Miridy: Porovnání verzí
m fix link |
m obrázky |
||
| Řádek 1: | Řádek 1: | ||
{{bez zdrojů}} |
{{bez zdrojů}} |
||
[[Image:Mira_1997.jpg|thumb|right|[[Mira Ceti]] v roce [[1997]] ([[barevné spektrum]])]] |
|||
[[Image:Mira_1997_UV.jpg|thumb|right|Mira Ceti v roce 1997 ([[ultrafialové záření]])]] |
|||
'''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>. |
'''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 [[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]]. |
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]]. |
||
Verze z 9. 4. 2009, 04:08
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.