Mira

Z Wikipedie, otevřené encyklopedie
Skočit na: Navigace, Hledání
Mira
Snímek Hubblovým teleskopem z roku 1997
Astrometrická data
Ekvinokcium J2000.0
Souhvězdí Velryba (Cetus)
Rektascenze 2h19m20,79s
Deklinace -2° 58' 39,5"
Paralaxa 7.79 ± 1.07
Vzdálenost cca 420 ly
(cca 130 pc)
Barevný index (U-B) 1,09
Barevný index (B-V) 1,42
Zdánlivá hvězdná velikost (V) 2-10,1m
Absolutní hvězdná velikost (V) 0,93m


Fyzikální charakteristiky
Typ proměnnosti
Spektrální typ M7IIIe
Hmotnost 1,2 M
Poloměr 500 R
Zářivý výkon (V) 15000 L
Povrchová teplota 2200 K



Další označení
Další ozn. v souhvězdí Omikron Ceti

Mira (ο Cet / ο Ceti / Omikron Ceti / také Mira Ceti) je dvojhvězda v souhvězdí Velryby sestávající z červeného obra Mira A (nebo jen Mira) a bílého trpaslíka Mira B nebo také VZ Ceti. Mira A je proměnná hvězda a je první objevenou proměnnou hvězdou, která byla objevena a nebyla supernovou. Na rozdíl od bizarní Eta Carinae, Mira je nejjasnější periodickou proměnnou hvězdou na obloze, která není po část svého cyklu viditelná.

Její malý hvězdný průvodce byl objeven pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu (HST) v roce 1995, kdy byl 70 AU od hlavní složky dvojhvězdy. Objev byl oznámen v roce 1997. Ultrafialové obrázky z HST a pozdější rentgenové obrázky z Chandry ukázaly spirálu plynu opouštějící Miru A směrem k Miře B. Průvodce Miru oběhne jednou za zhruba 400 let. Celá soustava se Galaxií pohybuje rychlostí 130 km.s−1[1].

Mira se stala prototypem mirid, proměnných hvězd s dlouhou periodou. Zatím je známo asi 6000 hvězd tohoto typu. Všechno jsou to červení obři, jejichž povrchy pulzují a zvyšují nebo snižují tak svou jasnost během period dlouhých od asi 80 do více než 1000 dnů. Nejčastěji jsou jejich periody dlouhé od 200 do 400 dnů.

Samotná Mira se zjasňuje až k 3,5. magnitudě, čímž se stává dobře viditelnou hvězdou. Někdy dosáhne maxima až 2,0. mag a minima 4,9. mag. Mění tak celkem běžně svou jasnost až patnáctkrát. V historii ale už její jasnost poklesla až mezi 8,6. a 10,1. mag. Při porovnání absolutního minima a maxima (nikoli během jedné periody) zjistíme, že Mira dokáže změnit svou jasnost až 1700 krát.

Její světelná křivka stoupá asi 100 dnů a dalších zhruba 200 dnů klesá. Perioda je v průměru dlouhá 332 dnů. Aktuální data její světelné křivky naleznete na [1].

Proud částic za hvězdou Mira v ultrafialovém záření

V roce 2007 byl pomocí družice NASA GALEX (anglicky) objeven u této hvězdy mimořádně dlouhý chvost z materiálu, který hvězda uvolňuje. Je tvořen uhlíkem, kyslíkem a dalšími prvky. Proud částic je dlouhý 13 ly.[1]

Objev[editovat | editovat zdroj]

Mira byla objevena, nebo alespoň poprvé zaznamenána, po řadě pozorování astronoma Davida Fabricia, která začala 3. srpna roku 1596. Jako referenční hvězdu pro zjišťování polohy planety Merkur si vybral do té doby nezaznamenanou hvězdu třetí magnitudy, která se nacházela opodál. 21. srpna ale hvězda nečekaně zvýšila svou jasnost o celou jednu magnitudu, ale během října přestala být pozorovatelná. Fabricius si myslel, že to byla jen nova, ale překvapivě ji 16. února 1609 opět spatřil.

Později Johann Holwarda určil její periodu na 11 měsíců. Jméno jí dal pak Johannes Hevelius, který ji pozoroval ve stejné době. Jméno se objevilo v jeho práci Historiola Mirae Stellae z roku 1662. Mira znamená latinsky nádherná, udivující nebo výjimečná. Pro toto pojmenování se rozhodl proto, že se chovala zcela jinak než ostatní známé hvězdy na obloze. Ismail Bouillaud potom zpřesnil její periodu na 333 dnů. Tato hodnota se liší jen o jeden den od dnes uváděných 332 dnů. Je přitom známo, že Mira svou periodu mírně mění.

Spekuluje se, jestli Fabricius Miru skutečně pozoroval jako první. Z příkladu hvězdy Algolu, u kterého se s jistotou potvrdila jeho proměnnost až roku 1667, se dá usuzovat, že Miru pozorovali lidé již tisíciletí. V jednom ze svých spisů se o podobné hvězdě zmiňuje už Hipparchos, ale Ptolemaiovy katalogy hvězdu nezmiňují ani jako běžnou hvězdu. V čínských a korejských archívech můžeme také nalézt její pozorování z let 134 př. n. l., 1070 a 1596, tedy z téže doby, kdy ji pozoroval i Fabricius. Těmito pozorováními si ale nemůžeme být jistí, protože záznamy tehdy byly značně nepřesné, protože hvězdy se běžně umísťovaly jen do čínských souhvězdí.

Reference[editovat | editovat zdroj]

V tomto článku byl použit překlad textu z článku Mira na anglické Wikipedii.

  1. a b Česká astronomická společnost, Hvězda s obrovským chvostem [online]. 2007-08-18. Dostupné online.  

2h19m20,79s; 2°58′39,5″