Mira-tähti

Kohteesta Wikipedia
Siirry navigaatioon Siirry hakuun

Mira-tähti on tyypillinen pitkäjaksoinen muuttuja. Mira-tähdet ovat hyvin punaisia, spektriluokkiin M, C tai S kuuluvia tähtiä. Kirkkaus vaihtelee yli 100 vuorokauden jaksoissa yli 1 magnitudin verran. Mira-tähtien perustyyppi on Omikron Ceti eli Mira.[1] Mira-tähdet ovat suosittuja tähtitieteen harrastajien havaintokohteita.lähde?

Mira-tähtien massat ovat alle 2 auringon massaa ja kirkkaudet tuhansia aurinkoja, mutta niillä on ympärillään laaja kaasu- ja pölyvaippa. Mira-tähtien säteen ja lämpötilan vaihtelu johtuu tähden säteittäisestä sykkimisestä. Mira-muuttujat muistuttavat rakenteeltaan ja valonvaihtelultaan toisiaan, mutta niissä on huomattavia eroja iän, massan, kemiallisen koostumuksen ja sykkimistyypin osalta. Esimerkiksi R Leporis on hiilipitoinen tähti. Kun tähden lämpötila laskee, hiili tiivistyy ja himmentää huomattavasti tähtien valoa. Muutamat Mira-tyypin tähdet ovat luonnollisia maserlähteitä. Eräs Mira-tähtien alalaji vaihtaa jaksoaan ajan mukana kasvattaen jaksoaan jopa kolminkertaiseksi kymmenien - satojen vuosien ajaksi. Tämän uskotaan johtuvan siitä, että tähden sisällä tulee jokin kerros niin kuumaksi, että siinä alkaa fuusioreaktio, jolloin tähden rakenne muuttuu. Ilmiötä kutsutaan lämpöpulssiksi. Nämä ovat tuhansien vuosien kestoisia ja siten harvinaisia asymptoottihaarassa muutaman miljoonan vuoden viettäville tähdille. Tähtien jaksojen muutokset johtuvat tähtien vaippojen ominaisuuksista. Khii Cygni on prototyyppi eräälle Mira-tähtien alalajille.lähde?

Mira-tähtien vaipat[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Mira-tähtiä ympäröi kaasu- ja pölyvaippa, jonka sisäosissa noin 500–1 500 kelvinin lämpötilassa tapahtuu huomattavaa pölyn tiivistymistä. Itse tähtien pinnalla esiintyy atomaarisia ja molekulaarisia aineita. Häkä CO on pysyvä jo 3 000 kelvinin lämpötilassa tähden pinnalla. Mira-tähtien pölynmuodostuksessa piimonoksidi SiO ja magnesiumsulfidi MgS sekä atomaarinen magnesium Mg ja rauta Fe yhdistyvät silikaateiksi, joissa on SiO4-ryhmiä. Rengasmaisia hiiliyhdisteitä syntyy karbideista SiC ja asetyleenistä C2H2. Lopulta syntyy polyakromaattisia PAH-yhdisteitä, joista taas muodostuu grafiittia. Kun pölyvaippa paksunee, tähteä ei enää nähdä. Vaippa virtaa ulospäin tähden sykkimisen ja säteilyn takia, ja tähdestä tulee OH/IR-tähti, jossa on muun muassa hydroksyylin ja veden sekä piioksidin maseremissio. Mira-tähden vaippa laajenee 30 km/s, ja massakato tähdestä on 1/100 000 Auringon massaa vuodessa. Hiilipitoisissa hiilitähdissä ei havaita masereita vaan esimerkiksi molekyylien CS, SiS ja SiC2 säteilyä. Tähtienvälinen pöly siirtyy punaisista jättiläisistä tähtienväliseen avaruuteen. Punaiset jättiläiset ovat merkittävin tähtienvälisen aineen lähde.

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. Karttunen H: Mira Ceti Zubenelgenubi. Viitattu 1.12.2012.