Войти
  Местоположение Миры (в кружке) | |
| Данные наблюдений. Эпоха J2000.0 Равноденствие J2000.0 | |
|---|---|
| Созвездие | Кит |
| Прямое восхождение | 02 19 20.79210 |
| Склонение | –02 ° 58 ′ 39,4956 ″ |
| Видимая звездная величина (V) | от 2,0 до 10,1 |
| Характеристики | |
| Спектральный тип | M7 IIIe (M5e-M9e) |
| U-B индекс цвета | +0,08 |
| B-V индекс цвета | +1,53 |
| Тип переменной | Мира |
| Астрометрия | |
| Лучевая скорость (Rv) | +63,8 км / с |
| Собственное движение (μ) | прямое восхождение: +9,33 мсд /yr. склонение: –237,36 mas /yr |
| Параллакс (π) | 10,91 ± 1,22 mas |
| Расстояние | прибл. 300 ly. (приблизительно 90 pc ) |
| Абсолютная звездная величина (MV) | +0,99 (переменная) |
| Орбита | |
| Период (P) | 497,88 yr |
| Большая полуось (a) | 0,8 ″ |
| Эксцентриситет (e) | 0,16 |
| Наклон (i) | 112 ° |
| Долгота узла (Ом) | 138,8 ° |
| Периастр эпоха (T) | 2285,75 |
| Аргумент периастра (ω) . (вторичный) | 258,3 ° |
| Подробности | |
| Масса | 1,18 M☉ |
| Радиус | 332–402 (-541) R☉ |
| Яркость (болометрический) | 8,400–9,360 L☉ |
| Температура | 2,918–3,192 K |
| Возраст | 6млрд лет |
| Другие обозначения | |
| Стелла Мира, Коллум Кита, Чудесная звезда, ο Кита, 68 Кита, BD -03 ° 353, HD 14386, HIP 10826, HR 681, LTT 1179, SAO 129825 | |
| Ссылки на базу данных | |
| SIMBAD | данные |
Mira (), обозначение Omicron Ceti (ο Ceti, сокращенно Omicron Cet, ο Cet ), является красным гигантом звезда по оценкам быть 200–400 световых лет от Солнца в созвездии Кит.
ο Кита - двойная звездная система, состоящий из переменного красного гиганта (Мира A) и белого карлика компаньона (Мира B ). Мира A - пульсирующая переменная звезда и была первой обнаруженной не- сверхновой переменной звездой, за возможным исключением Алгол. Это прототип переменных Мира.
ο Ceti ( Latinized до Omicron Ceti) - это обозначение Байера звезды. Он был назван Мира (лат. для «чудесного» или «удивительного») Иоганн Гевелий в его Historiola Mirae Stellae (1662). В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу по именам звезд (WGSN) для каталогизации и стандартизации имен собственных для звезд. Первый бюллетень WGSN от июля 2016 года включал таблицу первых двух групп имен, одобренных WGSN, в которую входила Мира для этой звезды.
Мира в два разных времени. 
Визуальный кривая блеска Миры, полученная с помощью инструмента AAVSO генератора кривых блеска Свидетельство того, что изменчивость Миры была известна в древнем Китае, Вавилоне или Греция в лучшем случае лишь косвенно. Несомненно то, что изменчивость Миры была зафиксирована астрономом Давидом Фабрициусом, начиная с 3 августа 1596 года. Наблюдение за тем, что он считал планетой Меркурий (позже идентифицированный как Юпитер ), ему понадобилась опорная звезда для сравнения положений, и он выбрал поблизости ранее незамеченную звезду третьей величины. Однако к 21 августа его яркость увеличилась на одну звездную величину, а затем к октябрю исчезла из поля зрения. Фабрициус предположил, что это новая звезда, но затем снова увидел ее 16 февраля 1609 года.
В 1638 году Иоганнес Холварда определил период повторного появления звезды, одиннадцать месяцев; ему часто приписывают открытие изменчивости Миры. Иоганн Гевелий наблюдал за ней в то же время и назвал ее Мира в 1662 году, поскольку она действовала как никакая другая известная звезда. Исмаил Буйо тогда оценил его период в 333 дня, что меньше, чем на один день по сравнению с современным значением, равным 332 дням. Измерение Буйо, возможно, не было ошибочным: известно, что Мира может немного отличаться по периоду и даже может медленно меняться с течением времени. По оценкам, звезда - это 6 миллиардов лет назад красный гигант.
Мира, видимая с Земли . Существуют серьезные предположения относительно того, наблюдалась ли Мира до Фабрициуса. Конечно, история Алгола (известная наверняка как переменная только в 1667 году, но с легендами и тому подобными, восходящими к древности, показывающими, что за ней наблюдали с подозрением на протяжении тысячелетий) предполагает, что Мира тоже могла быть известна. Карл Манитий, современный переводчик Гиппарха «Комментарии к Арату», предположил, что некоторые строки из этого текста второго века могут быть о Мире. В других дотелескопических западных каталогах Птолемея, ас-Суфи, Улугбека и Тихо Браге нет никаких упоминаний, даже как обычная звезда. Есть три наблюдения из китайских и корейских архивов, 1596, 1070 и тот же год, когда Гиппарх мог бы сделать свое наблюдение (134 г. до н.э.), которые наводят на размышления, но китайская практика закрепления наблюдений не более точно, чем в пределах заданного Китайское созвездие затрудняет определение точности.
Расстояние до Миры не определено; до Hipparcos оценки с центром в 220 световых годах ; в то время как данные Hipparcos по сокращению 2007 года предполагают расстояние в 299 световых лет с погрешностью 11%.
Эта двойная звездная система состоит из красного гиганта (Мира, обозначенного как Мира A), испытывающего потерю массы, и высокотемпературного белого карлика -компаньона (Мира B), который наращивает массу от первичной. Такое расположение звезд известно как симбиотическая система, и это наиболее близкая такая симбиотическая пара к Солнцу. Исследование этой системы рентгеновской обсерваторией Чандра показывает прямой массообмен по материальному мосту от первичного к белому карлику. Две звезды в настоящее время разделены примерно 70 астрономическими единицами.
Мира в УФ и видимом свете Мира A в настоящее время является звездой асимптотической ветви гигантов (AGB), в термически пульсирующей фазе AGB. Каждый импульс длится десятилетие или более, и между каждым импульсом проходит время порядка 10 000 лет. С каждым циклом импульса свечение Миры увеличивается, а импульсы становятся сильнее. Это также вызывает динамическую нестабильность в Мире, что приводит к резким изменениям яркости и размера в течение более коротких нерегулярных периодов времени.
Общая форма Миры A, как было замечено, изменилась, демонстрируя явные отклонения от симметрии. По всей видимости, это вызвано яркими пятнами на поверхности, которые меняют свою форму в масштабе времени от 3 до 14 месяцев. Наблюдения Миры A в ультрафиолетовом диапазоне с помощью космического телескопа Хаббл показали, что она похожа на шлейф, указывающий на звезду-компаньон.
Mira as замечена космическим телескопом Хаббла в августе 1997 г. Мира A является переменной звездой, в частности прототипной переменной Миры. От 6000 до 7000 известных звезд этого класса - это все красные гиганты, поверхность которых пульсирует таким образом, что яркость увеличивается и уменьшается в течение периодов от 80 до более 1000 дней.
В конкретном случае Миры увеличение яркости приводит в среднем к звездной величине 3,5, что помещает ее среди более ярких звезд в созвездии Кита. Индивидуальные циклы тоже различаются; хорошо засвидетельствованные максимумы достигают величины яркости 2,0 и всего 4,9, то есть почти в 15 раз яркости, и есть исторические предположения, что реальный разброс может быть в три раза больше или больше. Минимальный диапазон намного меньше, и исторически составлял от 8,6 до 10,1, что в четыре раза превышает яркость. Суммарный скачок яркости от абсолютного максимума до абсолютного минимума (два события, которые не произошли в одном и том же цикле) составляет 1700 раз. Мира испускает подавляющее большинство своего излучения в инфракрасном, и его изменчивость в этом диапазоне составляет всего около двух величин. Форма ее кривой блеска представляет собой увеличение примерно за 100 дней, а возврат к минимуму занимает вдвое больше времени.
Современные приблизительные максимумы Миры:
Пульсации в χ Cygni, демонстрирующий соотношение между кривой визуального блеска, температурой, радиусом и светимостью, типичными для переменной Миры звезд Из северных умеренных широт Мира обычно не виден с конца марта по июнь из-за близости к Солнцу. Это означает, что иногда может пройти несколько лет, чтобы он не стал видимым невооруженным глазом.
Пульсации переменных Миры заставляют звезду расширяться и сжиматься, но также изменяют ее температуру. Самая высокая температура немного выше визуального максимума, а самая низкая - немного ниже минимума. Фотосфера, измеренная на радиусе Росселанда, является наименьшей непосредственно перед визуальным максимумом и близко ко времени максимальной температуры. Самый большой размер достигается незадолго до минимальной температуры. Болометрическая светимость пропорциональна четвертой степени температуры и квадрату радиуса, но радиус изменяется более чем на 20%, а температура - менее чем на 10%.
В Мире наивысшая светимость наблюдается в то время, когда звезда самая горячая и самая маленькая. Визуальная величина определяется как яркостью, так и долей излучения, которое происходит на видимых длинах волн. Лишь небольшая часть излучения испускается на видимых длинах волн, и на эту долю очень сильно влияет температура (закон Планка ). В сочетании с изменениями общей светимости это создает очень большое изменение визуальной величины с максимумом, возникающим при высокой температуре.
Инфракрасный VLTI измерения Mira в фазах 0,13, 0,18, 0,26, 0,40 и 0,47 показывают, что радиус изменяется от 332 ± 38 R☉ в фазе 0,13 сразу после максимума до 402 ± 46 R☉в фазе 0,40 приближается к минимуму. Температура в фазе 0,13 составляет 3,192 ± 200 К и 2,918 ± 183 К в фазе 0,26 примерно на полпути от максимума к минимуму. По расчетам светимость составляет 9360 ± 3140 L☉ в фазе 0,13 и 8400 ± 2,820 L☉в фазе 0,26.
Эффект пульсации Миры расширяет ее фотосферу примерно на 50% по сравнению с непульсирующая звезда. В случае Миры, если бы она не пульсировала, она смоделирована так, чтобы иметь радиус только около 240 R☉.
Ультрафиолетовые исследования Миры, проведенные НАСА Космический телескоп Galaxy Evolution Explorer (GALEX) обнаружил, что он оставляет след материала из внешней оболочки, оставляя хвост длиной 13 световых лет, сформированный за десятки тысяч лет. Считается, что горячая носовая волна сжатой плазмы / газа является причиной образования хвоста; носовая волна является результатом взаимодействия звездного ветра с Миры А с газом в межзвездном пространстве, через которое Мира движется с чрезвычайно высокой скоростью 130 километров в секунду (291 000 миль в час). Хвост состоит из материала, отделенного от головы дугообразной волны, что также видно в ультрафиолетовых наблюдениях. Ударная волна Миры в конечном итоге превратится в планетарную туманность, на форму которой существенно повлияет движение в межзвездной среде (ISM).
Ультрафиолетовая мозаика Миры. Ударная волна и хвост, полученные с помощью НАСА Galaxy Evolution Explorer (GALEX) Звезда-компаньон была обнаружена с помощью космического телескопа Хаббл в 1995 году, когда ей было 70 лет. астрономические единицы от первичной; и результаты были объявлены в 1997 году. Ультрафиолетовые изображения HST и более поздние рентгеновские изображения, полученные с помощью космического телескопа Chandra, показывают спираль газа, поднимающуюся от Миры в направлении Миры Б. Период обращения спутника по орбите Мире около 400 лет.
В 2007 году наблюдения показали протопланетный диск вокруг спутника, Миры Б. Этот диск аккрецируется из материала солнечного ветра от Миры и в конечном итоге может сформироваться новые планеты. Эти наблюдения также намекали, что спутником была звезда главной последовательности с массой около 0,7 солнечной массы и спектральным классом K, а не белым карликом, как первоначально предполагалось. Однако в 2010 году дальнейшее исследование показало, что Мира Б на самом деле является белым карликом.
Звездный портал 
Астрономический портал  | Викискладе есть медиафайлы, связанные с Мира Кита. |
