Mira (astronomie)
| Scop | |
|---|---|
 | |
| Descoperire | 13 august 1596 |
| Clasificare | Uriaș roșu , variabilă Mira , stea binară |
| Clasa spectrală | M7 IIIe [1] |
| Tipul variabilei | variabilă Mira (prototip de clasă) |
| Perioada de variabilitate | 332 de zile |
| Distanța de la Soare | 409 ani lumină |
| Constelaţie | Balenă |
| Coordonatele | |
| (la momentul respectiv J2000 ) | |
| Ascensiunea dreaptă | 02 h 19 m 20,79 s [2] |
| Declinaţie | -02 ° 58 ′ 39,50 ″ [2] |
| Date fizice | |
| Raza medie | 332-402 [3] R ⊙ |
| Masa | |
| Temperatura superficial | 2.200 K (medie) |
| Luminozitate | 15.000 (cel mult) L ⊙ |
| Indicele de culoare ( BV ) | 1,42 |
| Vârsta estimată | 6 × 10 9 ani [4] |
| Date observaționale | |
| Aplicația Magnitude. | +10,1 [5] (min) +2,0 [5] (maxim) |
| Aplicația Magnitude. | 6.53 |
| Magnitudine abs. | +0,99 (mediu) [6] |
| Parallax | 7,79 ± 1,07 max |
| Motocicletă proprie | AR : 10,33 mase / an Dec : -239,48 mase / an |
| Viteza radială | +63,8 km / s |
| Nomenclaturi alternative | |
Omicron Ceti , 68 Ceti Stella Mira, Collum Ceti, HR 681 , BD −03 ° 353 , HD 14386 ,LTT 1179 , SAO 129825 , HIP 10826 | |
Coordonate : 
02 h 19 m 20,79 s , -02 ° 58 ′ 39,5 ″
Mira ( ο Cet / ο Ceti / Omicron Ceti ) este o variabilă stelară pulsantă care a dat numele clasei variabilei Mira . Acesta este situat în constelația balenei și a fost prima stea variabila să fie descoperite ( în afară de nove , supernove și ciudat Eta Carinae ) și este cea mai strălucitoare dintre variabilele periodice care dispar din ochiul liber în timpul unei părți a ciclului lor. . Distanța sa a fost estimată la 220 de ani lumină înainte de lansarea satelitului Hipparcos [7] , care în schimb a calculat o distanță de 409 de ani lumină cu o marjă de eroare de 14% [6] .
Observare
Mira se află în emisfera cerească sudică, dar foarte aproape de ecuatorul ceresc ; asta înseamnă că poate fi observat din toate regiunile locuite ale Pământului fără nicio dificultate și că este invizibil doar în zonele Arcticii cu o latitudine mai apropiată de 90 °. În emisfera sudică, pe de altă parte, apare circumpolar doar lângă pol .
Când este la luminozitatea maximă, poate fi văzut cu ochiul liber în partea centrală a constelației sale, chiar la sud-vest de α Ceti , cea mai strălucitoare stea din constelație și puțin nord-est de ζ Ceti și τ Ceti , care poate depăși în strălucire când este la maxim. Cu toate acestea, perioada de luminozitate maximă a ciclului său de variabilitate este mai mică decât perioada în care este la minimum, prin urmare sunt deseori necesare binocluri sau un telescop mic pentru ao putea vedea.
Istoria observațiilor
S-au făcut multe ipoteze cu privire la posibilitatea ca variabilitatea Mira să fi fost observată în China Antică , Babilon și Grecia , totuși nu există dovezi ferme în acest sens. Cu siguranță, istoria Algol (a cărei variabilitate este cunoscută abia din 1667 , dar despre care existența legendelor datând din antichitate demonstrează modul în care a fost observată cu suspiciune de milenii) sugerează că și Mira ar fi putut fi observată înainte [8] . Karl Manitius, un traducător al comentariului lui Hipparchus despre Aratus , a sugerat că unele fraze din textul din secolul al II-lea î.Hr. se pot referi la Mira. Ceilalți mari ai astronomiei occidentale pre-telescopice - Ptolemeu , al-Sufi , Ulugh Beg și Tycho Brahe - nu par să știe nimic despre Mira, nici măcar ca o stea normală. Există trei observații ale lui Mira în arhivele chinezești și coreene, în 1596 , 1070 și în același an, Hipparchus ar fi făcut observațiile sale ( 134 î.Hr. ) care sunt sugestive, dar practica chineză de a identifica observațiile nu mai precis ale unei constelații chineze o face greu să fii sigur că vorbesc despre Mira.
Variabilitate
Primele știri cu privire la variabilitatea stelei sunt o serie de observații ale astronomului David Fabricius , începând cu 3 august 1596 [7] . În timpul observațiilor sale asupra planetei Mercur , Fabricius avea nevoie de o stea de referință pentru a-i măsura poziția și a ales o stea anonimă din apropiere de a treia magnitudine. Când a re-observat-o pe 21 august, și-a dat seama că steaua devenise de prima magnitudine și că în octombrie era atât de slabă încât dispărea din vedere. Fabricius a crezut că este o nova , dar a văzut-o din nou la 16 februarie 1609 (ceea ce în general nu se întâmplă cu novae) [9] .
Primul adevărat descoperitor al variabilității stelei este probabil Johann Holwarda , care a reușit să determine perioada reaparițiilor acestei stele, de aproximativ unsprezece luni [7] . Johannes Hevelius o observa în aceiași ani și o numea Mira (în latină „minunată”) în lucrarea sa Historiola Mirae Stellae din 1662 , pentru că se comporta ca nici o altă stea. Ismail Bouillaud și-a rafinat estimarea perioadei la 333 de zile, eronând cu mai puțin de o zi față de valoarea modernă de 332 (deoarece variabilele Mira își variază încet perioada în timp, estimarea lui Bouillaud ar fi putut fi exactă și pentru timpul său) După această descoperire , Mira a devenit prototipul acestei clase de variabile pe termen lung.
Descoperirea cozii
La 15 august 2007, un studiu al echipei prof. Christopher Martin de la California Institute of Technology din Pasadena descrie o coadă de 13 ani lumină compusă din gaze stelare produse în ultimii 30.000 de ani de către stea. Coada a fost identificată datorită observațiilor din telescopul spațial Galaxy Evolution Explorer . [10]
Caracteristici fizice
Mira, împreună cu celelalte 6.000 de stele de același tip cunoscute astăzi [11] , este un gigant roșu dintre cele mai reci cunoscute, cu o temperatură variabilă, care la minimum depășește ușor 2000 K , a cărei suprafață oscilează pentru a crește și a scădea luminozitatea sa în perioade cuprinse între 80 de zile și peste 1.000 [12] .
În urmă cu miliarde de ani, Mira era o stea asemănătoare Soarelui , în timp ce acum a ajuns în ultimele etape ale evoluției sale. În diagrama HR se găsește în ramura asimptotică a giganților , într-o fază în care arde hidrogen și heliu în două cochilii în afara unui nucleu degenerat compus din carbon și oxigen . Apropierea relativă de Soare permite măsurarea razei sale, chiar dacă, fiind o stea pulsantă , dimensiunea este variabilă. Măsurătorile interferometrice ale Mira în lumină vizibilă estimează raza în jurul valorii de 2 UA și aproximativ dublă dacă este măsurată în lumină infraroșie ; dacă Mira ar fi în locul Soarelui, nu numai că ar cuprinde Pământul , ci s-ar extinde dincolo de orbita lui Marte [13]
Temperatura și luminozitatea sunt, de asemenea, variabile: în cazul particular al lui Mira, creșterea luminozității îl aduce în medie la magnitudinea aparentă 3,5, ceea ce înseamnă o stea care este ușor vizibilă cu ochiul liber. În mod excepțional, la fel ca 6 noiembrie 1779 , a atins luminozitatea maximă de magnitudine 2 [7] . O estimare medie a luminozității lui Mira, luând în considerare și cantitatea mare de radiații infraroșii pe care o emite, este de aproximativ 8.500 de ori mai mare decât cea a Soarelui [13] .
Ciclurile individuale sunt, de asemenea, variabile: maximele înregistrate cu atenție ajung până la magnitudinea 2 sau scad până la magnitudinea 4,9 (abia vizibilă cu ochiul liber și cu o diferență de luminozitate de până la 15 ori între diferitele maxime) și există date istorice indicii care să sugereze că intervalul real poate fi chiar de trei ori mai mare decât acesta. Minimele diferă mult mai puțin între ele și au fost întotdeauna între 8,6 și 10,1 în timpul observațiilor istorice, adică o diferență de doar un factor de 4. Schimbarea totală a luminozității între cel mai mic minim și cel mai mare maxim (ceea ce nu se întâmplă în un singur ciclu) este de 1.700 de ori. Forma curbei luminii este compusă dintr-o creștere care durează 100 de zile, urmată de o scădere care durează de două ori mai mult [14] .
Scopul B.
Mira este, de asemenea, o stea binară . Steaua însoțitoare a fost rezolvată de telescopul spațial Hubble în 1995 , când se afla la 70 de unități astronomice de primar; rezultatele au fost anunțate în 1997 . Tovarășul, Mira B sau VZ Ceti, este, de asemenea, o stea variabilă, de tip nova simbiotic [15] .
Cea mai convingătoare teorie despre natura sa este că este un pitic alb înconjurat de un disc de acumulare format din materie luată din primar. Imaginile ultraviolete de la HST arată o spirală de gaz care se ridică de la Mira în direcția VZ Ceti. Perioada orbitală a însoțitorului în jurul Mira este de aproximativ 500 de ani [15] . Atracția gravitațională a Mira B formează o punte de gaz între cele două stele și are loc un transfer de masă de la gigantul roșu la pitica albă. Un studiu din 2010 realizat de Sokoloski pare să confirme definitiv că Mira B este o pitică albă mică și compactă [16] .
Ca sistem binar vizual, Mira Ceti este catalogată în Washington Double Star Catalog (ediția WDS, ediția 2006.5) ca 02193 -0259 JOY 1 Aa, dar este mai bine cunoscută de observatorii stelelor vizuale duble ca ADS 1778 (din catalogarea că dubla a avut în binecunoscutul catalog Aitken din 1934 ). Arcul de orbită observat de la descoperire, care a avut loc în 1923 , până în prezent este de aproximativ 25 °, insuficient pentru calcularea elementelor orbitale care nu sunt, în cel mai bun caz, preliminare. Prima determinare a orbitei lui Mira a fost făcută în 1980 de binecunoscutul observator francez al stelelor duble vizuale Paul Baize ( 1901 - 1995 ). Perioada estimată atunci a fost de 400 de ani. Câțiva ani mai târziu, orbita nu mai reprezenta observațiile care au fost colectate treptat de astronomi și așa în 2002 , folosind toate observațiile disponibile, ultima dintre acestea fiind realizată cu camera PISCO speckle. la focarul cassegrain al telescopului B. Lyot de 2 metri de deschidere a observatorului Pic du Midi din Pirinei , M. Scardia a recalculat elementele orbitale ale lui Ceti. În special, noile valori ale perioadei și ale axei semi-majore sunt acum, respectiv, 498 de ani și 0,80 secunde de arc. Masa totală a sistemului Mira, obținută folosind a treia lege a lui Kepler și paralela trigonometrică măsurată de satelitul Hipparcos (egală cu 0,00779 secunde de arc), este de 4,4 mase solare în timp ce axa semi-majoră are 102 lungimi, 7 UA . Această valoare a masei totale a lui Mira este rezonabil acceptabilă, având în vedere incertitudinea orbitei și faptul că sistemul constă dintr-o stea de tip spectral M7III (2,5 mase solare ) și o stea pitică (0, 6 mase solare). Determinarea orbitală anterioară (Baize, 1980 ) a condus în schimb la o masă totală excesivă a sistemului de 8,1 mase solare [17] .
Notă
- ^ Michael W. Castelaz și colab. , Spectroscopia variabilelor Mira la diferite faze ( PDF ), în Jurnalul Astronomic , vol. 114, 1997, pp. 1584–1591, DOI : 10.1086 / 118589 .
- ^ a b * omi Cet - Variable Star of Mira Cet type , on simbad.harvard.edu , SIMBAD .
- ^ a b 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, Observații interferometrice ale stelei Mira sau Ceti cu instrumentul VLTI / VINCI în infraroșu apropiat , în Astronomy & Astrophysics , vol. 421, n. 2, 2004, pp. 703–714, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20035826 .
- ^ Wyatt, SP; Cahn, JH, Cinematica și vârstele variabilelor Mira în cartierul solar mai mare ( PDF ), în Astrophysical Journal , vol. 275, 1983, pp. 225-239, DOI : 10.1086 / 161527 .
- ^ a b VSX: Deatil for omi Cet , at aavso.org , American Association of Variable Star Observers . Adus la 15 noiembrie 2016 .
- ^ a b Erik Anderson, Charles Francis, XHIP: An Extended Hipparcos Compilation , în Astronomy Letters , 23 martie 2012. arΧiv : 1108.4971
- ^ a b c d Piero Bianucci, Stea cu stea. Ghid turistic al universului , Giunti Editore , 1997, ISBN 978-88-09-21226-8 .
- ^ Stephen R. Wilk, Mythological Evidence for Ancient Observations of Variable Stars " ( PDF ), vol. 24, nr. 2, Jurnalul Asociației Americane a Observatorilor de Stele Variabile , 1996, pp. 129-133.
- ^ Dorrit Hoffleit, History of Mira's Discovery , pe aavso.org , AAVSO , 2 noiembrie 1996 (arhivat din original la 5 aprilie 2007) .
- ^ Iată Mira, steaua cu o coadă lungă colosală , pe corriere.it , Le Scienze, 16 august 2007. Adus pe 21 august 2007 .
- ^ Statistici de distribuție ale stelelor variabile desemnate, în funcție de tipurile lor de variabilitate ( TXT ), su cdsarc.u-strasbg.fr , GCVS .
- ^ Iain Nicolson, Unfolding Our Universe , Cambridge University Press, 1999, p. 151, ISBN 978-0-521-59270-3 .
- ^ a b Jim Kaler , Mira , pe stars.astro.illinois.edu , Universitatea din Illinois, februarie 2009.
- ^ Variabile lungi de tip mira , pe cdsarc.u-strasbg.fr , VizieR .
- ^ a b David Darling, Mira B și discul său capturat de materie , la daviddarling.info , Enciclopedia științei.
- ^ Lars Bildsten Sokoloski, Evidence for the White Dwarf Nature of Mira B ( PDF ), septembrie 2010. arΧiv : 1009.2509v1
- ^ JL Prieur și colab. , Observații cu rezoluție unghiulară înaltă a stelelor de tip târziu , Astronomical Journal, martie 2002.
Elemente conexe
Alte proiecte
-
Wikimedia Commons conține imagini sau alte fișiere despre Mira Ceti
