Miridy: Porovnání verzí
našel jsem a ještě překlad kvuli autorskym pravum |
m fix link |
||
Řádek 1: | Řádek 1: | ||
{{bez zdrojů}} |
{{bez zdrojů}} |
||
'''Miridy''' jsou [[proměnná hvězda|proměnné hvězdy]] s velmi dlouhou periodou pulzací. Periody pulzací se pohybují rozmezí mezi 80 dny a více než 1000 dnů a jsou téměř pravidelné, ale ne tak pravidelné jak je tomu u hvězd typu [[delta Cephei]], nebo [[RR Lyrae]]. Amplitudy světelných křivek mirid jsou zpravidla větší než 2,5<sup>m</sup> a mohou dosáhnout i více než 6<sup>m</sup>. |
'''Miridy''' jsou [[proměnná hvězda|proměnné hvězdy]] s velmi dlouhou [[perioda|periodou]] [[pulzace|pulzací]]. Periody pulzací se pohybují rozmezí mezi 80 dny a více než 1000 dnů a jsou téměř pravidelné, ale ne tak pravidelné jak je tomu u hvězd typu [[delta Cephei]], nebo [[RR Lyrae]]. Amplitudy světelných křivek mirid jsou zpravidla větší než 2,5<sup>m</sup> a mohou dosáhnout i více než 6<sup>m</sup>. |
||
Jsou to staří červení obři spektrálních tříd K, M a mají protáhlý tvar podobný vejci. Vzhledem k nízkým teplotám na jejich povrchu jsou zdroji [[infračervené záření|infračerveného záření]]. |
Jsou to staří [[červený obr|červení obři]] spektrálních tříd K, M a mají protáhlý tvar podobný vejci. Vzhledem k nízkým teplotám na jejich povrchu jsou zdroji [[infračervené záření|infračerveného záření]]. |
||
[[Pulzace]] u mirid probíhají podobně jako u hvězd typu [[delta Cephei]] střídavým rozpínáním a smršťováním hvězdy. Toto střídavé rozpínání a smršťování je způsobeno tím, že dvakrát ionizovaným héliem prochází [[záření]] z nitra [[hvězdy]] snadněji, než jednou ionizovaným heliem. Vrstva s jednou ionizovaným héliem se proto ohřeje a ionizuje. |
[[Pulzace]] u mirid probíhají podobně jako u hvězd typu [[delta Cephei]] střídavým rozpínáním a smršťováním hvězdy. Toto střídavé rozpínání a smršťování je způsobeno tím, že dvakrát [[ionizace|ionizovaným]] [[hélium|héliem]] prochází [[záření]] z nitra [[hvězdy]] snadněji, než jednou ionizovaným heliem. Vrstva s jednou ionizovaným héliem se proto ohřeje a ionizuje. |
||
Pomocí Mirid lze měřit vzdálenosti, neboť je známá jejich [[křivka]] světelných změn i jejich [[absolutní hvězdná velikost]]. |
Pomocí Mirid lze měřit vzdálenosti, neboť je známá jejich [[křivka]] světelných změn i jejich [[absolutní hvězdná velikost]]. |
||
První hvězdou, u které byly výše zmíněné vlastnosti pozorovány byla [[Mira]] (ο Cet), [[dvojhvězda]] v [[ |
První hvězdou, u které byly výše zmíněné vlastnosti pozorovány byla [[Mira]] (ο Cet), [[dvojhvězda]] v [[Souhvězdí Velryby]]. |
||
Verze z 9. 4. 2009, 04:01
Miridy jsou proměnné hvězdy s velmi dlouhou periodou pulzací. Periody pulzací se pohybují rozmezí mezi 80 dny a více než 1000 dnů a jsou téměř pravidelné, ale ne tak pravidelné jak je tomu u hvězd typu delta Cephei, nebo RR Lyrae. Amplitudy světelných křivek mirid jsou zpravidla větší než 2,5m a mohou dosáhnout i více než 6m. Jsou to staří červení obři spektrálních tříd K, M a mají protáhlý tvar podobný vejci. Vzhledem k nízkým teplotám na jejich povrchu jsou zdroji infračerveného záření.
Pulzace u mirid probíhají podobně jako u hvězd typu delta Cephei střídavým rozpínáním a smršťováním hvězdy. Toto střídavé rozpínání a smršťování je způsobeno tím, že dvakrát ionizovaným héliem prochází záření z nitra hvězdy snadněji, než jednou ionizovaným heliem. Vrstva s jednou ionizovaným héliem se proto ohřeje a ionizuje.
Pomocí Mirid lze měřit vzdálenosti, neboť je známá jejich křivka světelných změn i jejich absolutní hvězdná velikost.
První hvězdou, u které byly výše zmíněné vlastnosti pozorovány byla Mira (ο Cet), dvojhvězda v Souhvězdí Velryby.
Poznámky
V tomto článku byl použit překlad textu z článku Mira variable na anglické Wikipedii.