stringtranslate.com

переменная Мира

Мира, прототип переменных Миры

Переменные Миры / ˈ m aɪ r ə / (названные по имени прототипической звезды Миры ) представляют собой класс пульсирующих звезд, характеризующихся очень красным цветом, периодами пульсации более 100 дней и амплитудами более одной звездной величины в инфракрасном диапазоне и 2,5 звездной величины в визуальном диапазоне. [1] Это красные гиганты на самых поздних стадиях звездной эволюции , на асимптотической ветви гигантов (AGB), которые в течение нескольких миллионов лет сбросят свои внешние оболочки в виде планетарных туманностей и станут белыми карликами .

Переменные Миры — это звезды, достаточно массивные, чтобы они претерпели гелиевый синтез в своих ядрах, но их масса меньше двух солнечных масс , [2] звезды, которые уже потеряли около половины своей первоначальной массы. [ требуется ссылка ] Однако они могут быть в тысячи раз ярче Солнца из - за их очень больших растянутых оболочек. Они пульсируют из-за того, что вся звезда расширяется и сжимается. Это вызывает изменение температуры вместе с радиусом, оба фактора вызывают изменение светимости . Пульсация зависит от массы и радиуса звезды, и существует четко определенная связь между периодом и светимостью (и цветом). [3] [4] Очень большие визуальные амплитуды возникают не из-за больших изменений светимости, а из-за смещения выходной энергии между инфракрасными и визуальными длинами волн, поскольку звезды меняют температуру во время своих пульсаций. [5]

Кривая блеска χ Лебедя .

Ранние модели звезд Миры предполагали, что звезда остается сферически симметричной во время этого процесса (в основном для упрощения компьютерного моделирования, а не по физическим причинам). Недавнее исследование переменных звезд Миры показало, что 75% звезд Миры, которые можно было разрешить с помощью телескопа IOTA , не являются сферически симметричными, [6] результат, который согласуется с предыдущими изображениями отдельных звезд Миры, [7] [8] [9] поэтому сейчас существует необходимость в проведении реалистичного трехмерного моделирования звезд Миры на суперкомпьютерах. [10]

Переменные Миры могут быть богаты кислородом или углеродом. Богатые углеродом звезды, такие как R Leporis, возникают из-за узкого набора условий, которые переопределяют обычную тенденцию звезд AGB поддерживать избыток кислорода над углеродом на своих поверхностях из-за выносов . [11] Пульсирующие звезды AGB, такие как переменные Миры, подвергаются слиянию в чередующихся водородных и гелиевых оболочках, что создает периодическую глубокую конвекцию, известную как выносы . Эти выносы переносят углерод из оболочки, горящей гелием, на поверхность и приводят к образованию углеродной звезды. Однако в звездах выше примерно 4  M ☉ происходит горячее нижнее горение. Это происходит, когда нижние области конвективной области достаточно горячи для значительного слияния цикла CNO , которое разрушает большую часть углерода до того, как он сможет быть перенесен на поверхность. Таким образом, более массивные звезды AGB не становятся богатыми углеродом. [12]

Переменные Миры быстро теряют массу, и этот материал часто образует пылевые оболочки вокруг звезды. В некоторых случаях условия подходят для образования естественных мазеров . [13]

Небольшое подмножество переменных Миры, по-видимому, меняет свой период с течением времени: период увеличивается или уменьшается на значительную величину (до трехкратного) в течение нескольких десятилетий или нескольких столетий. Считается, что это вызвано тепловыми импульсами , когда гелиевая оболочка повторно зажигает внешнюю водородную оболочку. Это изменяет структуру звезды, что проявляется в изменении периода. Предполагается, что этот процесс происходит со всеми переменными Миры, но относительно короткая продолжительность тепловых импульсов (максимум несколько тысяч лет) в течение асимптотической ветви гигантов жизни звезды (менее миллиона лет) означает, что мы видим его только у нескольких из нескольких тысяч известных звезд Миры, возможно, в R Гидры . [14] Большинство переменных Миры демонстрируют небольшие изменения периода от цикла к циклу, вероятно, вызванные нелинейным поведением в оболочке звезды, включая отклонения от сферической симметрии. [15] [16]

Переменные Миры являются популярными целями для астрономов-любителей, заинтересованных в наблюдениях за переменными звездами , из-за их резких изменений яркости. Некоторые переменные Миры (включая саму Миру ) имеют надежные наблюдения, охватывающие более столетия. [17]

Визуализация переменной типа Мира
Визуализация переменной типа Мира

Список

Следующий список содержит избранные переменные Миры. Если не указано иное, приведенные величины находятся в V-диапазоне , а расстояния взяты из звездного каталога Gaia DR2 . [18]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Маттей, Джанет Акьюз (1997). "1997JAVSO..25...57M Страница 57". Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд (Jaavso) . 25 (2): 57. Bibcode : 1997JAVSO..25...57M . Получено 23.02.2023 .
  2. ^ Ireland, MJ; Scholz, M.; Tuthill, PG; Wood, PR (декабрь 2004 г.). «Пульсация переменных звезд типа M Mira с умеренно различной массой: поиск наблюдаемых эффектов массы». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 355 (2): 444–450. arXiv : astro-ph/0408540 . Bibcode : 2004MNRAS.355..444I. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08336.x . S2CID  12395165.
  3. ^ Glass, IS; Lloyd Evans, T. (1981). "Соотношение период-светимость для переменных типа Мира в Большом Магеллановом Облаке". Nature . 291 (5813). Macmillan: 303–4. Bibcode :1981Natur.291..303G. doi :10.1038/291303a0. S2CID  4262929.
  4. ^ Беддинг, Тимоти Р.; Зейлстра, Альберт А. (1998). " Соотношения периода и светимости Hipparcos для мирид и полурегулярных переменных". The Astrophysical Journal . 506 (1): L47–L50. arXiv : astro-ph/9808173 . Bibcode : 1998ApJ...506L..47B. doi : 10.1086/311632. S2CID  14529151.
  5. ^ Смит, Беверли Дж.; Лейсавиц, Дэвид; Кастелаз, Майкл У.; Люттермозер, Дональд (2002). «Инфракрасные кривые блеска переменных звезд Мира по данным COBE DIRBE». The Astronomical Journal . 123 (2): 948. arXiv : astro-ph/0111151 . Bibcode : 2002AJ....123..948S. doi : 10.1086/338647. S2CID  16934459.
  6. ^ Ragland, S.; Traub, WA; Berger, J.-P.; Danchi, WC; Monnier, JD; Willson, LA; Carleton, NP; Lacasse, MG; Millan-Gabet, R.; Pedretti, E.; Schloerb, FP; Cotton, WD; Townes, CH; Brewer, M.; Haguenauer, P.; Kern, P.; Labeye, P.; Malbet, F.; Malin, D.; Pearlman, M.; Perraut, K.; Souccar, K.; Wallace, G. (2006). «Первые поверхностно-разрешенные результаты с помощью инфракрасного оптического телескопа Array Imaging Interferometer: обнаружение асимметрии в асимптотических звездах ветви гигантов». The Astrophysical Journal . 652 (1): 650–660. arXiv : astro-ph/0607156 . Bibcode :2006ApJ...652..650R. doi :10.1086/507453. S2CID  30825403.
  7. ^ Ханифф, Калифорния; Гез, AM; Горэм, PW; Кулкарни, СР; Мэтьюз, К.; Нойгебауэр, Г. (1992). «Синтетические изображения фотосферы и молекулярной атмосферы Миры с помощью оптической апертуры» (PDF) . Астрономический журнал . 103 : 1662. Бибкод : 1992AJ....103.1662H. дои : 10.1086/116182.
  8. ^ Каровска, М.; Нисенсон, П.; Папалиолиос, К.; Бойл, Р.П. (1991). «Асимметрии в атмосфере Миры». Астрофизический журнал . 374 : Л51. Бибкод : 1991ApJ...374L..51K. дои : 10.1086/186069 .
  9. ^ Tuthill, PG; Haniff, CA; Baldwin, JE (1999). "Поверхностная визуализация долгопериодических переменных звезд". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 306 (2): 353. Bibcode : 1999MNRAS.306..353T. doi : 10.1046/j.1365-8711.1999.02512.x .
  10. ^ Фрейтаг, Б.; Хёфнер, С. (2008). "Трехмерное моделирование атмосферы звезды AGB". Астрономия и астрофизика . 483 (2): 571. Bibcode :2008A&A...483..571F. doi : 10.1051/0004-6361:20078096 .
  11. ^ Фист, Майкл У.; Уайтлок, Патрисия А.; Мензис, Джон У. (2006). «Богатые углеродом переменные Мира: кинематика и абсолютные величины». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 369 (2): 791–797. arXiv : astro-ph/0603506 . Bibcode : 2006MNRAS.369..791F. doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10324.x . S2CID  12805849.
  12. ^ Stancliffe, Richard J.; Izzard, Robert G.; Tout, Christopher A. (2004). «Третье вытаскивание маломассивных звезд: решение загадки углеродной звезды Большого Магелланова Облака». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters . 356 (1): L1–L5. arXiv : astro-ph/0410227 . Bibcode : 2005MNRAS.356L...1S. doi : 10.1111/j.1745-3933.2005.08491.x . S2CID  17425157.
  13. ^ Wittkowski, M.; Boboltz, DA; Ohnaka, K.; Driebe, T.; Scholz, M. (2007). "Переменная звезда Мира S Ориона: связи между фотосферой, молекулярным слоем, пылевой оболочкой и оболочкой мазера SiO в 4 эпохи". Astronomy and Astrophysics . 470 (1): 191–210. arXiv : 0705.4614 . Bibcode :2007A&A...470..191W. doi :10.1051/0004-6361:20077168. S2CID  14200520.
  14. ^ Зийлстра, А.А.; Постельное белье, ТР; Маттеи, Дж. А. (2002). «Эволюция переменной Миры R Hydrae». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 334 (3): 498. arXiv : astro-ph/0203328 . Бибкод : 2002MNRAS.334..498Z. дои : 10.1046/j.1365-8711.2002.05467.x . S2CID  16663228.
  15. ^ Templeton, MR; Mattei, JA; Willson, LA (2005). «Вековая эволюция в переменных пульсациях мира». The Astronomical Journal . 130 (2): 776–788. arXiv : astro-ph/0504527 . Bibcode : 2005AJ....130..776T. doi : 10.1086/431740. S2CID  359940.
  16. ^ Зейлстра, Альберт А.; Беддинг, Тимоти Р. (2002). «Эволюция периода в переменных звездах типа Мира». Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд . 31 (1): 2. Bibcode : 2002JAVSO..31....2Z.
  17. ^ Маттей, Джанет Акьюз (1997). «Введение в переменные звезды Мира». Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд . 25 (2): 57. Bibcode : 1997JAVSO..25...57M.
  18. ^ Gaia Collaboration (2018), Gaia DR2, VizieR , получено 20 апреля 2019 г.
  19. ^ abcd van Leeuwen, F. (ноябрь 2007 г.). «Проверка новой редукции Hipparcos». Астрономия и астрофизика . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Bibcode : 2007A&A...474..653V. doi : 10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  20. ^ Открыт в 1848 году Хиндом. Патрик Мур и Робин Риз (2011). Книга данных по астрономии Патрика Мура (второе издание). Cambridge University Press. стр. 323. ISBN 978-1139495226.
  21. ^ Lombaert, R.; De Vries, BL; De Koter, A.; Decin, L.; Min, M.; Smolders, K.; Mutschke, H.; Waters, LBFM (2012). "Наблюдательные данные о композитных зернах в оттоке AGB. MgS в экстремальной углеродной звезде LL Pegasi". Astronomy & Astrophysics . 544 : L18. arXiv : 1207.1606 . Bibcode :2012A&A...544L..18L. doi :10.1051/0004-6361/201219782. S2CID  119022145.
  22. ^ Sozzetti, A.; Smart, RL; Drimmel, R.; Giacobbe, P.; Lattanzi, MG (2017). «Доказательства орбитального движения CW Leonis по данным наземной астрометрии». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters . 471 (1): L1–L5. arXiv : 1706.04391 . Bibcode : 2017MNRAS.471L...1S. doi : 10.1093/mnrasl/slx082 .

Внешние ссылки