Mira

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun


Tämä artikkeli käsittelee Mira-tähteä. Etunimestä kertoo artikkeli Mira (nimi).
Mira
Mira ja sen kumppani Hubblen kuvaamana
Mira ja sen kumppani Hubblen kuvaamana
Nimen alkuperä ?
Bayerin designaatio Omikron Ceti, o Ceti, o Cet, omi Cet
Flamsteedin designaatio 68 Ceti, 68 Cet
HD-designaatio HD 14386
Muut designaatiot HR 681,SAO 129825, BD -3 353, WDS 02193-0259Aa, ADS 1778A, Mira B on VZ Ceti
Fyysiset ominaisuudet
Näennäinen kirkkaus 2,0–10,1, vaihtelee mm 331,96 päivän jaksossa korkeudella 8,1, muitakin jaksoja on. Mira B: 9,5–12,0 mv
Absoluuttinen kirkkaus 0,93 max? Mv
Valovoima 15000 max/? LO (aurinkoa) aurinkoa
Spektriluokka M7IIIe (M5.5e-9e III), KV (oranssi kääpiö)
Väri-indeksi B-V 1,42 U-B 1,09, lähellä maksimia, ovat erilaisia vaihtelevilla kirkkauksilla.
Lämpötila keskim 2200/? K K
Massa 15,7 MO (aurinkoa) M
Säde 700 RO (aurinkoa) R
Muuttujatyyppi Sykkivä, pitkäjaksoinen Mira-tyyppiä
Pyörimisnopeus ? km/s
Metallipitoisuus ?
Ikä ? milj. v
Astrometriset ominaisuudet
Tähdistö Valas Cetus
Rektaskensio (J2000) 02h 19m 20.79s
Deklinaatio (J2000) -02° 58′ 39.5″
Etäisyys 418 valovuotta (128,15 pc parsekia)
Parallaksi 7,79 ± 1,23 mas mas
Säteisnopeus +63,8 km/s km/s km/s
Ominaisliike RA: 10,33 mas/yr
dekl.: -239,48 mas/yr mas/v

Mira (Omikron Ceti /ο Cet /ο Ceti) on Valaan tähdistössä sijaitseva kirkkaudeltaan muuttuva tähti, joka on myös kaksoistähti. Punainen jättiläistähti Mira A on luultavasti vanhin tunnettu muuttuja, joka ei ole supernova. Se näkyy välillä keskimääräisen kirkkaana tähtenä, välillä tähden kirkkaus painuu kiikarien näkymättömiin. Tähteä ei näy paljaalla silmällä suuren osan sen sykkimisjaksosta. Mira on pitkäjaksoisten Mira-tyyppisten tähtien prototyyppi. Mira B on K-spektrityypin pääsarjan tähti, jonka ympärillä on kaasurengas. Vuonna 2007 todettiin, että B-tähdellä on esiplanetaarinen kiekko, ja että se ei ole valkea kääpiö niin kuin pitkään on ajateltu. Esiplanetaarinen kiekko on syntynyt aurinkotuulesta, joka on myös synnyttänyt tähden ympärille valtavan, ultraviolettivalossa näkyvän komeettamaisen kaasupilven. Kaksoistähti on noin 420 valovuoden päässä Maasta.

Miran rakenne[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Mira on kaksoistähti jossa on sykkivä muuttuja Mira A ja valkoinen kääpiö Mira B eli VZ Ceti. Sykkivä Mira A on hyvin punainen jättiläistähti. Miran suurin kirkkaus on maksimissa noin 3,5. Maksimin kirkkaus on vaihdellut välillä 2,9 ja 4,9. Minimit ja maksimit nousevat ja laskevat jonkinlaisen järjestyksen mukaan. Minimin kirkkaus vaihtelee välillä 8,6–10,1, keskimäärin 331,96 päivän jaksolla, Miralla on myös muita jaksoja noin 60–1100 päivän välillä.

Kirkkauden kokonaismuutos absoluuttisesta minimistä absoluuttiseen maksimiin (mitä ei tapahdu saman jakson aikana) on 1700-kertainen. Miran himmenemisestä huomattava osa johtuu eräiden hiukkasten tiivistymisestä kylmenevän tähden kaasukehään.

Miran absoluuttinen kirkkaus vaihtelee noin välillä -2,5 ja +4,7. Minimissään tähti on yhtä kirkas kuin Aurinko, maksimissaan 700, jopa 1500 kertaa Aurinkoa kirkkaampi. Hubble-avaruusteleskoopin mukaan Mira on 700 auringon läpimittainen tai erään mittauksen mukaan säde 3,5 AU. Miran absoluuttinen bolometrinen kirkkaus on maksimissa -5. Miran pintalämpötila vaihtelee välillä 2000–2600 K, ja on keskimäärin noin 2300 K. Kun tähti on kuumimmillaan, se kuuluu luokkaan M6III ja kylmimmillään M9III. Miran massa on 15,7 Auringon massaa.

Hubble-avaruusteleskoopin ottamassa kuvassa näkyy Mira A:n epäsäännöllinen muoto

Sykkivästä Mira A:sta virtaa ainetta tähteä kiertävään Mira B:hen. Mira A venynyt pisaranmuotoiseksi Mira B:n painovoiman takia. Mira B:n massa on 4 Auringon massaa. Tähtien väli on 0,6 kaarisekuntia eli 70 AU. Kiertoaika on noin 400 vuotta ja radan soikeus soikeus 0,66. Kaukaisimmillaan väli on 1,7 kaarisekuntia, lähimmillään 0,1 kaarisekuntia. Mira B:n spektriluokka on KV.lähde? Vuonna 2007 ajateltiin että se on oranssi pääsarjan tähti,[1] mutta 2010 julkaisiin havaintoja, jotk tukevat käsitystä että se on sittenkin valkea kääpiö.[2] Oranssin tähden massa on 0,7 MO, ja sitä ympäröi Mirasta virranneesta aineesta ja tähtituulen tuomasta aineesta koostuva esiplanetaarinen kertymäkiekko.lähde?

Kertymäkiekko on huomattavasti emotähteään kirkkaampi. Mira B on myös muuttuja VZ Ceti, ja sen kirkkaus vaihtelee 9,33–12. Hidas 13 vuoden jakso + minuuttien kirkkausvaihtelut mm. flareista. Kun Mira A on lähimmillään Mira B:tä, kaksoistähti voidaan luokitella symbioottiseksi kaksoistähdeksi niin kuin R Aquarii. Kaasuvirta näkyy parhaiten Hubble-avaruusteleskoopin ultraviolettisäteilyn alueella ottamassa kuvassa. Miralla on myös kaksi muuta seuralaista, Mira C ja D kaukana Mirasta. Mirasta virtaa ainetta ulos noin maan massan verran vuodessa, ja näin Miran ympärille muodostuu tähtienväliseen avaruuteen komeettaa muistuttava kaasuvaippa, koska Mira liikkuu avaruudessa.

Miran ympärillä oleva kaasuvaippa ja kaasupyrstö.

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. First Planet-Forming Disk Found in the Environment of a Dying Star 2007. Keck Observatory. Viitattu 29.4.2012.
  2. Sokoloski & Bildsten: Evidence for the White Dwarf Nature of Mira B. Solar and Stellar Astrophysics, 2010. Artikkelin verkkoversio Viitattu 29.4.2012.

Aiheesta muualla[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Commons
Wikimedia Commonsissa on kuvia tai muita tiedostoja aiheesta Mira.