ptolemaia, al-Sufiho, Ulugbeka a Tycha Brahe neobsahovaly žádnou zmínku, a to ani jako obyčejnou hvězdu. Existují tři pozorování z čínských a korejských archivů z let 1596, 1070 a téhož roku, kdy Hipparchos učinil své pozorování (134 př. n. l.), které jsou sugestivní

Poznámky

1. ↑ 1 2 Leeuwen F. v. Ověření nové redukce Hipparcos  // Astron . Astrophys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2007. - Vol. 474, Iss. 2. - S. 653-664. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20078357 - arXiv:0708.1752
2. ↑ 1 2 Wyatt, S. P.; Cahn, JH Kinematika a stáří proměnných Mira ve větším slunečním sousedství  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1983. - Sv. 275 . - str. 225-239 . - doi : 10.1086/161527 . - .
3. ↑ 1 2 3 Woodruff, HC; Eberhardt, M.; Driebe, T.; Hofmann, K.-H.; Ohnaka, K.; Richichi, A.; Schert, D.; Schöller, M.; Scholz, M.; Weigelt, G.; Wittkowski, M.; Wood, PR Interferometrická pozorování hvězdy Mira o Ceti pomocí přístroje VLTI/VINCI v blízké infračervené oblasti   // Astronomy and Astrophysics  : journal. - EDP Sciences , 2004. - Sv. 421 , č.p. 2 . - str. 703-714 . - doi : 10.1051/0004-6361:20035826 . - . — arXiv : astro-ph/0404248 . Archivováno z originálu 3. března 2016.
4. ↑ Astronomická databáze SIMBAD
5. ↑ Keenan P. C., Garrison R. F., Deutsch A. J. Revised Catalog of Spectra of Mira Variables of Types ME and Se  // The Astrophysical Journal : Supplement Series - American Astronomical Society , 1974. - Vol. 28. - S. 271-307. — ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 – doi:10.1086/190318
6. ↑ Warner B. Pozorování rychlých modrých proměnných-VIII SPOLEČNÍK  MIRA // Pon. Ne. R. Astron. soc. / D. Flower - OUP , 1972. - Sv. 159, Iss. 1. - S. 95-100. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 – doi:10.1093/MNRAS/159.1.95
7. ↑ SIMBAD . _ — Svět v databázi SIMBAD . Staženo 22. února 2013.  
8. ↑ NV Charčenko, R.-D. Scholz, AE Piskunov, Röser S., Schilbach E. Astrofyzikální doplňky k ASCC-2.5: Ia. Radiální rychlosti ~55000 hvězd a střední radiální rychlosti 516 galaktických otevřených hvězdokup a asociací  (anglicky) // Astron. Nachr. - Wiley , 2007. - Sv. 328, Iss. 9. - S. 889-896. — ISSN 0004-6337 ; 1521-3994 - doi:10.1002/ASNA.200710776 - arXiv:0705.0878
9. ↑ Wilk, Stephen R. Mytologické důkazy pro starověká pozorování proměnných hvězd  //  The Journal of the American Association of Variable Star Observers: journal. - 1996. - Sv. 24 , č. 2 . - str. 129-133 . - .
10. ↑ Hoffleit, Dorrit. Historie objevu hvězd Mira // The Journal of the American Association of Variable Star Observers. - 1997. - T. 25 , č. 2 . - S. 115 . — .

Odkazy

•  Mira Light Curve 2002-2005
• Populární mechanika
• Z fotoalba dalekohledu Chandra  (angl.)

Slovníky a encyklopedie	Velká Katalánština Skvělý norský Velký Rus Britannica (online)