Mira (ook bekend asOmicron Ceti ofο Cet) is ’ndubbelster sowat 200-400 ligjare van dieAarde af in diesterrebeeldWalvis (Cetus). Dit bestaan uit ’nrooireusester, Mira A, en diewitdwerg Mira B. Mira is ook ’nveranderlike ster en is die eerste van dié soort sterre wat ontdek is wat nie ’nsupernova was nie, behalwe dalkAlgol. Mira is die helderste periodieke veranderlike ster wat vir ’n deel van sy siklus nie met die blote oog sigbaar is nie. Sy afstand is onseker; ramings voorHipparcos is sowat 220 ligjare,[10] maar latere ramings in 2007 dui op 299 ligjare, met ’n foutmarge van 11%.[11]
Die ster seBayer-naam is "Omicron Ceti" en syFlamsteed-naam "68 Ceti".Johannes Hevelius het dit die naam "Mira" (Latyn vir "wonderlik", "ongelooflik") gegee in syHistoriola Mirae Stellae (1662).
Mira is ’ndubbelsterstelsel wat bestaan uit die rooireus Mira A, wat ’n massaverlies ondergaan, en ’n witdwerg met ’n hoë temperatuur (Mira B) wat materie van die primêre ster aantrek. So ’n patroon word ’nsimbiotiese stelsel genoem en Mira is die naaste simbiotiese stelsel van sy soort aan dieSon. Die bestudering van die stelsel deur dieChandra-X-straalsterrewag toon ’n regstreekse massaoordrag van die primêre ster na die witdwerg toe met ’n sterbrug langs. Die twee sterre is tans sowat 70 AE van mekaar (1 AE is die afstand tussen die Aarde en die Son).[13]
Mira A is ’n asimptotiese-reusestertak-ster (AGB-ster) in die termies pulserende AGB-fase.[14]
Dit lyk of die vorm van Mira A verander – dit word waarskynlik veroorsaak deur heldervlekke op die oppervlak wat elke 3 tot 14 maande van vorm verander. Waarnemings van Mira A in dieultravioletband deur dieHubble-ruimteteleskoop toon ’n pluimagtige verskynsel in die ander ster se rigting.[15]
Mira A is ’n bekende voorbeeld vanveranderlike sterre watMira-veranderlikes genoem word en na Mira genoem is. Die bekende sterre van dié klas[16] is almal rooireuse waarvan die oppervlak sulke skommelings toon dat hul helderheid vermeerder en verminder oor periodes van sowat 80 tot meer as 1 000 dae.
In Mira se spesifieke geval is die omvang van die helderheidswisseling gemiddeld sowat 3,5 magnitude, en dit maak dit een van die hederste sterre in die sterrebeeld Walvis. Individuele siklusse wissel ook; maksimums bereik van 2 tot 4,9 magnitude, ’n omvang van amper 15 keer die helderheid, en daar is historiese aanduidings dat dit tot drie keer soveel of meer kan wees. Die minimums verskil minder en is histories tussen 8,6 en 10,1, ’n faktor van 4 keer die helderheid. Die totale wisseling in helderheid van absolute maksimum tot absolute minimum (twee gebeure wat nie in dieselfde siklus plaasvind nie) is 1 700 keer.
Dit is interessant dat terwyl Mira se meeste straling in dieinfrarooi is, sy veranderlikheid in dié band net sowat 2 magnitude is. Die vorm van syligkurwe is van ’n toename oor sowat 100 dae, en ’n terugkeer van twee keer so lank.[17]
Ultraviolet-studies van Mira toon dat dit ’n streep materie verloor wat oor tienduisende jare ’n stert van sowat 13 ligjare lank gevorm het.[18][19] Daar word geglo ’n warmboogskok van saamgepersde plasma/gas is die oorsaak van die stert; die boogskok is vanweë die wisselwerking van diesterwind van Mira A met gas in dieinterstellêre medium, waardeur Mira teen ’n uiters hoë spoed van 130 km/s beweeg.[20][21] Mira se bookskok sal eindelik verander in ’nplanetêre newel, waarvan die vorm aansienlik beïnvloed sal word deur die beweging deur die interstellêre medium.[22]
’n Ultraviolet-mosaïek van Mira se boogskok en stert.
Die metgesel-ster is in 1995 deur dieHubble-ruimteteleskoop onderskei toe dit 70 AE van die primêre ster af was; die ontdekking is in 1997 aangekondig. Die ultraviolet-beelde van die teleskoop en latere X-straalbeelde deur dieChandra-X-straalsterrewag toon ’n spiraal van gas van Mira af in die rigting van Mira B. Die metgesel sewentelperiode om Mira A is sowat 400 jaar.
In 2007 het waarnemings ’nprotoplanetêre skyf om Mira B getoon. Die skyf is gevorm uit materiaal in Mira sesterwind en kan eindelik nuweplanete vorm. Uit die waarnemings is ook afgelei die metgesel is ’nhoofreeksster met ’n massa van sowat 0,7 sonmassas enspektraaltipe K, eerder as ’n witdwerg soos vroeër geglo is.[23] In 2010 het navorsing weer getoon Mira B is inderdaad 'n witdwerg.[24]
↑Castelaz, Michael W.; Luttermoser, Donald G. (1997). "Spectroscopy of Mira Variables at Different Phases".The Astronomical Journal.114: 1584–1591.Bibcode:1997AJ....114.1584C.doi:10.1086/118589.
↑Nicolet, B. (1978). "Photoelectric photometric Catalogue of homogeneous measurements in the UBV System".Astronomy and Astrophysics Supplement Series.34: 1–49.Bibcode:1978A&AS...34....1N.
↑Kukarkin, B. V.; et al. (1971). "General Catalogue of Variable Stars".General Catalogue of Variable Stars (3rd uitg.): 0.Bibcode:1971GCVS3.C......0K.{{cite journal}}:|contribution= ignored (hulp)
↑Wyatt, S. P.; Cahn, J. H. (1983). "Kinematics and ages of Mira variables in the greater solar neighborhood".Astrophysical Journal, Part 1.275: 225–239.Bibcode:1983ApJ...275..225W.doi:10.1086/161527.
↑Karovska, Margarita (Augustus 2006). "Future Prospects for Ultra-High Resolution Imaging of Binary Systems at UV and X-rat Wavelengths".Astrophysics and Space Science. 304.304 (1–4): 379–382.Bibcode:2006Ap&SS.304..379K.doi:10.1007/s10509-006-9146-4.
↑Martin, D. Christopher; Seibert, M; Neill, JD; Schiminovich, D; Forster, K; Rich, RM; Welsh, BY; Madore, BF; Wheatley, JM; Morrissey, P; Barlow, TA (17 Augustus 2007). "A turbulent wake as a tracer of 30,000 years of Mira's mass loss history".Nature.448 (7155): 780–783.Bibcode:2007Natur.448..780M.doi:10.1038/nature06003.PMID17700694.
