Мира ( / ˈ m aɪ r ə / ), обозначение Омикрон Кита ( ο Ceti , сокращенно Омикрон Кит , ο Cet ) — красный гигант , находящийся на расстоянии 200–300 световых лет от Солнца в созвездии Кита .
ο Ceti — двойная звездная система , состоящая из переменного красного гиганта (Mira A) и белого карлика- компаньона ( Mira B ). Mira A — пульсирующая переменная звезда и первая открытая переменная звезда , не являющаяся сверхновой , за возможным исключением Algol . Она является прототипом переменных Mira .
ο Ceti ( латинизировано как Omicron Ceti ) — обозначение звезды по Байеру . Она была названа Mira ( лат . «чудесный» или «удивительный») Иоганном Гевелием в его Historiola Mirae Stellae (1662). В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу по названиям звезд (WGSN) [12] для каталогизации и стандартизации собственных имен звезд. Первый бюллетень WGSN от июля 2016 года включал таблицу первых двух партий названий, одобренных WGSN, в которую входило имя Mira для этой звезды. [13]
Доказательства того, что изменчивость Миры была известна в Древнем Китае , Вавилоне или Греции, в лучшем случае являются лишь косвенными. [14] Не вызывает сомнений то, что изменчивость Миры была зарегистрирована астрономом Давидом Фабрициусом , начиная с 3 августа 1596 года. Наблюдая то, что он считал планетой Меркурий (позже идентифицированной как Юпитер ), ему нужна была опорная звезда для сравнения положений, и он выбрал ранее не замеченную звезду третьей величины поблизости. Однако к 21 августа она увеличилась в яркости на одну величину , а затем к октябрю исчезла из виду. Фабрициус предположил, что это была новая, но затем снова увидел ее 16 февраля 1609 года. [15]
В 1638 году Иоганнес Холварда определил период повторных появлений звезды, одиннадцать месяцев; ему часто приписывают открытие изменчивости Миры. Иоганн Гевелий наблюдал ее в то же время и назвал ее Мирой в 1662 году, поскольку она вела себя как никакая другая известная звезда. Исмаил Буйо тогда оценил ее период в 333 дня, что меньше чем на один день меньше современного значения в 332 дня. Измерение Буйо, возможно, не было ошибочным: известно, что Мира немного меняется в периоде и, возможно, даже медленно меняется с течением времени. Звезда оценивается как красный гигант возрастом шесть миллиардов лет . [9]
Существует множество предположений относительно того, наблюдалась ли Мира до Фабриция. Конечно, история Алголя (известного наверняка как переменная только в 1667 году, но с легендами и тому подобным, восходящими к древности, показывающими, что она наблюдалась с подозрением в течение тысячелетий) предполагает, что Мира могла быть также известна. Карл Маниций , современный переводчик Комментария Гиппарха к Арату , предположил, что некоторые строки из этого текста второго века могут быть о Мире. Другие дотелескопические западные каталоги Птолемея , аль-Суфи , Улугбека и Тихо Браге не содержат никаких упоминаний, даже как о регулярной звезде. Есть три наблюдения из китайских и корейских архивов, в 1596, 1070 и в том же году, когда Гиппарх сделал свое наблюдение (134 г. до н. э.), которые наводят на размышления. [ необходима цитата ]
Оценка, полученная в 1925 году с помощью интерферометрии Фрэнсисом Г. Пизом в обсерватории Маунт-Вилсон, дала диаметр Миры в 250–260 миллионов миль (от 402 до 418 миллионов км, или приблизительно 290–300 R ☉ ), что сделало ее второй по величине известной звездой и сопоставимой с историческими оценками Бетельгейзе [16] , превзойденной только Антаресом [17] . Напротив, Отто Струве считал Миру красным сверхгигантом с приблизительным радиусом 500 R ☉ , в то время как современный консенсус признает Миру высокоразвитой асимптотической звездой ветви гигантов [18] .
Предварительные оценки Hipparcos были сосредоточены на 220 световых годах ; [19] в то время как данные Hipparcos из редукции 2007 года предполагают расстояние в 299 световых лет с погрешностью 11 %. [2] Предполагается, что возраст Миры составляет около 6 миллиардов лет. Ее газообразный материал рассеян, примерно в одну тысячную тоньше воздуха вокруг нас. Мира также является одной из самых холодных известных ярких звезд класса красных гигантов с температурой в диапазоне от 3000 до 4000 градусов по Фаренгейту (от 1600 до 2200 градусов по Цельсию). Как и в случае с другими долгопериодическими переменными, глубокий красный цвет Миры в минимуме бледнеет до более светлого оранжевого цвета по мере того, как звезда становится ярче. В течение следующих нескольких миллионов лет Мира сбросит свои внешние слои и станет планетарной туманностью, оставив после себя белый карлик.
Эта двойная звездная система состоит из красного гиганта (Мира, обозначенная как Мира А), который теряет массу, и высокотемпературного белого карлика- компаньона (Мира В), который аккрецирует массу от первичной звезды. Такое расположение звезд известно как симбиотическая система, и это самая близкая такая симбиотическая пара к Солнцу . Исследование этой системы рентгеновской обсерваторией Чандра показывает прямой обмен массой по мосту материи от первичной звезды к белому карлику. В настоящее время эти две звезды разделены примерно на 70 астрономических единиц . [20]
Мира А в настоящее время является асимптотической звездой ветви гигантов (AGB), находящейся в термически пульсирующей фазе AGB. [21] [22] Каждый импульс длится десятилетие или больше, и между каждым импульсом проходит время порядка 10 000 лет. С каждым циклом импульсов Мира увеличивает светимость, а импульсы становятся сильнее. Это также вызывает динамическую нестабильность в Мире, что приводит к резким изменениям светимости и размера в течение более коротких, нерегулярных периодов времени. [23]
Общая форма Mira A, как было замечено, изменилась, демонстрируя выраженные отклонения от симметрии. Они, по-видимому, вызваны яркими пятнами на поверхности, которые изменяют свою форму в течение 3–14 месяцев. Наблюдения за Mira A в ультрафиолетовом диапазоне космическим телескопом Хаббл показали наличие похожего на шлейф объекта, направленного в сторону звезды-компаньона. [22]
Mira A — переменная звезда , а именно прототипическая переменная Mira . 6000–7000 известных звезд этого класса [24] — это красные гиганты , поверхности которых пульсируют таким образом, что их яркость увеличивается и уменьшается в течение периодов от 80 до более чем 1000 дней.
В конкретном случае Миры ее увеличение яркости доводит ее до величины 3,5 в среднем, помещая ее среди самых ярких звезд в созвездии Кита . Отдельные циклы также различаются; хорошо засвидетельствованные максимумы достигают величины 2,0 по яркости и 4,9, диапазон почти в 15 раз по яркости, и есть исторические предположения, что реальный разброс может быть в три раза больше или больше. Минимумы варьируются гораздо меньше и исторически были между 8,6 и 10,1, что в четыре раза больше по светимости. Общее колебание яркости от абсолютного максимума до абсолютного минимума (два события, которые не произошли в одном цикле) составляет 1700 раз. Мира испускает большую часть своего излучения в инфракрасном диапазоне , и ее изменчивость в этом диапазоне составляет всего около двух величин. Форма ее кривой блеска увеличивается примерно за 100 дней, а возвращение к минимуму занимает вдвое больше времени. [25] Современные приблизительные максимумы для Миры: [26]
Из северных умеренных широт Мира обычно не видна с конца марта по июнь из-за своей близости к Солнцу. Это означает, что иногда может пройти несколько лет, прежде чем она появится как объект невооруженным глазом.
Пульсации переменных Миры заставляют звезду расширяться и сжиматься, а также изменять ее температуру. Температура самая высокая немного после визуального максимума и самая низкая немного перед минимумом. Фотосфера, измеренная по радиусу Росселанда , самая маленькая непосредственно перед визуальным максимумом и близка ко времени максимальной температуры. Наибольший размер достигается немного раньше времени самой низкой температуры. Болометрическая светимость пропорциональна четвертой степени температуры и квадрату радиуса, но радиус изменяется более чем на 20%, а температура менее чем на 10%. [27]
В Мире максимальная светимость наблюдается близко ко времени, когда звезда наиболее горячая и самая маленькая. Визуальная величина определяется как светимостью, так и долей излучения , которая происходит на визуальных длинах волн. Только небольшая доля излучения испускается на визуальных длинах волн, и эта доля очень сильно зависит от температуры ( закон Планка ). В сочетании с общими изменениями светимости это создает очень большое изменение визуальной величины с максимумом, происходящим при высокой температуре. [10]
Инфракрасные измерения VLTI Миры в фазах 0,13, 0,18, 0,26, 0,40 и 0,47 показывают, что радиус меняется от332 ± 38 R ☉ в фазе 0,13 сразу после максимума402 ± 46 R ☉ в фазе 0,40 приближается к минимуму. Температура в фазе 0,13 составляет3,192 ± 200 К и2918 ± 183 К в фазе 0,26 примерно на полпути от максимума к минимуму. Светимость рассчитывается как9,360 ± 3,140 L ☉ в фазе 0,13 и8400 ± 2820 L ☉ в фазе 0,26. [10]
Пульсации Миры приводят к расширению ее фотосферы примерно на 50% по сравнению с непульсирующей звездой. В случае Миры, если бы она не пульсировала, ее радиус моделируется всего лишь около 240 R ☉ . [10]
Ультрафиолетовые исследования Миры космическим телескопом NASA Galaxy Evolution Explorer ( GALEX ) показали, что она сбрасывает след материала из внешней оболочки, оставляя хвост длиной 13 световых лет, который формировался в течение десятков тысяч лет. [28] [29] Считается, что причиной хвоста является горячая головная волна сжатой плазмы/газа; головная волна является результатом взаимодействия звездного ветра от Миры А с газом в межзвездном пространстве, через которое Мира движется с чрезвычайно высокой скоростью 130 километров в секунду (290 000 миль в час). [30] Хвост состоит из материала, снятого с головы головной волны, которая также видна в ультрафиолетовых наблюдениях. Головная ударная волна Миры в конечном итоге превратится в планетарную туманность , форма которой будет значительно зависеть от движения через межзвездную среду (ISM). [31] Хвост Миры предоставляет уникальную возможность изучить, как умирают звезды, подобные нашему Солнцу, и в конечном итоге зарождают новые солнечные системы. По мере того, как Мира движется вперед, ее хвост сбрасывает углерод, кислород и другие важные элементы, необходимые для образования новых звезд, планет и, возможно, даже жизни. Этот материал хвоста, который мы видим сейчас впервые, сбрасывался в течение последних 30 000 лет.
Звезда-компаньон — это0,487 ± 0,006 угловых секунд от главной звезды. [32] Она была разрешена космическим телескопом Хаббл в 1995 году, когда она находилась на расстоянии 70 астрономических единиц от главной звезды; и результаты были объявлены в 1997 году. Ультрафиолетовые изображения HST и более поздние рентгеновские изображения космического телескопа Чандра показывают спираль газа, поднимающуюся от Миры в направлении Миры B. Орбитальный период спутника вокруг Миры составляет приблизительно 400 лет. [ необходима ссылка ]
В 2007 году наблюдения показали наличие протопланетного диска вокруг компаньона, Миры B. Этот диск аккрецируется из материала солнечного ветра от Миры и в конечном итоге может образовать новые планеты. Эти наблюдения также намекнули, что компаньон был звездой главной последовательности с массой около 0,7 солнечной и спектральным типом K, а не белым карликом, как считалось изначально. [33] Однако в 2010 году дальнейшие исследования показали, что Мира B на самом деле является белым карликом. [34]
