stringtranslate.com

Переменная Мира

Мира, прототип переменных Миры

Переменные Миры / ˈ m aɪ r ə / (названные в честь звезды-прототипа Миры ) — 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 видимых длинах волн. . [1] Это красные гиганты на самых поздних стадиях звездной эволюции , на асимптотической ветви гигантов (AGB), которые вытеснят свои внешние оболочки в виде планетарных туманностей и станут белыми карликами в течение нескольких миллионов лет.

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]

Кривая блеска χ Лебедя .

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
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]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ "1997JAVSO..25...57M, страница 57" . adabs.harvard.edu . Проверено 23 февраля 2023 г.
  2. ^ Ирландия, MJ; Шольц, М.; Тутилл, П.Г.; Вуд, PR (декабрь 2004 г.). «Пульсация переменных Миры М-типа с умеренно различной массой: поиск наблюдаемых массовых эффектов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 355 (2): 444–450. arXiv : astro-ph/0408540 . Бибкод : 2004MNRAS.355..444I. дои : 10.1111/j.1365-2966.2004.08336.x. S2CID  12395165 . Проверено 22 ноября 2020 г.
  3. ^ Стекло, IS; Ллойд Эванс, Т. (1981). «Соотношение периода и светимости для переменных Миры в Большом Магеллановом Облаке». Природа . 291 (5813). Макмиллан: 303–4. Бибкод : 1981Natur.291..303G. дои : 10.1038/291303a0. S2CID  4262929.
  4. ^ Постельные принадлежности, Тимоти Р.; Зийлстра, Альберт А. (1998). « Соотношения периода Гиппарка и светимости для Миры и полурегулярных переменных». Астрофизический журнал . 506 (1): L47–L50. arXiv : astro-ph/9808173 . Бибкод : 1998ApJ...506L..47B. дои : 10.1086/311632. S2CID  14529151.
  5. ^ Смит, Беверли Дж.; Лейсавиц, Дэвид; Кастелаз, Майкл В.; Луттермозер, Дональд (2002). «Инфракрасные кривые блеска переменных звезд Миры по данным COBE DIRBE». Астрономический журнал . 123 (2): 948. arXiv : astro-ph/0111151 . Бибкод : 2002AJ....123..948S. дои : 10.1086/338647. S2CID  16934459.
  6. ^ Рэгланд, С.; Трауб, Вашингтон; Бергер, Ж.-П.; Данчи, туалет; Моннье, доктор медицинских наук; Уилсон, Луизиана; Карлтон, Северная Каролина; Лакасс, Миннесота; Миллан-Габе, Р.; Педретти, Э.; Шлёрб, ФП; Коттон, штат Вашингтон; Таунс, Швейцария; Брюэр, М.; Хагенауэр, П.; Керн, П.; Лабай, П.; Мальбет, Ф.; Малин, Д.; Перлман, М.; Перро, К.; Суккар, К.; Уоллес, Г. (2006). «Первые результаты с поверхностным разрешением с помощью интерферометра с матрицей инфракрасных оптических телескопов: обнаружение асимметрии в асимптотических звездах ветви гигантов». Астрофизический журнал . 652 (1): 650–660. arXiv : astro-ph/0607156 . Бибкод : 2006ApJ...652..650R. дои : 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. ^ Тутилл, PG; Ханифф, Калифорния; Болдуин, Дж. Э. (1999). «Изображение поверхности длиннопериодических переменных звезд». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 306 (2): 353. Бибкод : 1999MNRAS.306..353T. дои : 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. Бибкод : 2008A&A...483..571F. дои : 10.1051/0004-6361:20078096 .
  11. ^ Праздник, Майкл В.; Уайтлок, Патрисия А.; Мензис, Джон В. (2006). «Богатые углеродом переменные Миры: кинематика и абсолютные величины». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 369 (2): 791–797. arXiv : astro-ph/0603506 . Бибкод : 2006MNRAS.369..791F. дои : 10.1111/j.1365-2966.2006.10324.x. S2CID  12805849.
  12. ^ Стэнклифф, Ричард Дж.; Иззард, Роберт Г.; Тут, Кристофер А. (2004). «Третье исследование звезд малой массы: разгадка загадки углеродной звезды Большого Магелланова Облака». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 356 (1): Л1–Л5. arXiv : astro-ph/0410227 . Бибкод : 2005MNRAS.356L...1S. дои : 10.1111/j.1745-3933.2005.08491.x. S2CID  17425157.
  13. ^ Витковски, М.; Бобольц, Д.А.; Онака, К.; Дрибе, Т.; Шольц, М. (2007). «Переменная Миры S Ориона: взаимосвязь между фотосферой, молекулярным слоем, пылевой оболочкой и мазерной оболочкой SiO в 4 эпохи». Астрономия и астрофизика . 470 (1): 191–210. arXiv : 0705.4614 . Бибкод : 2007A&A...470..191W. дои : 10.1051/0004-6361: 20077168. S2CID  14200520.
  14. ^ Зийлстра, А.А.; Постельное белье, ТР; Маттеи, JA (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. ^ Темплтон, MR; Маттеи, Дж.А.; Уилсон, Луизиана (2005). «Вековая эволюция в переменных пульсациях Миры». Астрономический журнал . 130 (2): 776–788. arXiv : astro-ph/0504527 . Бибкод : 2005AJ....130..776T. дои : 10.1086/431740. S2CID  359940.
  16. ^ 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.
  17. ^ Маттеи, Джанет Акюз (1997). «Знакомство с переменными Mira». Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд . 25 (2): 57. Бибкод : 1997JAVSO..25...57M.
  18. ↑ Gaia Collaboration (2018), Gaia DR2, VizieR , получено 20 апреля 2019 г.
  19. ^ 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.
  20. ↑ 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.
  21. ^ 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.
  22. ^ 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.

Внешние ссылки