좌표:Sky map 02hm 19 20.792s, -02° 58°39.50°

미라

Mira
다른 용도는 Mira(동음이의)를 참조하십시오.
미라[1]
Cetus constellation map.svg
Red circle.svg
미라의 위치(원형)
관찰 데이터
에폭J2000.0에쿼녹스J2000.0
콘스텔레이션 고래자리
적경 02h 19m 20.79210s[2]
적위 - 02° 58° 39.4956°[2]
겉보기 등급(V) 2.0 ~ 10[3].1
특성.
스펙트럼형 M7 IIIe[4](M5e-M9e[3])
U-B 색지수 +0.08[5]
B-V 색지수 +1.53[5]
변수 유형 미라[3]
아스트로메트리
반지름 속도(Rv)+63.8[6] km/s
고유운동(μ) RA: +9.33[2] mas/년
Dec.: - 237.36[2] mas/년
시차())10.91 ± 1.22 mas[2]
거리약 300리
(약 90개)
절대 등급(MV)+0.99[7] (표준)
궤도[8]
기간(P)497.88년
반장축(a)0.8″
편심(e)0.16
기울기(i)112°
노드의 경도(δ)138.8°
근일점 에폭(T)2285.75
근일점 인수())
(세컨더리)		258.3°
세부 사항
덩어리1.18[9] M☉
반지름332 ~ 402[10] (-541[11])
광도(볼로메트릭)8,400 ~ 9,360[10]
온도2,918 – 3,192[10] K
나이6년간[9]
기타 명칭
Stella Mira, Colum Ceti, Wonderful Star,[12] op Ceti, 68 Ceti, BD-03°353, HD 14386, HIP 10826, HR 681, LTT 1179, SAO 129825
데이터베이스 참조
심바디데이터.

미라(/amarr//)는 고래자리 방향으로 태양으로부터 200~400광년 떨어진 곳에 있는 적색거성이다.

ο Ceti는 변광성 적색거성(미라 A)과 백색왜성(미라 B)으로 이루어진 쌍성계이다.미라 A는 맥동 변광성이며 알골을 제외하고 발견된 최초의 비초신성 변광성이었다.미라 변수의 원형입니다.

명명법

고래자리 ο(라틴어: Omicron Ceti)는 이 별의 바이어 명칭이다.그것은 요하네스 헤벨리우스에 의해 그의 역사 미래 스텔라에 의해 미라로 명명되었다.2016년, 국제천문연맹은 별의 고유 명칭을 목록화하고 표준화하기 위해 별 이름 작업 [13]그룹을 조직했다.2016년 7월 WGSN의 첫 번째 회보는 WGSN이 승인한 최초의 두 개의 명칭 묶음의 표를 포함했으며, 이 [14]별에는 미라가 포함되어 있었다.

두 시간대의 미라

관찰 이력

AAVSO 광선 곡선 생성[full citation needed] 도구를 사용하여 생성된 Mira의 광선 곡선

미라의 다양성이 고대 중국, 바빌론 또는 그리스에서 알려졌다는 증거는 기껏해야 [15]정황에 불과하다.확실한 것은 미라의 변동성이 1596년 8월 3일부터 천문학자 데이비드 파브리오스에 의해 기록되었다는 것이다.그가 생각하는 수성(나중에 목성으로 밝혀짐)을 관찰하면서, 그는 위치를 비교하기 위한 기준별이 필요했고 근처에서 이전에 주목받지 못했던 3등급 별을 골랐다.그러나 8월 21일 무렵에는 밝기가 1등급 증가했고, 10월 무렵에는 시야에서 사라졌다.Fabricius는 그것이 노바라고 생각했지만, 1609년 [16]2월 16일에 그것을 다시 보았다.

1638년 요하네스 홀워다는 별이 다시 나타나는 기간을 11개월로 정했다. 그는 종종 미라의 변이를 발견한 것으로 알려져 있다.요하네스 헤벨리우스는 이 별을 동시에 관찰했고 1662년에 미라라고 이름 지었는데, 그 이유는 이 행성이 알려진 다른 별과 다르게 작용했기 때문이다.이스마일 부요는 그 기간을 333일로 추정했는데, 이는 현대의 332일에서 하루도 채 안 되는 것이다.Bouillaud의 측정이 틀리지 않았을 수 있습니다.미라는 주기가 약간 다른 것으로 알려져 있으며, 시간이 지남에 따라 서서히 변화할 수도 있습니다.이 별은 60억 년 된 적색 [9]거성으로 추정된다.

지구에서 본 미라

Fabricius 이전에 미라가 관찰되었는지 여부에 대해서는 상당한 추측이 있다.확실히 알골의 역사는 미라 또한 알려져 있었을지도 모른다는 것을 암시한다. (1667년에만 변수로 알려졌지만, 전설과 고대로 거슬러 올라가는 것들과 함께).히파르쿠스의 아라투스 주석의 현대 번역가인 칼 마니티우스는 2세기 본문의 특정 구절이 미라에 관한 것일 수도 있다고 제안했다.프톨레마이오스, 알 수피, 울루그 베그, 티코 브라헤의 다른 망원경 이전의 서양 카탈로그는 심지어 일반 스타로서도 언급이 없었다.중국과 한국의 기록보관소에는 1596년과 1070년, 그리고 히파르코스가 암시적으로 [citation needed]관찰했을 같은 해(기원전 134년) 세 가지 관찰이 있다.

거리

히파르코스 이전 추정치는 220광년에 [17]집중된 반면, 2007년 감소의 히파르코스 데이터는 299광년에 오차범위가 11%[2]임을 시사한다.

항성계

이 쌍성계는 질량 손실을 겪는 적색거성(미라 A로 명명)과 주성에서 질량이 축적되는 고온 백색왜성(미라 B)으로 구성되어 있습니다.이러한 별의 배열은 공생계로 알려져 있으며, 이것은 태양에 가장 가까운 공생 쌍입니다.찬드라 X선 관측소에서 이 시스템을 조사한 결과, 주성에서 백색왜성으로 이어지는 물질의 다리를 따라 직접적인 질량 교환이 이루어졌습니다.이 두 별은 현재 약 70 천문단위 [18]떨어져 있다.

컴포넌트 A

자외선과 가시광선의 미라

미라 A는 현재 점근거성가지(AGB) 별이며, 열로 펄스를 일으키는 AGB [19][20]단계에 있다.각 펄스는 10년 이상 지속되며 약 10,000년의 시간이 각 펄스 간에 흐릅니다.맥박 주기마다 미라는 밝기가 증가하고 맥박이 강해집니다.이것은 또한 미라에 동적인 불안정성을 야기하여 더 짧고 불규칙한 [21]기간에 걸쳐 광도와 크기의 극적인 변화를 초래한다.

미라 A의 전체적인 모양은 대칭에서 확연히 벗어나는 변화를 보여 왔다.이러한 현상은 표면의 밝은 점들이 3~14개월의 시간 척도로 그 모양을 진화시키기 때문에 발생하는 것으로 보인다.허블 우주 망원경을 통해 자외선 대역의 미라 A를 관측한 결과 동반성을 [20]가리키는 기둥 모양의 특징이 발견되었습니다.

가변성

1997년 8월 허블 우주 망원경으로 본 미라

미라 A는 변광성, 특히 원형 미라 변광성이다.이[22] 등급의 알려진 별 6,000개에서 7,000개는 모두 적색 거성으로 표면은 약 80일에서 1,000일 이상에 걸쳐 밝기가 증가하거나 감소하는 방식으로 맥동합니다.

미라의 경우 밝기가 증가하여 평균적으로 약 3.5등급까지 상승하여 고래자리의 밝은 별에 속합니다.각 주기도 다양합니다. 잘 증명된 최대 밝기는 밝기의 거의 15배인 2.0등급과 4.9등급으로 나타나며, 실제 확산은 이보다 3배 이상 클 수 있다는 역사적 암시가 있습니다.최소 범위는 훨씬 작으며, 역사적으로 밝기의 4배인 8.6에서 10.1 사이였습니다.절대 최대에서 절대 최소까지(같은 사이클에서 발생하지 않은 두 사건) 밝기의 총 변동은 1,700회이다.미라는 대부분의 방사선을 적외선으로 방출하며, 그 대역의 변동성은 2등급에 불과하다.광도곡선의 모양은 약 100일 동안 증가하여 최소로 복귀하는 데 걸리는 시간이 [23]2배 정도 소요됩니다.

Mira에 [24]대한 현대 근사 최대값:

  • 1999년 10월 21~31일
  • 2000년 9월 21~30일
  • 2001년 8월 21~31일
  • 2002년 7월 21~31일
  • 2003년 6월 21~30일
  • 2004년 5월 21~31일
  • 2005년 4월 11~20일
  • 2006년 3월 11~20일
  • 2007년 2월 1일 ~ 10일
  • 2008년 1월 21일 ~ 31일
  • 2008년 12월 21~31일
  • 2009년 11월 21~30일
  • 2010년 10월 21일 ~ 31일
  • 2011년 9월 21~30일
  • 2012년 8월 27일
  • 2013년 7월 26일
  • 2014년 5월 12일
  • 2015년 4월 9일
  • 2016년 3월 6일
  • 2017년 1월 31일
  • 2017년 12월 29일
  • 2018년 11월 26일
  • 2019년 10월 24일
  • 2020년 9월 20일
  • 2021년 8월 18일
  • 2022년 7월 16일
  • 2023년 6월 13일
미라 변광성의 전형적인 가시광선 곡선, 온도, 반지름 및 광도 사이의 관계를 나타내는 δ 백조자리 맥동

북반구 온대 위도에서 미라는 태양과 가깝기 때문에 일반적으로 3월 하순에서 6월 사이에 보이지 않는다.이것은 때때로 그것이 육안으로 보이지 않고 몇 년이 흐를 수 있다는 것을 의미한다.

미라 변광성의 맥동은 별의 팽창과 수축뿐만 아니라 온도를 변화시킵니다.기온은 시각 최고치보다 약간 높고 최저치보다 약간 낮습니다.로스랜드 반지름에서 측정된 광구는 시각적 최대치 직전에 가장 작고 최대 온도 시간에 가깝다.가장 큰 크기는 가장 낮은 온도보다 약간 먼저 도달합니다.복도 광도는 온도의 4승과 반지름의 제곱에 비례하지만 반지름은 20% 이상, 온도는 10%[25] 미만이다.

미라에서 가장 높은 광도는 별이 가장 뜨겁고 가장 작은 시간에 가까운 시간에 발생합니다.시각적 크기는 밝기와 시각적 파장에서 발생하는 방사선의 비율에 의해 결정된다.가시 파장에서 방사선의 극히 일부만 방출되며, 이 비율은 온도의 영향을 매우 강하게 받습니다(플랑크의 법칙).전체적인 밝기 변화와 결합하면 온도가 [10]높을 때 발생하는 최대값과 함께 매우 큰 시각적 크기 변화를 일으킨다.

단계 0.13, 0.18, 0.26, 0.47에서 Mira의 적외선 VLTI 측정 결과 반지름은 최대 직후 단계 0.13에서 332±38에서 최소 단계에 근접한 단계 0.40에서 402±46으로 변화한다.0.13상에서의 온도는 최대에서 최소로 약 절반 정도인 0.26상에서의 온도는 3,192±200K, 2,918±183K이다.광도는 위상 0.13에서 9,360±3,140, 위상 0.26에서 8,[10]400±2,820으로 계산된다.

미라의 맥동은 비펄스성보다 광구를 약 50% 확장하는 효과가 있다.Mira의 경우 맥박이 없다면 약 240개의 반지름만을 갖는 것으로 모델링됩니다.R를 클릭합니다☉.[10]

질량 손실

NASA의 갤럭시 에볼루션 익스플로러(GALEX) 우주 망원경의 미라에 대한 자외선 연구는 미라가 외피에서 물질의 흔적을 제거하고 수만 년 동안 형성된 [26][27]13광년의 꼬리를 남긴다는 것을 밝혀냈다.압축된 플라즈마/가스의 뜨거운 활 파동이 꼬리의 원인이라고 생각됩니다. 활 파동은 미라 A에서 불어오는 항성풍과 성간 공간의 가스의 상호작용으로 인해 미라가 초속 130km(시속 [28]290,000마일)의 매우 빠른 속도로 움직이고 있습니다.꼬리는 활 모양의 파형의 머리부분에서 벗겨진 물질로 이루어져 있는데, 이는 자외선 관측에서도 볼 수 있습니다.미라의 활 충격은 결국 행성상 성운으로 진화할 것이며, 행성상 성운의 형태는 성간 매체(ISM)[29]를 통과하는 움직임에 상당한 영향을 받게 될 것입니다.

미라의 활 충격과 꼬리의 자외선 모자이크 촬영으로 NASA의 갤럭시 에볼루션 익스플로러(GALEX)를 통해 획득

컴포넌트 B

주요 기사:미라 B

주성에서 118.7초각 떨어져 있는 10.34m의 밝은 동반성은 1995년 허블우주망원경에 의해 [30]주성에서 70 천문단위 떨어진 곳에서 발견됐으며 1997년 결과가 발표됐다.HST 자외선 영상과 찬드라 우주 망원경에 의한 이후의 X선 영상은 미라에서 미라 B 방향으로 상승하는 가스의 소용돌이를 보여준다.미라 주변의 동반자의 공전 주기는 약 400년이다.

2007년 관측 결과 동반성 미라 B 주위에 원시 행성계 원반이 있었다.이 원반은 미라에서 불어오는 태양풍의 물질로부터 접근되고 있으며, 결국 새로운 행성을 형성할 수도 있다.이러한 관측은 또한 동반성이 원래 [31]생각대로 백색왜성이 아닌 태양 질량이 0.7 정도이고 분광형이 K인 주계열성이라는 것을 암시했다.하지만, 2010년에 더 많은 연구에서 미라 B는 사실 [32]백색왜성이라는 것이 밝혀졌습니다.

레퍼런스

  1. ^ "IAU Catalog of Star Names". Retrieved 28 July 2016.
  2. ^ a b c d e f 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:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
  3. ^ a b c Kukarkin, B. V.; et al. (1971). "The third edition containing information on 20437 variable stars discovered and designated till 1968". General Catalogue of Variable Stars (3rd ed.). Bibcode:1971GCVS3.C......0K.
  4. ^ 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.
  5. ^ a b 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. ^ Evans, D. S. (June 20–24, 1966). Batten, Alan Henry; Heard, John Frederick (eds.). "The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities". Determination of Radial Velocities and Their Applications. University of Toronto: International Astronomical Union. 30: 57. Bibcode:1967IAUS...30...57E. Determination of Radial Velocities and their Applications, Proceedings from IAU Symposium no. 30.
  7. ^ Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), "XHIP: An extended hipparcos compilation", Astronomy Letters, 38 (5): 331, arXiv:1108.4971, Bibcode:2012AstL...38..331A, doi:10.1134/S1063773712050015, S2CID 119257644.
  8. ^ "Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars". United States Naval Observatory. Retrieved 22 January 2017.
  9. ^ a b c 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.
  10. ^ a b c d e f 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". Astronomy & Astrophysics. 421 (2): 703–714. arXiv:astro-ph/0404248. Bibcode:2004A&A...421..703W. doi:10.1051/0004-6361:20035826. S2CID 17009595.
  11. ^ De Beck, E.; Decin, L.; De Koter, A.; Justtanont, K.; Verhoelst, T.; Kemper, F.; Menten, K. M. (2010). "Probing the mass-loss history of AGB and red supergiant stars from CO rotational line profiles. II. CO line survey of evolved stars: Derivation of mass-loss rate formulae". Astronomy and Astrophysics. 523: A18. arXiv:1008.1083. Bibcode:2010A&A...523A..18D. doi:10.1051/0004-6361/200913771. S2CID 16131273.
  12. ^ Allen, Richard H. (1963). Star Names: Their Lore and Meaning. New York: Dover Publications. ISBN 0-486-21079-0.
  13. ^ "IAU Working Group on Star Names (WGSN)". Retrieved 22 May 2016.
  14. ^ "Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 1" (PDF). Retrieved 28 July 2016.
  15. ^ Wilk, Stephen R (1996). "Mythological Evidence for Ancient Observations of Variable Stars". The Journal of the American Association of Variable Star Observers. 24 (2): 129–133. Bibcode:1996JAVSO..24..129W.
  16. ^ Hoffleit, Dorrit (1997). "History of the Discovery of Mira Stars". The Journal of the American Association of Variable Star Observers. 25 (2): 115. Bibcode:1997JAVSO..25..115H.
  17. ^ Burnham, Jr., Robert (1980). "Burnham's Celestial Handbook". 1. New York: Dover Publications Inc.: 634. {{cite journal}}:Cite 저널 요구 사항 journal=(도움말)
  18. ^ Karovska, Margarita (August 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. S2CID 124913393.
  19. ^ Pogge, Richard (January 21, 2006). "Lecture 16: The Evolution of Low-Mass Stars". Ohio State University. Retrieved 2007-12-11.
  20. ^ a b Lopez, B. (1999). AGB and post-AGB stars at high angular resolution. Proceedings IAU Symposium #191: Asymptotic Giant Branch Stars. p. 409. Bibcode:1999IAUS..191..409L.
  21. ^ De Loore, C. W. H.; Doom, C (1992). Structure and Evolution of Single and Binary Stars. Springer. ISBN 0-7923-1768-8.
  22. ^ GCVS: vartype.GCVS 카탈로그의 txt(파일 끝에 있는 통계는 확인된 6,006개 및 가능성이 있는 1,237개의 Mira 변수)
  23. ^ Braune, Werner. "Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne". Archived from the original on 2007-08-10. Retrieved 2007-08-16.
  24. ^ "SEDS - Mira". Retrieved 2017-11-19.
  25. ^ Lacour, S.; Thiébaut, E.; Perrin, G.; Meimon, S.; Haubois, X.; Pedretti, E.; Ridgway, S. T.; Monnier, J. D.; Berger, J. P.; Schuller, P. A.; Woodruff, H.; Poncelet, A.; Le Coroller, H.; Millan-Gabet, R.; Lacasse, M.; Traub, W. (2009). "The Pulsation of χ Cygni Imaged by Optical Interferometry: A Novel Technique to Derive Distance and Mass of Mira Stars". The Astrophysical Journal. 707 (1): 632–643. arXiv:0910.3869. Bibcode:2009ApJ...707..632L. doi:10.1088/0004-637X/707/1/632. S2CID 28966631.
  26. ^ Martin, D. Christopher; Seibert, M; Neill, JD; Schiminovich, D; Forster, K; Rich, RM; Welsh, BY; Madore, BF; Wheatley, JM; Morrissey, P; Barlow, TA (August 17, 2007). "A turbulent wake as a tracer of 30,000 years of Mira's mass loss history" (PDF). Nature. 448 (7155): 780–783. Bibcode:2007Natur.448..780M. doi:10.1038/nature06003. PMID 17700694. S2CID 4426573.
  27. ^ Minkel, JR. (2007). "Shooting Bullet Star Leaves Vast Ultraviolet Wake". Scientific American.
  28. ^ Wareing, Christopher; Zijlstra, A. A.; O'Brien, T. J.; Seibert, M. (November 6, 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. S2CID 16954556.
  29. ^ Wareing, Christopher (December 13, 2008). "Wonderful Mira" (PDF). Philosophical Transactions of the Royal Society A. 366 (1884): 4429–4440. Bibcode:2008RSPTA.366.4429W. doi:10.1098/rsta.2008.0167. PMID 18812301. S2CID 29910377.
  30. ^ https://theskylive.com/sky/stars/mira-omicron-ceti-star
  31. ^ Ireland, M. J.; Monnier, J. D.; Tuthill, P. G.; Cohen, R. W.; De Buizer, J. M.; Packham, C.; Ciardi, D.; Hayward, T.; Lloyd, J. P. (2007). "Born-Again Protoplanetary Disk around Mira B". The Astrophysical Journal. 662 (1): 651–657. arXiv:astro-ph/0703244. Bibcode:2007ApJ...662..651I. doi:10.1086/517993. S2CID 16694.
  32. ^ Sokoloski; Lars Bildsten (2010). "Evidence for the White Dwarf Nature of Mira B". The Astrophysical Journal. 723 (2): 1188–1194. arXiv:1009.2509v1. Bibcode:2010ApJ...723.1188S. doi:10.1088/0004-637X/723/2/1188. S2CID 119247560.

추가 정보

  • "Mira (Omicron Ceti)". The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight. Retrieved June 22, 2006.
  • 로버트 번햄 주니어, 번햄 천체 핸드북, 제1권 (뉴욕: 도버 출판사, 1978), 634.
  • 제임스 칼러, 위대한 100개의 별들 (뉴욕: 코페르니쿠스 북스, 2002), 121.

외부 링크

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