Mira Ceti
οCeti
| |||||||||||||||||
 Zdjęcie tarczy gwiazdy wykonane przezKosmiczny Teleskop Hubble’a.Wyraźnie asymetryczny kształt może być wynikiem pulsacji gwiazdy. | |||||||||||||||||
| Dane obserwacyjne (J2000) | |||||||||||||||||
| Gwiazdozbiór | |||||||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Rektascensja |
02h19m21s | ||||||||||||||||
| Deklinacja |
-02° 58′ 42″ | ||||||||||||||||
| Odległość | |||||||||||||||||
| Wielkość obserwowana |
2,0 – 10,1m | ||||||||||||||||
| Charakterystyka fizyczna | |||||||||||||||||
| Rodzaj gwiazdy | |||||||||||||||||
| Typ widmowy |
M | ||||||||||||||||
| Alternatywne oznaczenia | |||||||||||||||||
| |||||||||||||||||
Mira Ceti(omikron Ceti,ο Cet) –gwiazda zmiennawgwiazdozbiorze Wieloryba,która osiąga 2,0mpodczas maksimum jasności, podczas minimum jasność jej spada do 10,1m.Odległa odSłońcao ok. 419lat świetlnych.
Mira Ceti jestukładem podwójnym,w skład którego wchodząMira A(czerwony olbrzym) orazMira B(VZ Ceti) (biały karzeł) – ten mniejszy składnik okrąża większy w czasie ok. 400 lat.Mira Anależy doklasy spektralnejM, w ciągu ok. 331 dni zmienia swą jasność o wartość dochodzącą nawet do ośmiu wielkości gwiazdowych. Okres ten może się wahać o kilkanaście dni, najprawdopodobniej z powodu istnienia towarzysza Miry, białego karła, który może modulować okres jej pulsacji i amplitudę.[1]Średnica tego czerwonego olbrzyma wynosi 550 mlnkm,czyli 390 średnic Słońca. Na zdjęciach z teleskopu kosmicznegoChandrawidać, że od składnika A do B przepływa materia gazowa w postaci smugi łączącej obie gwiazdy, opadając następnie na mniejszy składnik.
Zmienność gwiazdy odkrył 3 sierpnia 1596 roku holenderski astronomDavid Fabricius[2].Natomiast w roku 1639Johannes Holwardazauważył, że gwiazda ta wykazuje regularne zmiany w jasności i wyznaczył amplitudę zmian jej blasku oraz okres zmienności. Ta własność przyczyniła się do tego, iż niektórzy zaczęli ją nazywać „Cudowną”. Powodem zmian w jasności jest cykliczne powiększanie się i później zmniejszanie wielkości gwiazdy – pulsacja. Mira znajduje się bowiem już w schyłkowym okresie swego istnienia – tuż przed odrzuceniem swoich zewnętrznych warstw gazowych, z których powstaniemgławica planetarna.Gwiazdę obserwował także przez kilkanaście lat (1648-1662) polski astronomJan Heweliusz.
Mira Ceti jest prototypem gwiazd zmiennych nazwanych od jej imieniamirydami.
W sierpniu 2007 rokuNASAogłosiła, że czerwony olbrzym, wchodzący w skład systemu i poruszający się z prędkością 130 km na sekundę pozostawia za sobą znaczne ilości materii, co sprawia, że gwiazda posiada ogon podobny dokomety.Szacuje się, że ma on długość 13 lat świetlnych, czyli 20 tysięcy razy więcej niż odległość odSłońcadoPlutona.Ogon gwiazdy widoczny jest tylko w świetleultrafioletowymi składa się przede wszystkim ztlenuiwęgla.Według wstępnych szacunków, zbudowany jest z materii traconej przez gwiazdę od co najmniej 30 tysięcy lat[3].
Zobacz też
[edytuj|edytuj kod]- ewolucja gwiazd
- lista gwiazd w gwiazdozbiorze Wieloryba
- lista najjaśniejszych gwiazd w poszczególnych gwiazdozbiorach
- najjaśniejsze gwiazdy
- lista największych gwiazd
Przypisy
[edytuj|edytuj kod]- ↑Przemysław Rudź:Niebo.Warszawa: Carta Blanca, 2008, s. 234.ISBN978-83-60887-76-9.
- ↑Wyjątkowe maksimum Mira Ceti.[dostęp 2017-12-12]. [zarchiwizowane ztego adresu(2017-12-12)].
- ↑Speeding-Bullet Star Leaves Enormous Streak Across Sky(ang.)NASA