Mira (zvezda)
Mira ili omikron Kita (lat. ο Ceti, ο Cet[a]) je promenljiva zvezda u sazvežđu Kit, prva promenljiva zvezda koja je otkrivena, ne računajući nove i supernove. Mira je dvojna zvezda, druga komponenta sistema je takođe promenljiva zvezda, i nosi oznaku VZ Ceti.
  | |
| Položaj na nebu Epoha J2000.0 Ravnodnevnica J2000.0 | |
|---|---|
| Sazvežđe | Kit |
| Rektascenzija | 02h 19m 20.79210s[2] |
| Deklinacija | −02° 58′ 39.4956″[2] |
| Prividna magnituda (V) | 2.0 to 10.1[3] |
| Karakteristike | |
| Spektralni tip | M7 IIIe[4] (M5e-M9e[3]) |
| U−B indeks boja | +0.08[5] |
| B−V indeks boja | +1.53[5] |
| Varijabilni tip | Mira[3] |
| Astrometrija | |
| Radijalna brzina (Rv) | +63.8[6] km/s |
| Sopstveno kretanje (μ) | RA: +9.33[2] mas/g Dek.: −237.36[2] mas/g |
| Paralaksa (π) | 10.91 ± 1.22[2] mas |
| Rastojanje | approx. 300 ly (approx. 90 ps) |
| Apsolutna magnituda (MV) | +0.99[7] (variable) |
| Orbita[8] | |
| Period (P) | 497.88 g |
| Velika poluosa (a) | 0.8″ |
| Ekscentricitet (e) | 0.16 |
| Inklinacija (i) | 112° |
| Longituda uzlaznog čvora (Ω) | 138.8° |
| Apsidna epoha (T) | 2285.75 |
| Argument perihela (ω) (sekundarni) | 258.3° |
| Detalji | |
| Masa | 1.18[9] M☉ |
| Poluprečnik | 332–402[10] (-541[11]) R☉ |
| Luminoznost (bolometrijska) | 8,400–9,360[10] L☉ |
| Temperatura | 2,918–3,192[10] K |
| Starost | 6[9] Gyr |
| Druge oznake | |
| Referentne baze podataka | |
| SIMBAD | data |
Nomenklatura uredi
ο Ceti (latinizirano u Omicron Ceti) je Bajerova oznaka zvezde. Johanes Hevelius u svojoj Historiola Mirae Stellae (1662) nazvao ovu zvezdu Mira (latinski za 'divan' ili 'zadivljujući'). U 2016. godini, Međunarodna astronomska unija organizovala je Radnu grupu za imena zvezda (WGSN)[13] za katalogizaciju i standardizaciju imena za zvezde. Prvi bilten WGSN-a iz jula 2016. uključivao je tabelu sa prve dve grupe imena koja su odobrena, uključujući Mira za ovu zvezdu.[14]
Otkriće uredi
Nemački teolog i astronom-amater David Fabricije je otkrio ovu zvezdu u trenutku kada je bila treće magnitude, 13. avgusta 1596. godine. Posle par meseci nije više bila vidljiva (golim okom, teleskop nije još uvek postojao), ali ju je Fabricije ponovo video 15. februara 1609, kada je takođe bila treće magnitude. Johan Bajer ju je 1603. u svojoj Uranometriji označio slovom omikron (ο) i naveo je kao zvezdu četvrte magnitude. Johan Holvarda je 1638. godine pokazao da sjaj Mire varira — odnosno da postaje vidljiva — u pravilnim vremenskim intervalima, zbog čega ju je Johan Hevelije nazvao Mira, odnosno „čudesna“ na latinskom. [15][16]
Osobine uredi
Na slici je prikazan NGC 6751.
Mira je crveni džin kod koga dolazi do promene sjaja usled pulsiranja, odnosno oscilacija u u prečniku. Srednji period između dva maksimuma iznosi 331,96 dana (približno 11 meseci), ali je podložan promenama.[16] Takođe, i magnituda u maksimumu i minimumu varira: maksimalna magnituda je između 1,7 i 4,9b dok se minimalna kreće između 8,6 i 11,1. Kriva sjaja je takva da je porast sjaja po pravilu brži nego njegovo opadanje.[15]
Spektralna klasa Mire varira između M5e i M9e, što ukazuje na to da je u pitanju hladna zvezda. U spektru se uočavaju izražene linije titan-oksida, kao i linije neutralnih metala.[b] Osim toga, u spektru Mire se nalaze i emisione linije (zbog čega nosi oznaku „e“ u spektralnoj klasi), pre svega vodonika.[15]
Određivanje temperature i radijusa zvezda poput Mire je problematično, jer ovi parametri zavise kako od toga u kom se delu ciklusa zvezda nalazi, tako i od talasne dužine na kojoj se vrši određivanje. Zahvaljujući blizini Mire, moguće je odrediti ugaonu veličinu (pa na osnovu udaljenosti i njen prečnik) direktnim merenjem. Merenja svemirskim teleskopom „Habl“ dala su ugaoni prečnik od 60 mililučnih sekundi. Poluprečnik Mire u vidljivom delu spektra iznosi oko 500 Sunčevih radijusa (2 AJ), dok je u infracrvenoj oblasti dvostruko veći. Iz ovih merenja je dobijena luminoznost približno 8500 puta veća od luminoznosti Sunca, i temperatura od 3000 K.[17][18]
U jezgru Mire je davno prestala fuzija vodonika u helijum, a helijum je takođe potrošen fuzijom u ugljenik i kiseonik. Veličina i nestabilnost Mire uzrok su snažnog solarnog vetra — 10 miliona puta snažnijeg od Sunčevog solarnog vetra. U skoroj budućnosti (u astronomskim okvirima), Mira će odbaciti svoje spoljašnje slojeve od kojih će nastati planetarna maglina, dok će jezgro ostati u obliku belog patuljka. Dok se kreće kroz svemir, Mira ostavlja za sobom trag odbačenog materijala vidljiv u ultraljubičastom delu spektra, dug 15 svetlosnih godina.[17]
Osim što je prva otkrivena, Mira je verovatno i najposmatranija promenljiva zvezda: svaki maksimum od 1638. godine je zabeležen[16]
Miride uredi
Mira je najbliža i najsjajnija (u maksimumu) među dugoperiodičnim pulsirajućim promenljivim zvezdama, i predstavlja prototip ove klase, po njoj nazvane miride. U pitanju su crveni džinovi u čijem spektru su prisutne emisione linije. Period varira od 80 do preko 1000 dana, a varijacije u sjaju mogu da budu i preko 10 magnituda (magnituda ekstremnog slučaja hi Labuda se kreće između 3,3 i 14,2). I trajanje perioda i magnituda minimuma i maksimuma nije konstantna, i nema dva potpuno jednaka ciklusa.[18]
Prateća komponenta uredi
(Umetničko viđenje)
Postojanje pratioca slabog sjaja u blizini Mire je prvi put predviđeno 1920. godine na osnovu periodičnih varijacija u spektru Mire. Robert Ejtken je 1923. prvi video ovu zvezdu, koja danas nosi oznaku VZ Ceti. VZ Ceti je vidljiva samo u vreme minimalnog sjaja Mire. U pitanju je takođe promenljiva zvezda (verovatno beli patuljak sa akrecionim diskom) čija magnituda varira između 12 i 9,5. VZ Ceti načini jednu revoluciju oko Mire za oko 1800 godina.[15][16] Ove dve zvezde su međusobno udaljene približno 65 AJ.[17]
Napomene uredi
Vidi još uredi
Reference uredi
- ^ „IAU Catalog of Star Names”. Pristupljeno 28. 7. 2016.
- ^ a b v g d van Leeuwen, F. (novembar 2007). „Validation of the new Hipparcos reduction”. Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653—664. Bibcode:2007A&A...474..653V. S2CID 18759600. arXiv:0708.1752
. doi:10.1051/0004-6361:20078357.
- ^ a b v Kukarkin, B. V.; et al. (1971). „The third edition containing information on 20437 variable stars discovered and designated till 1968”. General Catalogue of Variable Stars (3rd izd.). Bibcode:1971GCVS3.C......0K.
- ^ Castelaz, Michael W.; Luttermoser, Donald G. (1997). „Spectroscopy of Mira Variables at Different Phases”. The Astronomical Journal. 114: 1584—1591. Bibcode:1997AJ....114.1584C. doi:10.1086/118589.
- ^ a b Celis S., L. (1982). „Red variable stars. I — UBVRI photometry and photometric properties”. Astronomical Journal. 87: 1791—1802. Bibcode:1982AJ.....87.1791C. doi:10.1086/113268.
- ^ Evans, D. S. (20—24. 6. 1966). Batten, Alan Henry; Heard, John Frederick, ur. „The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities”. Determination of Radial Velocities and Their Applications. University of Toronto: International Astronomical Union. 30: 57. Bibcode:1967IAUS...30...57E. Determination of Radial Velocities and their Applications, Proceedings from IAU Symposium no. 30.
- ^ Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), „XHIP: An extended hipparcos compilation”, Astronomy Letters, 38 (5): 331, Bibcode:2012AstL...38..331A, S2CID 119257644, arXiv:1108.4971 , doi:10.1134/S1063773712050015.
- ^ „Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars”. United States Naval Observatory. Arhivirano iz originala 01. 08. 2017. g. Pristupljeno 22. 1. 2017.
- ^ a b Wyatt, S. P.; Cahn, J. H. (1983). „Kinematics and ages of Mira variables in the greater solar neighborhood”. Astrophysical Journal, Part 1. 275: 225—239. Bibcode:1983ApJ...275..225W. doi:10.1086/161527.
- ^ a b v Woodruff, H. C.; Eberhardt, M.; Driebe, T.; Hofmann, K.-H.; et al. (2004). „Interferometric observations of the Mira star o Ceti with the VLTI/VINCI instrument in the near-infrared”. Astronomy & Astrophysics. 421 (2): 703—714. Bibcode:2004A&A...421..703W. S2CID 17009595. arXiv:astro-ph/0404248 . doi:10.1051/0004-6361:20035826.
- ^ De Beck, E.; Decin, L.; De Koter, A.; Justtanont, K.; Verhoelst, T.; Kemper, F.; Menten, K. M. (2010). „Probing the mass-loss history of AGB and red supergiant stars from CO rotational line profiles. II. CO line survey of evolved stars: Derivation of mass-loss rate formulae”. Astronomy and Astrophysics. 523: A18. Bibcode:2010A&A...523A..18D. S2CID 16131273. arXiv:1008.1083 . doi:10.1051/0004-6361/200913771.
- ^ Allen, Richard H. (1963). Star Names: Their Lore and Meaning
. New York: Dover Publications. ISBN 0-486-21079-0.
- ^ „IAU Working Group on Star Names (WGSN)”. Pristupljeno 22. 5. 2016.
- ^ „Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 1” (PDF). Pristupljeno 28. 7. 2016.
- ^ a b v g Moore, Patrick, ur. (2002). Philip's Astronomy Encyclopedia (na jeziku: (jezik: engleski)). Philip's. str. 274. ISBN 0–540–07863–8.
- ^ a b v g Murdin, Paul, ur. (2001). Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics (na jeziku: (jezik: engleski)). Institure of Physics Publishing. str. 2744. ISBN 978-0-7503-0440-5.
- ^ a b v Jim Kaler (13. 2. 2009). „Mira @ Jim Kaler's Stars”. Pristupljeno 11. 1. 2013.
- ^ a b Moore, Patrick (2000). The Data Book of Astronomy (na jeziku: (jezik: engleski)). Bristol: IOP Publishing Ltd. str. 285. ISBN 978-0-7503-0620-1.
Literatura uredi
- Moore, Patrick, ur. (2002). Philip's Astronomy Encyclopedia (na jeziku: (jezik: engleski)). Philip's. str. 274. ISBN 0–540–07863–8.
- Murdin, Paul, ur. (2001). Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics (na jeziku: (jezik: engleski)). Institure of Physics Publishing. str. 2744. ISBN 978-0-7503-0440-5.
- Moore, Patrick (2000). The Data Book of Astronomy (na jeziku: (jezik: engleski)). Bristol: IOP Publishing Ltd. str. 285. ISBN 978-0-7503-0620-1.
- Levy, David H. (2005). Deep Sky Objects . Prometheus Books. ISBN 1-59102-361-0.
- Makemson, Maud Worcester (1941). The Morning Star Rises: an account of Polynesian astronomy. Yale University Press. Bibcode:1941msra.book.....M.
- Ridpath, Ian; Tirion, Wil (2001), Stars and Planets Guide, Princeton University Press, ISBN 0-691-08913-2
- Ian Ridpath and Wil Tirion (2007). Stars and Planets Guide, Collins, London. ISBN 978-0-00-725120-9. Princeton University Press, Princeton. ISBN 978-0-691-13556-4
- Staal, Julius D.W. (1988). The New Patterns in the Sky. The McDonald and Woodward Publishing Company. ISBN 0-939923-04-1.
Spoljašnje veze uredi
- Omicron Ceti (Mira) na sajtu Američke asocijacije posmatrača promenljivih zvezda (AAVSO) (jezik: engleski)
- Mira - Omicron Ceti - Omi Cet na sajtu Nemačkog društva za promenljive zvezde (BAV) (jezik: nemački)