Mira

Mira
Mira se ligging (in die rooi sirkel).
Mira se ligging (in die rooi sirkel).
Sterrebeeld Walvis
Spektraaltipe M7 IIIe[1]
Soort Dubbelster
Waarnemingsdata (Epog J2000)
Regte klimming 02h 19m 20.79210s[2]
Deklinasie –02° 58′ 39.4956″[2]
Skynmagnitude (m) 3,04[3] (2 tot 10,1)[4]
B-V-kleurindeks  1,53[5]
U-B-kleurindeks  0,08[5]
Besonderhede
Massa (M☉) 1,18[6]
Radius (R☉) 332–402[7]
Ligsterkte (L☉) 8 400–9 360[7]
Ouderdom (jaar) 6 miljoen
Temperatuur (K) 2 918–3 192[7]
Eienskappe
Veranderlikheid Mira-veranderlike
Ander name
Stella Mira, Collum Ceti, Wonderful Star,[8] Omicron Ceti, 68 Ceti, HR 681, BD −03° 353, HD 14386, LTT 1179, SAO 129825, HIP 10826.[9]
Portaal  Portaalicoon   Sterrekunde

Mira (ook bekend as Omicron Ceti of ο Cet) is ’n dubbelster sowat 200-400 ligjare van die Aarde af in die sterrebeeld Walvis (Cetus). Dit bestaan uit ’n rooireusester, Mira A, en die witdwerg Mira B. Mira is ook ’n veranderlike ster en is die eerste van dié soort sterre wat ontdek is wat nie ’n supernova was nie, behalwe dalk Algol. Mira is die helderste periodieke veranderlike ster wat vir ’n deel van sy siklus nie met die blote oog sigbaar is nie. Sy afstand is onseker; ramings voor Hipparcos is sowat 220 ligjare,[10] maar latere ramings in 2007 dui op 299 ligjare, met ’n foutmarge van 11%.[11]

Name

[wysig | wysig bron]

Die ster se Bayer-naam is "Omicron Ceti" en sy Flamsteed-naam "68 Ceti". Johannes Hevelius het dit die naam "Mira" (Latyn vir "wonderlik", "ongelooflik") gegee in sy Historiola Mirae Stellae (1662).

In 2016 het die Internasionale Astronomiese Unie se sternaamwerkgroep (WGSN) die naam "Mira" vir die ster goedgekeur.[12]

Die stelsel

[wysig | wysig bron]
Mira soos gesien deur die Hubble-ruimteteleskoop (Nasa).

Mira is ’n dubbelsterstelsel wat bestaan uit die rooireus Mira A, wat ’n massaverlies ondergaan, en ’n witdwerg met ’n hoë temperatuur (Mira B) wat materie van die primêre ster aantrek. So ’n patroon word ’n simbiotiese stelsel genoem en Mira is die naaste simbiotiese stelsel van sy soort aan die Son. Die bestudering van die stelsel deur die Chandra-X-straalsterrewag toon ’n regstreekse massaoordrag van die primêre ster na die witdwerg toe met ’n sterbrug langs. Die twee sterre is tans sowat 70 AE van mekaar (1 AE is die afstand tussen die Aarde en die Son).[13]

Ster A

[wysig | wysig bron]

Mira A is ’n asimptotiese-reusestertak-ster (AGB-ster) in die termies pulserende AGB-fase.[14]

Dit lyk of die vorm van Mira A verander – dit word waarskynlik veroorsaak deur helder vlekke op die oppervlak wat elke 3 tot 14 maande van vorm verander. Waarnemings van Mira A in die ultravioletband deur die Hubble-ruimteteleskoop toon ’n pluimagtige verskynsel in die ander ster se rigting.[15]

Veranderlikheid

[wysig | wysig bron]

Mira A is ’n bekende voorbeeld van veranderlike sterre wat Mira-veranderlikes genoem word en na Mira genoem is. Die bekende sterre van dié klas[16] is almal rooireuse waarvan die oppervlak sulke skommelings toon dat hul helderheid vermeerder en verminder oor periodes van sowat 80 tot meer as 1 000 dae.

In Mira se spesifieke geval is die omvang van die helderheidswisseling gemiddeld sowat 3,5 magnitude, en dit maak dit een van die hederste sterre in die sterrebeeld Walvis. Individuele siklusse wissel ook; maksimums bereik van 2 tot 4,9 magnitude, ’n omvang van amper 15 keer die helderheid, en daar is historiese aanduidings dat dit tot drie keer soveel of meer kan wees. Die minimums verskil minder en is histories tussen 8,6 en 10,1, ’n faktor van 4 keer die helderheid. Die totale wisseling in helderheid van absolute maksimum tot absolute minimum (twee gebeure wat nie in dieselfde siklus plaasvind nie) is 1 700 keer.

Dit is interessant dat terwyl Mira se meeste straling in die infrarooi is, sy veranderlikheid in dié band net sowat 2 magnitude is. Die vorm van sy ligkurwe is van ’n toename oor sowat 100 dae, en ’n terugkeer van twee keer so lank.[17]

Massaverlies

[wysig | wysig bron]

Ultraviolet-studies van Mira toon dat dit ’n streep materie verloor wat oor tienduisende jare ’n stert van sowat 13 ligjare lank gevorm het.[18][19] Daar word geglo ’n warm boogskok van saamgepersde plasma/gas is die oorsaak van die stert; die boogskok is vanweë die wisselwerking van die sterwind van Mira A met gas in die interstellêre medium, waardeur Mira teen ’n uiters hoë spoed van 130 km/s beweeg.[20][21] Mira se bookskok sal eindelik verander in ’n planetêre newel, waarvan die vorm aansienlik beïnvloed sal word deur die beweging deur die interstellêre medium.[22]

’n Ultraviolet-mosaïek van Mira se boogskok en stert.

Ster B

[wysig | wysig bron]

Die metgesel-ster is in 1995 deur die Hubble-ruimteteleskoop onderskei toe dit 70 AE van die primêre ster af was; die ontdekking is in 1997 aangekondig. Die ultraviolet-beelde van die teleskoop en latere X-straalbeelde deur die Chandra-X-straalsterrewag toon ’n spiraal van gas van Mira af in die rigting van Mira B. Die metgesel se wentelperiode om Mira A is sowat 400 jaar.

In 2007 het waarnemings ’n protoplanetêre skyf om Mira B getoon. Die skyf is gevorm uit materiaal in Mira se sterwind en kan eindelik nuwe planete vorm. Uit die waarnemings is ook afgelei die metgesel is ’n hoofreeksster met ’n massa van sowat 0,7 sonmassas en spektraaltipe K, eerder as ’n witdwerg soos vroeër geglo is.[23] In 2010 het navorsing weer getoon Mira B is inderdaad 'n witdwerg.[24]

Verwysings

[wysig | wysig bron]
  1. ↑ 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.
  2. ↑ 2,0 2,1 van Leeuwen, F. (November 2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357Sjabloon:Inconsistent citations{{cite journal}}: CS1 maint: postscript (link)
  3. ↑ Nicolet, B. (1978). "Photoelectric photometric Catalogue of homogeneous measurements in the UBV System". Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 34: 1–49. Bibcode:1978A&AS...34....1N.
  4. ↑ Kukarkin, B. V.; et al. (1971). "General Catalogue of Variable Stars". General Catalogue of Variable Stars (3rd uitg.): 0. Bibcode:1971GCVS3.C......0K. {{cite journal}}: |contribution= ignored (hulp)
  5. ↑ 5,0 5,1 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.
  6. ↑ 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.
  7. ↑ 7,0 7,1 7,2 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" (PDF). Astronomy & Astrophysics. 421 (2): 703–714. arXiv:astro-ph/0404248. Bibcode:2004A&A...421..703W. doi:10.1051/0004-6361:20035826. Besoek op 7 Desember 2007.
  8. ↑ Allen, Richard H. (1963). Star Names: Their Lore and Meaning. New York: Dover Publications. ISBN 0-486-21079-0.
  9. ↑ "V* omi Cet -- Variable Star of Mira Cet type". SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Besoek op 10 Augustus 2006.
  10. ↑ Burnham, Jr., Robert (1980). "Burnham's Celestial Handbook". 1. New York: Dover Publications Inc.: 634. {{cite journal}}: Cite journal requires |journal= (hulp)
  11. ↑ http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=Omicron+Ceti&submit=SIMBAD+search
  12. ↑ "Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 1" (PDF). Besoek op 28 Julie 2016.
  13. ↑ Karovska, Margarita (Augustus 2006). "Future Prospects for Ultra-High Resolution Imaging of Binary Systems at UV and X-rat Wavelengths". Astrophysics and Space Science. 304. 304 (1–4): 379–382. Bibcode:2006Ap&SS.304..379K. doi:10.1007/s10509-006-9146-4.
  14. ↑ Pogge, Richard (21 Januarie 2006). "Lecture 16: The Evolution of Low-Mass Stars" (in Engels). Ohio State University. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 23 Oktober 2019. Besoek op 11 Desember 2007.
  15. ↑ Lopez, B. (1999). "AGB and post-AGB stars at high angular resolution". Proceedings IAU Symposium #191: Asymptotic Giant Branch Stars: 409. 
  16. ↑ GCVS: vartype.txt in die GCVS-katalogus (statistiek toon aan daar is 6 006 Miras en 1 237 moontlike Miras)
  17. ↑ Braune, Werner. "Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne" (in Engels). Geargiveer vanaf die oorspronklike op 12 Oktober 2009. Besoek op 16 Augustus 2007.
  18. ↑ Martin, D. Christopher; Seibert, M; Neill, JD; Schiminovich, D; Forster, K; Rich, RM; Welsh, BY; Madore, BF; Wheatley, JM; Morrissey, P; Barlow, TA (17 Augustus 2007). "A turbulent wake as a tracer of 30,000 years of Mira's mass loss history". Nature. 448 (7155): 780–783. Bibcode:2007Natur.448..780M. doi:10.1038/nature06003. PMID 17700694.
  19. ↑ Minkel, JR."Shooting Bullet Star Leaves Vast Ultraviolet Wake", "The Scientific American", 15 Augustus 2007 URL besoek op 21 Augustus 2007.
  20. ↑ Wareing, Christopher; Zijlstra, A. A.; O'Brien, T. J.; Seibert, M. (6 November 2007). "It's a wonderful tail: the mass-loss history of Mira". Astrophysical Journal Letters. 670 (2): L125–L129. arXiv:0710.3010. Bibcode:2007ApJ...670L.125W. doi:10.1086/524407.
  21. ↑ Clavin, W. (15 Augustus 2007). "GALEX finds link between big and small stellar blasts" (in Engels). California Institute of Technology. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 15 Maart 2008. Besoek op 16 Augustus 2007.
  22. ↑ Wareing, Christopher (13 Desember 2008). "Wonderful Mira". Philosophical Transactions of the Royal Society A. 366 (1884): 4429–4440. Bibcode:2008RSPTA.366.4429W. doi:10.1098/rsta.2008.0167. PMID 18812301.
  23. ↑ Than, Ker. "Dying star's dust helping to build new planets" (in Engels). Geargiveer vanaf die oorspronklike op 5 November 2012. Besoek op 16 Augustus 2007.
  24. ↑ Sokoloski; Lars Bildsten (2010). "Evidence for the White Dwarf Nature of Mira B". [astro-ph.SR]. 

Eksterne skakels

[wysig | wysig bron]