Мирида

Мирида — класа на пулсирачки ѕвезди кои се одликуваат со мошне црвени бои, периоди на пулсирање од преку 100 дена, замав поголем од една величина во инфрацрвениот појас и 2,5 величини во видливиот појас. Наречени се по нивната прототипна ѕвезда — Мира (Омикрон Кит, ο Cet). Претставуваат црвени џинови во многу доцна етапа од нивниот развој, на асимптотската гранка на џинови (АГЏ), кои ги исфрлаат нивните надворешни обвивки како планетарни маглни и стануваат бели џуџиња во рок од неколку милиони години.

Мира — протитипа ѕвезда на миридите.

Овие ѕвезди се доволно масивни за да имаат претрпено хелиумскo соединување во нивните јадра, но имаат помалку од две сончеви маси^[1] — ѕвезди кои веќе имаат изгубено половина од првичната маса. Меѓутоа, тие можат да бидат илјадници пати посјајни од Сонцето поради тоа што поседуваат многу големи надуени обвивки. Исто така, тие пулсираат, бидејќи сета ѕвезда се шири и се собира. Ова прави промена во температурата и величината, што пак предизвикува промени во сјајноста. Пулсирањето зависи од масата и полупречникот на ѕвездата, и постои добро уврдена врска помеѓу периодот и сјајноста (како и бојата).^[2][3] Многу големите видливи замави не се должат на големи промени во сјајноста, туку поради префрлање на излезната енергија помеѓу инфрацрвена и видлива бранова должина кога тие ја менуваат температурата при пулсирањето.^[4]

Светлинската крива на χ Лебед.

Првичните моделирања на миридите се потпирале на претпоставката дека ѕвездата останува сферно симетрична во текот на овој процес (претежно за да се упрости сметачкото моделирање наместо од физички причини). Во поново време е спроведен попис на миридите, каде е најдено дека 75 % од оние видени со телескопот IOTA немале сферна симетрија,^[5] што доследно одговара на претходните слики од поединечни мириди.^[6][7][8] Затоа, денес се претпочита реалистично тридимензионално моделирање на миридите со помош на суперсметачи.^[9]

Миридите можат да бидат богати со кислород или со јаглерод. Јеглеродно богатите ѕвезди како R Зајак произлегуваат од потесен збир услови кои се наметнуваат брз вообичаеното тежнеење на АГЏ-ѕвездите да чуваат вишок кислород врз јаглеродот поради зацрпувања.^[10] Пулсирачките АГЏ-ѕвезди како миридите претрпуваат соединување во наизменични водородни и хелиумски обвивки, што повремено дава длабока deep конвекција позната како зацрпувања. Овие зацрпувања го носат јаглеродот од хелиумскосогорувачката обвивка на површината и миридата би ја направиле јаглеродна ѕвезда. Меѓутоа, кај ѕвездите со преку 4 M_☉ се јавува врело согорување на дното. Ова се јавува кога подолните подрачја на конвективниот појас се доволно врели за да се случи значително соединување во јаглеродно-азотно-кислороден циклус, што уништува голем дел од јаглеродот пред тој да има прилика да дојде до површината. Овие помасивни АГЏ-ѕвезди не стануваат јаглеродно богати.^[11]

Миридите брзо ја губат масата и овој материјал честопати образува плашт од прашина кој ја обиколува ѕвездата. Во извесни случаи се јавуваат погодни услови за создавање на природни мазери.^[12]

Мал дел од миридите го менуваат периодот со текот на времето: тој се зголемува и намалува во голема мера (до трети степен) со текот на неколку децении до неколку века. Се смета дека ова се должи на топлински пулсирања, каде хелиумската обвивка повторно ја зажарува надворешната водородна обвивка, менувајќи го составот на ѕвездата, што се одразува врз периодот. Овој процес се смета дека се случува кај сите мириди, но релативната краткотрајност на топлинските пулсирања (највеќе до неколку илјади години) во текот на нејзиниот животен век на АГЏ (помалку од милион години), значи дека појавата ја гледаме само кај неколку од повеќеилјадните познати мириди (можеби во R Водна Змија).^[13] Највеќето мириди покажуваат мали промени во периодот од еден до друг циклус, веројатно предизвикани од нелинеарно поведение во ѕвездената обвивка, меѓу кои се отстапувањата од сферната геометрија.^[14][15]

Миридите се популарни кај аматерски астрономи кои се занимаваат со набљудување на променливи ѕвезди поради значителните промени во сјајноста. Некои Мириди (како самата Мира) доследно се набљудуваат веќе подолго од сто години.^[16]

Список

Следи список на избрани мириди. Освен ако не е поинаку укажано, дадените величини се во V-појас, а растојанијата се од ѕвездениот каталог „Гаја DR2“.^[17]

Ѕвезда	Најголема величина	Најмала величина	Период (денови)	Оддалеченост (парсеци)	Навод
Мира	2,0	10,1	332	92+12 9[18]
Хи Лебед	3,3	14,2	408	180+45 30
R Водна Змија	3,5	10,9	380	224+56 37
R Кобилица	3,9	10,5	307	387+81 57
R Лав	4,4	11,3	310	71+5 4
S Кобилица	4,5	9,9	149	497+22 20
R Касиопеја	4,7	13,5	430	187+9 8
R Часовник	4,7	14,3	408	313+40 32
R Златна Рипка	4,8	6,3	172	55 ± 3[18]
U Орион	4,8	13,0	377	216+19 16
RR Скорпија	5,0	12,4	281	277+18 16
R Змија	5,2	14,4	356	285+26 22
T Кефеј	5,2	11,3	388	176+13 12
R Водолија	5,2	12,4	387	320+31 26
R Кентаур	5,3	11,8	502	385+159 87[18]
RR Стрелец	5,4	14	336	386+48 38
R Триаголник	5,4	12,6	267	933+353 201
S Вајар	5,5	13,6	367	1.078+1.137 366
R Орел	5,5	12,0	271	238+27 22
R Зајак	5,5	11,7	445	419+15 14
W Водна Змија	5,6	9,6	390	164+25 19
R Андромеда	5,8	15,2	409	242+30 24
S Северна Круна	5,8	14,1	360	431+60 47
U Лебед	5,9	12,1	463	767+34 31
X Змијоносец	5,9	8,6	338	215+15 13
RS Скорпија	6,0	13,0	319	709+306 164
RT Стрелец	6,0	14,1	306	575+48 41
RU Стрелец	6,0	13,8	240	1.592+1.009 445
RT Лебед	6,0	13,1	190	888+47 43
R Близнаци	6,0	14,0	370	1.514+1.055 441
S Жерав	6,0	15,0	402	671+109 82
V Еднорог	6,0	13,9	341	426+50 41
R Рак	6,1	11,9	357	226+32 25
R Девица	6,1	12,1	146	530+28 25
R Лебед	6,1	14,4	426	674+47 41
R Воловар	6,2	13,1	223	702+60 52
T Рамнило	6,2	13,6	244	1.116+168 129
R Мал Лав	6,3	13,2	372	347+653 137[18]
S Девица	6,3	13,2	375	729+273 156
R Мрежичка	6,4	14,2	281	1.553+350 241
S Херкул	6,4	13,8	304	477+27 24
U Херкул	6,4	13,4	404	572+53 45
R Октант	6,4	13,2	407	504+46 39
S Сликар	6,5	14,0	422	574+74 59
R Голема Мечка	6,5	13,7	302	489+54 44
R Ловечки Кучиња	6,5	12,9	329	661+65 54
R Рамнило	6,5	12,8	496	581+10.000 360[18]
T Голема Мечка	6,6	13,5	257	1.337+218 164
R Кочијаш	6,7	13,9	458	227+21 17
RU Херкул	6,7	14,3	486	511+53 44
R Змеј	6,7	13,2	246	662+58 49
V Северна Круна	6,9	12,6	358	843+43 39
T Касиопеја	6,9	13,0	445	374+37 31
R Пегаз	6,9	13,8	378	353+35 29
V Касиопеја	6,9	13,4	229	298+15 14
T Паун	7,0	14,4	244	1.606+340 239
RS Девица	7,0	14,6	354	616+81 64
Z Лебед	7,1	14,7	264	654+36 33
S Орион	7,2	13,1	434	538+120 83
T Змеј	7,2	13,5	422	783+48 43
UV Кочијаш	7,3	10,9	394	1.107+83 72
W Орел	7,3	14,3	490	321+22 20
S Кефеј	7,4	12,9	487	531+23 21
R Печка	7,5	13,0	386	633+44 38
RZ Пегаз	7,6	13,6	437	1.117+88 76
RT Орел	7,6	14,5	327	352+24 21
V Лебед	7,7	13,9	421	458+36 31
RR Орел	7,8	14,5	395	318+33 28
S Воловар	7,8	13,8	271	2.589+552 387
WX Лебед	8,8	13,2	410	1.126+86 75
W Змеј	8,9	15,4	279	6.057+4.469 1.805
R Јарец[19]	8,9	14,9	343	1.407+178 142
UX Лебед	9,0	17,0	569	5.669+10.000 2.760
LL Пегаз	9,6 K	11,6 K	696	1.300[20]
TY Касиопеја	10,1	19,0	645	1.328+502 286
IK Бик	10,8	16,5	470	285+36 29
CW Лав	11,0 R	14,8 R	640	95+22 15[21]
TX Жирафа	11,6 B	17,7 B	557	333+42 33
LP Андромеда	15,1	17,3	614	400+68 51

Поврзано

• Долгопериодична променлива ѕвезда
• Полуправилна променлива ѕвезда

Наводи

1. Ireland, M.J.; Scholz, M.; Tuthill, P.G.; Wood, P.R. (December 2004). „Pulsation of M-type Mira variables with moderately different mass: search for observable mass effects“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 355 (2): 444–450. arXiv:astro-ph/0408540. Bibcode:2004MNRAS.355..444I. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08336.x. Посетено на 22 November 2020.
2. Glass, I.S.; Lloyd Evans, T. (1981). „A period-luminosity relation for Mira variables in the Large Magellanic Cloud“. Nature. Macmillan. 291 (5813): 303–4. Bibcode:1981Natur.291..303G. doi:10.1038/291303a0. S2CID 4262929.
3. Bedding, Timothy R.; Zijlstra, Albert A. (1998). „[ITAL]Hipparcos[/ITAL] Period-Luminosity Relations for Mira and Semiregular variables“. The Astrophysical Journal. 506 (1): L47–L50. arXiv:astro-ph/9808173. Bibcode:1998ApJ...506L..47B. doi:10.1086/311632.
4. Smith, Beverly J.; Leisawitz, David; Castelaz, Michael W.; Luttermoser, Donald (2002). „Infrared Light Curves of Mira Variable Stars from [ITAL]COBE[/ITAL] DIRBE Data“. The Astronomical Journal. 123 (2): 948. arXiv:astro-ph/0111151. Bibcode:2002AJ....123..948S. doi:10.1086/338647. S2CID 16934459.
5. Ragland, S.; Traub, W. A.; Berger, J.-P.; Danchi, W. C.; Monnier, J. D.; Willson, L. A.; Carleton, N. P.; Lacasse, M. G.; Millan-Gabet, R.; Pedretti, E.; Schloerb, F. P.; Cotton, W. D.; Townes, C. H.; Brewer, M.; Haguenauer, P.; Kern, P.; Labeye, P.; Malbet, F.; Malin, D.; Pearlman, M.; Perraut, K.; Souccar, K.; Wallace, G. (2006). „First Surface-resolved Results with the Infrared Optical Telescope Array Imaging Interferometer: Detection of Asymmetries in Asymptotic Giant Branch Stars“. The Astrophysical Journal. 652 (1): 650–660. arXiv:astro-ph/0607156. Bibcode:2006ApJ...652..650R. doi:10.1086/507453.
6. Haniff, C. A.; Ghez, A. M.; Gorham, P. W.; Kulkarni, S. R.; Matthews, K.; Neugebauer, G. (1992). „Optical aperture synthetic images of the photosphere and molecular atmosphere of Mira“ (PDF). Astronomical Journal. 103: 1662. Bibcode:1992AJ....103.1662H. doi:10.1086/116182.
7. Karovska, M.; Nisenson, P.; Papaliolios, C.; Boyle, R. P. (1991). „Asymmetries in the atmosphere of Mira“. Astrophysical Journal. 374: L51. Bibcode:1991ApJ...374L..51K. doi:10.1086/186069.
8. Tuthill, P. G.; Haniff, C. A.; Baldwin, J. E. (1999). „Surface imaging of long-period variable stars“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 306 (2): 353. Bibcode:1999MNRAS.306..353T. doi:10.1046/j.1365-8711.1999.02512.x.
9. Freytag, B.; Höfner, S. (2008). „Three-dimensional simulations of the atmosphere of an AGB star“. Astronomy and Astrophysics. 483 (2): 571. Bibcode:2008A&A...483..571F. doi:10.1051/0004-6361:20078096.
10. Feast, Michael W.; Whitelock, Patricia A.; Menzies, John W. (2006). „Carbon-rich Mira variables: Kinematics and absolute magnitudes“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 369 (2): 791–797. arXiv:astro-ph/0603506. Bibcode:2006MNRAS.369..791F. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10324.x. S2CID 12805849.
11. Stancliffe, Richard J.; Izzard, Robert G.; Tout, Christopher A. (2004). „Third dredge-up in low-mass stars: Solving the Large Magellanic Cloud carbon star mystery“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 356 (1): L1–L5. arXiv:astro-ph/0410227. Bibcode:2005MNRAS.356L...1S. doi:10.1111/j.1745-3933.2005.08491.x.
12. Wittkowski, M.; Boboltz, D. A.; Ohnaka, K.; Driebe, T.; Scholz, M. (2007). „The Mira variable S Orionis: Relationships between the photosphere, molecular layer, dust shell, and SiO maser shell at 4 epochs“. Astronomy and Astrophysics. 470 (1): 191–210. arXiv:0705.4614. Bibcode:2007A&A...470..191W. doi:10.1051/0004-6361:20077168.
13. Zijlstra, A. A.; Bedding, T. R.; Mattei, J. A. (2002). „The evolution of the Mira variable R Hydrae“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 334 (3): 498. arXiv:astro-ph/0203328. Bibcode:2002MNRAS.334..498Z. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05467.x.
14. Templeton, M. R.; Mattei, J. A.; Willson, L. A. (2005). „Secular Evolution in Mira Variable Pulsations“. The Astronomical Journal. 130 (2): 776–788. arXiv:astro-ph/0504527. Bibcode:2005AJ....130..776T. doi:10.1086/431740. S2CID 359940.
15. Zijlstra, Albert A.; Bedding, Timothy R. (2002). „Period Evolution in Mira Variables“. Journal of the American Association of Variable Star Observers. 31 (1): 2. Bibcode:2002JAVSO..31....2Z.
16. Mattei, Janet Akyuz (1997). „Introducing Mira Variables“. The Journal of the American Association of Variable Star Observers. 25 (2): 57. Bibcode:1997JAVSO..25...57M.
17. Gaia Collaboration (2018), Gaia DR2, VizieR, Посетено на 20 April 2019
18. 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.
19. Discovered in 1848 by Hind. Patrick Moore and Robin Rees (2011). Patrick Moore's Data Book of Astronomy (second. изд.). Cambridge University Press. стр. 323. ISBN 978-1139495226.
20. Lombaert, R.; De Vries, B. L.; De Koter, A.; Decin, L.; Min, M.; Smolders, K.; Mutschke, H.; Waters, L. B. F. M. (2012). „Observational evidence for composite grains in an AGB outflow. MgS in the extreme carbon star LL Pegasi“. Astronomy & Astrophysics. 544: L18. arXiv:1207.1606. Bibcode:2012A&A...544L..18L. doi:10.1051/0004-6361/201219782.
21. Sozzetti, A.; Smart, R. L.; Drimmel, R.; Giacobbe, P.; Lattanzi, M. G. (2017). „Evidence for orbital motion of CW Leonis from ground-based astrometry“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 471 (1): L1–L5. arXiv:1706.04391. Bibcode:2017MNRAS.471L...1S. doi:10.1093/mnrasl/slx082.