Mira (csillag)

A Wikipédiából, a szabad enciklopédiából
Ugrás a navigációhoz Ugrás a kereséshez
Mira
Mira 1997.jpg
Megfigyelési adatok
Csillagkép Cet csillagkép
Távolság299
Színkép típusa M5-9IIIe+DA
Fizikai adatok
Tömeg2,4×1030 kg,
1,2 M

A Mira (/ˈmrə/, Omicron Ceti, ο Ceti, ο Cet) egy vörös óriás csillag, távolsága 200–400 fényév, a Cet csillagképben található. A Mira egy kettőscsillag. A Mira A önmagában is változócsillag, ez volt az elsőnek felfedezett nem szupernóva változócsillag.  A Mira a legfényesebb periodikus változócsillag, ami szabad szemmel még éppen nem látható. Távolságának értéke kissé bizonytalan, a Hipparcos műhold előtti mérések szerint távolsága 220 fényév;[1] a Hipparcos 2007-es adatai szerint 299 fényévre található; a mérés hibaszázaléka 11%.[2]

Megfigyelésének története[szerkesztés]

A Mira változócsillag volta ismert lehetett az ókori Kína, Babilónia és Görögország tudósai számára.[3] Az első feljegyzések David Fabricius csillagásztól származnak 1596. augusztus 3-án, aki akkoriban a Merkúr bolygó megfigyelésével foglalkozott. Augusztus 21-ig a fényessége egy magnitúdóval növekedett, majd októberig elhalványult a megfigyelés elől.  Fabricius ezért azt gondolta, hogy ez egy nova, de újból megpillantotta 1609. február 16-án.[4]

1638-ban Johannes Holwarda meghatározta a csillag feltűnési periódusát, ami tizenegy hónapra adódott. Gyakran őt tekintik a Mira változócsillag volta felfedezőjének. Johannes Hevelius is megfigyelte nagyjából ebben az időszakban, ő adta neki a "Mira" nevet (a latin "csodálatos", "meglepő" szóból) a Historiola Mirae Stellae (1662) című művében, mivel nem úgy viselkedett, ahogyan a többi ismert csillag.  Ismail Bouillaud a fényességi periódusát 333 napban adta meg, ez a modern kori értéknél, ami 332 nap, egy nappal több.  Ez olyan szempontból is figyelemre méltó, hogy a Mira fényességváltozásának periódusa is változó. Élettartamát jelenleg 6 milliárd évre becsülik.

Lehetséges, hogy a Mira változócsillag volta már Fabricius előtt is ismert volt. Karl Manitius,  Hipparkhosz Kommentárjainak (Τῶν Ἀράτου καὶ Εὐδόξου φαινομένων ἐξήγησις) modern kommentátora szerint a második századból származó szöveg egyes adatai a Mirára vonatkoznak. A távcsöves megfigyelések előtti időszakból Klaudiosz Ptolemaiosz, al-Sufi, Ulugbek, és Tycho Brahe csillagkatalógusai nem említik még normál csillagként sem. Három említése történik kínai és koreai forrásokban 1070-ben és 1596-ban.

A csillagrendszer[szerkesztés]

A Mira egy kettőscsillag, ami egy vörös óriásból (Mira A) és egy magas hőmérsékletű fehér törpéből (Mira B) áll. A Chandra röntgenmegfigyelő műhold adatai szerint tömegáramlás történik a két csillag között a fehér törpe felé. A két csillag nagyjából 70 csillagászati egység távolságra van egymástól.[5]

Mira A[szerkesztés]

A Mira A jelenleg az óriáságban van (AGB) .[6][7][8]

Változócsillag volta[szerkesztés]

A Mira A egy jól ismert példája a változócsillagoknak, amiket a csillag után  Mira típusú változócsillagnak neveznek. Nagyjából 6–7000 ismert csillag van ebben az osztályban.[9] Ezek mind vörös óriások.  

A Mira fényessége 3,5 magnitúdóval változik, ezzel a Cet csillagkép legfényesebb csillagai  közé tartozik. Érdekesség, hogy a Mira a sugárzásának nagyobb részét az infravörös tartományban adja le, de ott a fényességváltozása csak két magnitúdó.[10]

Mira B[szerkesztés]

A kísérőcsillagot csak 1995-ben fedezte fel a  Hubble űrtávcső. Ekkor 70 csillagászati egységre volt a párjától. A HST ultraviola képei és a Chandra űrtávcső röntgenfelvételei spirális gázáramlást mutatnak a Mira B irányába. A Mira B keringési periódusa a Mira A körül nagyjából 400 év.

Megfigyelése[szerkesztés]

A Mira nem látható március és június között, mivel akkor túl közel kerül a Naphoz.

Ultraviola mozaik a NASA Galaxy Evolution Explorer (GALEX) felvételén

Jegyzetek[szerkesztés]

  1. (1980. december 9.) „Burnham's Celestial Handbook” 1, 634. o, Kiadó: Dover Publications Inc..  
  2. http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?
  3. Wilk, Stephen R (1996. december 9.). „Mythological Evidence for Ancient Observations of Variable Stars”. The Journal of the American Association of Variable Star Observers 24 (2), 129–133. o.  
  4. Hoffleit, Dorrit: History of Mira's Discovery. [2007. április 5-i dátummal az eredetiből archiválva]. (Hozzáférés: 2007. augusztus 16.)
  5. Karovska, Margarita (2006. augusztus 1.). „Future Prospects for Ultra-High Resolution Imaging of Binary Systems at UV and X-rat Wavelengths”. Astrophysics and Space Science 304 (1–4), 379–382. o. DOI:10.1007/s10509-006-9146-4.  
  6. Pogge, Richard: Lecture 16: The Evolution of Low-Mass Stars. Ohio State University, 2006. január 21. (Hozzáférés: 2007. december 11.)
  7. Lopez, B. (1999. december 9.). „AGB and post-AGB stars at high angular resolution”. Proceedings IAU Symposium #191: Asymptotic Giant Branch Stars: 409. 
  8. De Loore, C. W. H.. Structure and Evolution of Single and Binary Stars. Springer (1992. december 9.). ISBN 0-7923-1768-8 
  9. GCVS: vartype.txt from the GCVS catalogue (statistics at the end of the file indicate 6,006 mirae and 1,237 probable mirae)
  10. Braune, Werner: Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne. [2007. augusztus 10-i dátummal az eredetiből archiválva]. (Hozzáférés: 2007. augusztus 16.)

Források[szerkesztés]

Külső hivatkozások[szerkesztés]