Переменные Миры — это звезды, достаточно массивные, чтобы в их ядрах произошел синтез гелия , но их масса меньше двух солнечных , [2] звезды, которые уже потеряли около половины своей первоначальной массы. [ нужна цитата ] Однако они могут быть в тысячи раз ярче Солнца из -за их очень больших расширенных оболочек. Они пульсируют из-за того, что вся звезда расширяется и сжимается. Это приводит к изменению 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, когда звезды меняют температуру во время своих пульсаций. [5]
Ранние модели звезд Миры предполагали, что звезда оставалась сферически симметричной во время этого процесса (в основном для простоты компьютерного моделирования, а не по физическим причинам). Недавний обзор переменных звезд Миры показал, что 75% звезд Миры, которые можно было различить с помощью телескопа IOTA, не являются сферически симметричными, [6] и этот результат согласуется с предыдущими изображениями отдельных звезд Миры, [7] [8] [9] поэтому сейчас существует потребность в реалистичном трехмерном моделировании звезд Мира на суперкомпьютерах. [10]
Переменные Миры могут быть богаты кислородом или углеродом. Звезды, богатые углеродом, такие как R Leporis, возникают в результате узкого набора условий, которые игнорируют нормальную тенденцию звезд AGB поддерживать на своей поверхности избыток кислорода над углеродом из-за выемки грунта . [11] Пульсирующие звезды AGB, такие как переменные Миры, подвергаются термоядерному синтезу в чередующихся водородных и гелиевых оболочках, что приводит к периодической глубокой конвекции, известной как « драга-вверх» . Эти землечерпалки выносят углерод из горящей гелиевой оболочки на поверхность, в результате чего образуется углеродная звезда. Однако у звезд выше примерно 4 M ☉ происходит горение горячего дна. Это когда нижние области конвективной области достаточно горячие для того, чтобы произошел значительный синтез цикла CNO , который разрушает большую часть углерода, прежде чем 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 пылевой покров вокруг звезды. В ряде случаев условия подходят для образования природных мазеров . [13]
Небольшое подмножество переменных Миры, по-видимому, меняет свой период с течением времени: период увеличивается или уменьшается на значительную величину (до трех раз) в течение от нескольких десятилетий до нескольких столетий. Считается, что это вызвано тепловыми импульсами , когда гелиевая оболочка повторно поджигает внешнюю водородную оболочку. При этом меняется структура звезды, что проявляется в изменении периода. Предполагается, что этот процесс произойдет со всеми переменными Миры, но относительно короткая продолжительность тепловых импульсов (не более нескольких тысяч лет) в течение асимптотического времени жизни гигантской ветви звезды (менее миллиона лет) означает, что мы видим его только в некоторые из нескольких тысяч известных звезд Миры, возможно, в R Гидре . [14] Большинство переменных Миры действительно демонстрируют небольшие изменения периода от цикла к циклу, вероятно, вызванные нелинейным поведением в звездной оболочке, включая отклонения от сферической симметрии. [15] [16]
Переменные Миры являются популярными объектами для астрономов-любителей, интересующихся наблюдениями переменных звезд , из-за резких изменений их яркости. Некоторые переменные Миры (включая саму Миру ) имеют надежные наблюдения, насчитывающие более ста лет. [17]
Визуализация переменной типа Mira
Список
Следующий список содержит избранные переменные Mira. Если не указано иное, данные звездные величины находятся в V-диапазоне , а расстояния взяты из звездного каталога Gaia DR2 . [18]
^ Зийлстра, Альберт А.; Постельные принадлежности, Тимоти Р. (2002). «Эволюция периода в переменных Мира». Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд . 31 (1): 2. Бибкод : 2002JAVSO..31....2Z.
^ Маттеи, Джанет Акюз (1997). «Знакомство с переменными Mira». Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд . 25 (2): 57. Бибкод : 1997JAVSO..25...57M.
↑ Gaia Collaboration (2018), Gaia DR2, VizieR , получено 20 апреля 2019 г.
^ abcd ван Леувен, Ф. (ноябрь 2007 г.). «Подтверждение нового сокращения Hipparcos». Астрономия и астрофизика . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Бибкод : 2007A&A...474..653В. дои : 10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
↑ Обнаружен Хиндом в 1848 году. Патрик Мур и Робин Рис (2011). Книга астрономических данных Патрика Мура (второе изд.). Издательство Кембриджского университета. п. 323. ИСБН 978-1139495226.
^ Ломберт, Р.; Де Врис, БЛ; Де Котер, А.; Дечин, Л.; Мин, М.; Смолдерс, К.; Мучке, Х.; Уотерс, LBFM (2012). «Наблюдения за составными зернами в потоке AGB. MgS в крайней углеродной звезде LL Пегаса». Астрономия и астрофизика . 544 : Л18. arXiv : 1207.1606 . Бибкод : 2012A&A...544L..18L. дои : 10.1051/0004-6361/201219782. S2CID 119022145.
^ Соццетти, А.; Смарт, РЛ; Дриммел, Р.; Джакоббе, П.; Латтанци, МГ (2017). «Доказательства орбитального движения CW Leonis, полученные на основе наземной астрометрии». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 471 (1): Л1–Л5. arXiv : 1706.04391 . Бибкод : 2017MNRAS.471L...1S. doi : 10.1093/mnrasl/slx082.