Mira

Mira (oder) auch bekannt als Omicron Ceti (ο Ceti, ο Cet), ist ein roter riesiger Stern, hat 200-400 Lichtjahre weg in der Konstellation Cetus geschätzt. Mira ist ein binärer Stern, aus dem roten Riesen bestehend, Mira A zusammen mit Mira B. Mira A ist auch ein schwingender variabler Stern und war der erste Nichtsupernova-Variable-Stern entdeckt mit der möglichen Ausnahme des ALGOL. Abgesondert von ungewöhnlichem Eta Carinae ist Mira die hellste periodische Variable im Himmel, der zum nackten Auge für einen Teil seines Zyklus nicht sichtbar ist. Seine Entfernung ist unsicher; Pre-Hipparcos-Schätzungen haben ungefähr 220 Lichtjahre in den Mittelpunkt gestellt, während Daten von Hipparcos eine Entfernung von 418 Lichtjahren, obgleich mit einem Rand des Fehlers von ~14 % andeuten.

Beobachtungsgeschichte

Beweise, dass die Veränderlichkeit von Mira im alten China, Babylon oder Griechenland bekannt war, sind am nur ausführlichen besten. Was sicher ist, ist, dass die Veränderlichkeit von Mira vom Astronomen David Fabricius registriert wurde, der am 3. August 1596 beginnt. Das Planet-Quecksilber beobachtend, hat er einen Bezugsstern gebraucht, um Positionen zu vergleichen, und hat einen vorher unbemerkten Stern des dritten Umfangs in der Nähe aufgepickt. Vor dem 21. August, jedoch, hatte es in der Helligkeit durch einen Umfang zugenommen, dann vor dem Oktober war von der Ansicht verwelkt. Fabricius hat angenommen, dass es ein nova war, aber es dann wieder am 16. Februar 1609 gesehen hat.

1638 hat Johannes Holwarda eine Periode der Wiederauftauchen des Sterns, elf Monate bestimmt; ihm wird häufig die Entdeckung der Veränderlichkeit von Mira zugeschrieben. Johannes Hevelius beobachtete es zur gleichen Zeit und hat es "Mira" (Bedeutung "wunderbar" oder "erstaunlich," in Latein) in Historiola Mirae Stellae von 1662 genannt, weil es wie kein anderer bekannter Stern gehandelt hat. Ismail Bouillaud hat dann seine Periode an 333 Tagen, weniger als einem arbeitsfreiem Tag des modernen Werts von 332 Tagen, und vollkommen verzeihlich geschätzt, weil, wie man bekannt, sich Mira ein bisschen in der Periode ändert, und sich sogar mit der Zeit langsam ändern kann. Wie man schätzt, ist der Stern ein 6-milliarde-jähriger roter Riese.

Es gibt beträchtliche Spekulation betreffs, ob Mira vor Fabricius beobachtet worden war. Sicher weist die Geschichte des ALGOL (bekannt sicher als eine Variable nur 1667, aber mit Legenden und solchem Zurückgehen auf die Altertümlichkeit zeigend, dass es mit Argwohn seit Millennien beobachtet worden war) darauf hin, dass Mira auch bekannt gewesen sein könnte. Karl Manitius, ein Übersetzer des Kommentars von Hipparchus zu Aratus, hat vorgeschlagen, dass bestimmte Linien aus diesem Text des zweiten Jahrhunderts über Mira sein können. Die anderen vorteleskopischen Westkataloge von Ptolemy, al-Sufi, Bitten Ulugh, und Tycho Brahe drehen keine Erwähnungen, gerade als ein regelmäßiger Stern nach oben. Es gibt drei Beobachtungen von chinesischen und koreanischen Archiven, 1596, 1070, und dasselbe Jahr, als Hipparchus seine Beobachtung gemacht hätte (134 v. Chr.), die andeutend sind, aber die chinesische Praxis des Befestigens unten von Beobachtungen nicht mehr genau als innerhalb einer gegebenen chinesischen Konstellation macht es schwierig, sicher zu sein.

System

Mira ist ein binäres Sternsystem, das aus einem roten Riesen (Mira A) besteht, der Massenverlust und einen hohen weißen Temperaturzwergbegleiter (Mira B) erlebt, der Masse von der Vorwahl anwachsen lässt. Solch eine Einordnung von Sternen ist als ein symbiotisches System bekannt, und das ist solches symbiotisches Paar an der Sonne am nächsten. Die Überprüfung dieses Systems durch die Chandra Röntgenstrahl-Sternwarte zeigt einen direkten Massenaustausch entlang einer Brücke der Sache von der Vorwahl bis den weißen Zwerg. Die zwei Sterne werden zurzeit durch ungefähr 70 astronomische Einheiten getrennt.

Bestandteil A

Mira A ist zurzeit ein Stern von Asymptotic Giant Branch (AGB) in der thermisch pulsierenden AGB Phase. Jeder Puls dauert ein Jahrzehnt oder mehr, und eine Zeitdauer auf der Ordnung der Pässe von 10,000 Jahren zwischen jedem Puls. Mit jedem Pulszyklus wachsen Zunahmen von Mira in der Lichtstärke und den Pulsen stärker. Das verursacht auch dynamische Instabilität in Mira, auf dramatische Änderungen in der Lichtstärke und Größe über kürzer, unregelmäßige Zeitabschnitte hinauslaufend.

Wie man

beobachtet hat, hat sich die gesamte Gestalt von Mira A geändert, ausgesprochene Abfahrten von der Symmetrie ausstellend. Diese scheinen, durch helle Punkte auf der Oberfläche verursacht zu werden, die ihre Gestalt auf zeitlichen Rahmen von 3-14 Monaten entwickeln. Beobachtungen von Mira A im ultravioletten Band durch das Hubble Raumfernrohr haben eine einer Wolke ähnliche Eigenschaft gezeigt, die zum dazugehörigen Stern hinweist.

Veränderlichkeit

Mira A ist ein wohl bekanntes Beispiel einer Kategorie von variablen Sternen, die als Variablen von Mira bekannt sind, die nach diesem Stern genannt werden. Es (und der andere ca 6,000 bis 7,000 bekannte Sterne dieser Klasse) sind alle roten Riesen, deren Oberflächen auf solche Art und Weise schwingen, um zuzunehmen und in der Helligkeit im Laufe Perioden im Intervall von ungefähr 80 zu mehr als 1,000 Tagen abzunehmen.

Im besonderen Fall von Mira nehmen seine Zunahmen in der Helligkeit es bis zu ungefähr dem Umfang 3.5 durchschnittlich, es unter den helleren Sternen in der Konstellation von Cetus legend. Individuelle Zyklen ändern sich auch; gut beglaubigte Maxima gehen so hoch wie Umfang 2.0 in der Helligkeit und mindestens 4.9, eine Reihe fast 15mal in der Helligkeit, und es gibt historische Vorschläge, dass die echte Ausbreitung dreimal das oder mehr sein kann. Minima erstrecken sich viel weniger, und sind zwischen 8.6 und 10.1, ein Faktor von viermal mit der Lichtstärke historisch gewesen. Das Gesamtschwingen in der Helligkeit vom absoluten Maximum bis absolutes Minimum (zwei Ereignisse, die auf demselben Zyklus nicht vorgekommen sind) ist 1,700mal. Interessanterweise, da Mira die große Mehrheit seiner Radiation in infrarot ausstrahlt, ist seine Veränderlichkeit in diesem Band nur ungefähr zwei Umfänge. Die Gestalt seiner leichten Kurve ist einer Zunahme im Laufe ungefähr 100 Tage und einer Rückkehr zweimal so lange.

Zeitgenössische ungefähre Maxima für Mira:

  • Am 21-31 Okt 1999
  • Sep 21-30, 2000
  • Am 21-31 Aug 2001
  • Am 21-31 Juli 2002
  • Am 21-30 Juni 2003
  • Mai 21-31, 2004
  • Am 11-20 Apr 2005
  • Am 11-20 Mrz 2006
  • Am 1-10 Febr 2007
  • Jan 21-31, 2008
  • Am 21-31 Dez 2008
  • Am 21-30 November 2009
  • Am 21-31 Okt 2010
  • Sep 21-30, 2011
  • Am 21-31 Aug 2012
  • Am 21-31 Juli 2013
  • Am 21-31 Juni 2014
  • Mai 21-31, 2015

Massenverlust

Ultraviolette Studien von Mira durch den Milchstraße-Evolutionsforscher der NASA (Galex) Raumfernrohr hat offenbart, dass es eine Spur des Materials vom Außenumschlag verschüttet, einen Schwanz 13 Lichtjahre in der Länge, gebildeten mehr als Zehntausenden von Jahren verlassend. Es wird gedacht, dass eine heiße Bogen-Welle von komprimiertem Plasma/Benzin die Ursache des Schwanzes ist; die Bogen-Welle ist ein Ergebnis der Wechselwirkung des Sternwinds von Mira A mit Benzin im interstellaren Raum, durch den sich Mira mit einer äußerst hohen Geschwindigkeit von 130 Kilometern/Sekunde bewegt. Der Schwanz besteht aus dem Material, das vom Kopf der Bogen-Welle abgezogen ist, die auch in ultravioletten Beobachtungen sichtbar ist. Der Bogen-Stoß von Mira wird sich schließlich zu einem planetarischen Nebelfleck entwickeln, dessen Form durch die Bewegung durch das interstellare Medium (ISMUS) beträchtlich betroffen wird.

Bestandteil B

Der dazugehörige Stern wurde durch das Hubble Raumfernrohr 1995 aufgelöst, als es 70 astronomische Einheiten von der Vorwahl waren; Ergebnisse wurden 1997 bekannt gegeben. Die HST ultravioletten Images und späteren Röntgenstrahl-Images durch das Raumfernrohr von Chandra zeigen eine Spirale von Benzin, das sich von Mira in der Richtung auf Mira B. erhebt. Die Augenhöhlenperiode des Begleiters um Mira ist etwa 400 Jahre.

2007 haben Beobachtungen eine protoplanetary Scheibe um den Begleiter, Mira B. gezeigt. Diese Scheibe wird vom Material im Sonnenwind von Mira anwachsen lassen und konnte schließlich neue Planeten bilden. Diese Beobachtungen haben auch angedeutet, dass der Begleiter ein Hauptfolge-Stern von ungefähr 0.7 Sonnenmassen und geisterhaftem Typ K statt eines weißen Zwergs, wie ursprünglich gedacht, war. Jedoch 2010 hat weitere Forschung angezeigt, dass Mira B tatsächlich ein weißer Zwerg ist.

Siehe auch

  • Mira in der Fiktion

Links


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