Pentru alte sensuri, vedeți Mira.
Mira
Poziția stelei în constelația Balena
Poziția stelei în constelația Balena
Denumire Bayer
Denumire Flamsteed
Date de observație
Constelație Balena
Magnitudine aparentă 3,04 (2,0 la 10,1)
Magnitudine aparentă vizuală
Magnitudine absolută (Mv)
Clasificare spectrală M7 IIIe[1]
Tipul de variabilă Stea variabilă Mira[2][3]
long period variable[*][4]  Modificați la Wikidata
Declinație –02° 58′ 39.4956″[5]
Ascensie dreaptă 02h 19m 20,79210s
Diametru angular
Adjectiv
Astrometrie
Mișcare proprie (μ) AD:  msa/an
Dec.:  msa/an
Viteză radială (Rv)
Mișcare proprie (μ)
Paralaxă (π)
Eroare paralaxă
Distanța față de Terra aprox. 300 al
(aprox. 90 pc)
Distanța față de centrul Căii Lactee
Periodă galactică
Orbită
Companion/pereche
Perioadă orbitală
Axă semimajoră
Excentricitate
Înclinare
Detalii
Masă 1,18 M M
Rază
Luminozitate 8.400–9.360 L L
Metalicitate
Gravitație la suprafață
Rotație stelară 63,8 km/s[6]
Vârstă
Temperatură 2918–3192 K
Diametru 332–402 D D
Viteză rotațională km/s
Masă M
Rază R
Luminozitate L
Metalicitate
Gravitație la suprafață
Rotație stelară
Vârstă
Temperatură
Diametru D
Alte denumiri
Stella Mira, Collum Ceti,
Wonderful Star[7],
Omicron Ceti,
68 Ceti, HR 681,
BD -03°353,
HD 14386, LTT 1179,
SAO 129825,
HIP 10826.[8]
Unitățile SI și condiții de temperatură și presiune normale dacă nu s-a specificat altfel.

Mira, cunoscută și ca Omicron Ceti (ο Ceti, ο Cet), este o stea gigantă roșie despre care se estimează că se află la 200-400 ani-lumină în constelația Balena. Mira este un sistem binar format din giganta roșie Mira A și Mira B. Mira A este și stea variabilă oscilantă și a fost prima stea variabilă descoperită care nu este și supernovă, cu excepția probabilă a stelei Algol. În afară de neobișnuita stea Eta Carinae, Mira este cea mai strălucitoare stea variabilă periodică de pe cer, care nu este vizibilă cu ochiul liber în timpul unei părți a ciclului său.

NomenclaturăModificare

ο Ceti (latinizat în Omicron Ceti) este denumirea Bayer a stelei. Ea a fost numită Mira (în latină „minunata” sau „surprinzătoarea”) de către Johannes Hevelius în lucrarea sa Historiola Mirae Stellae in Collo Ceti (1662). Mira este numele propriu al stelei care a fost aprobat de către Uniunea Astronomică Internațională la 20 iulie 2016.[9]

Istoric al observațiilorModificare

 
Curbă de lumină visibilă a stelei Mira, produsă utilizând o unealtă generatoare de curbă de lumină a AAVSO.

Se pare că variabilitatea stelei Mira era cunoscută în vechea Chină, Babilon sau în Grecia Antică. Ceea ce este sigur este că această variabilitate a fost observată de către astronomul David Fabricius începând din 3 august 1596. Observând ce credea el că este planeta Mercur, el avea nevoie de o stea de referință pentru a compara pozițiile și a ales o stea cu magnitudinea 3 neremarcată anterior. Totuși, la 21 august, ea crescuse cu o magnitudine, apoi în octombrie ea a descrescut din nou. Fabricius a presupus că era o novă, dar a revenit la 16 februarie 1609.[10]

 
Coada observată de telescopul GALEX.

În 2007, observații au arătat prezența unui disc protoplanetar în jurul companionului Mira B. Discul rezultă dintr-o acreție de materiale provenind din vântul stelar al stelei Mira A și din acesta ar putea rezulta crearea de planete. Aceste observații au sugerat de asemenea că Mira B era mai probabil o stea din secvența principală de circa 0,7 din masa solară și de tipul spectral K, mai degrabă decât o pitică albă cum se credea până atunci.[11] Totuși noi studii din 2010 par să dovedească faptul că Mira B este chiar o pitică albă.[12] Studii în ultraviolet cu telescopul spațial GALEX (Galaxy Evolution Explorer) al NASA au scos în evidență faptul că steaua pierde materie din anvelopa sa externă, creând o coadă de 13 ani-lumină, care s-ar fi format în ultimii 30.000 de ani.[13] Se crede că „arcul de șoc”, și el vizibil în ultraviolet, de plasmă-gaz compresat și cald rezultând din deplasarea foarte rapidă a stelei Mira prin mediul său înconjurător (130 km/s) este cauza acestei pierderi de materie.[14]

DistanțăModificare

Distanța la care se află este incertă, estimările dinainte de misiunea Hipparcos au stabilit o valoare de aproximativ 220 de ani-lumină,[15] în timp ce datele Hipparcos sugerează o distanță de 418 de ani-lumină, deși cu o marjă de eroare de ~14%.

NoteModificare

  1. ^ Castelaz, Michael W. (). „Spectroscopy of Mira Variables at Different Phases”. The Astronomical Journal. 114: 1584–1591. Bibcode:1997AJ....114.1584C. doi:10.1086/118589.  Citare cu parametru depășit |coauthors= (ajutor)
  2. ^ The All Sky Automated Survey. Catalog of variable stars. I. 0h -6h quarter of the Southern hemisphere[*]  Verificați valoarea |titlelink= (ajutor)
  3. ^ General Catalogue of Variable Stars, 3rd ed. (англійська)[*]  Verificați valoarea |titlelink= (ajutor)
  4. ^ Determination of pulsation periods and other parameters of 2875 stars classified as Mira in the All Sky Automated Survey (ASAS)[*]  Verificați valoarea |titlelink= (ajutor)
  5. ^ van Leeuwen, F. (), „Validation of the new Hipparcos reduction”, Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653–664, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357 
  6. ^ Evans, D. S. (), Batten, Alan Henry; Heard, John Frederick, ed., The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities, University of Toronto: International Astronomical Union, Bibcode:1967IAUS...30...57E 
  7. ^ Allen, Richard H. (). Star Names: Their Lore and Meaning. New York: Dover Publications. ISBN 0-486-21079-0. 
  8. ^ „V* omi Cet -- Variable Star of Mira Cet type”. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Accesat în . 
  9. ^ „Table 1: Star Names Approved by WGSN as of 20 July 2016” (PDF), Bulletin of the IAU Working Group on Star Names (în engleză) (1), , accesat în  .
  10. ^ „History of the Discovery of Mira Stars”, The Journal of the American Association of Variable Star Observers (în engleză), 25, p. 115,  
  11. ^ en „Dying star's dust helping to build new planets”. Accesat în . 
  12. ^ Evidence for the White Dwarf Nature of Mira B (în engleză), 723 (2), pp. 1188–1194 
  13. ^ A turbulent wake as a tracer of 30,000 years of Mira's mass loss history (în engleză), 448, , pp. 780–783 .
  14. ^ en „GALEX finds link between big and small stellar blasts”. Accesat în . 
  15. ^ Burnham, Jr., Robert (1980), Burnham's Celestial Handbook, 1, New York: Dover Publications Inc., p. 634
Eroare la citare: Eticheta <ref> cu numele „apj275” definită în <references> nu este utilizată în textul anterior.

Legături externeModificare

Wikimedia Commons conține materiale multimedia legate de Mira (stea)

Vezi șiModificare