Mira-variabel - Mira variable

Image
Mira, prototypen af ​​Mira-variablerne

Mira variabler / m aɪ r ə / (opkaldt efter prototypen stjerne Mira ) er en klasse af pulserende stjerner karakteriseret ved meget røde farver, pulsering perioder længere end 100 dage, og amplituder større end en størrelsesorden i infrarød og 2,5 størrelsesorden på visuelle bølgelængder . De er røde giganter i de meget sene stadier af stjernernes udvikling på den asymptotiske kæmpe gren (AGB), der vil udvise deres ydre kuverter som planetariske tåger og blive hvide dværge inden for få millioner år.

Mira-variabler er stjerner, der er massive nok til, at de har gennemgået heliumfusion i deres kerner, men er mindre end to solmasser , stjerner der allerede har mistet ca. halvdelen af ​​deres oprindelige masse. De kan dog være tusindvis af gange mere lysende end solen på grund af deres meget store udstrakte konvolutter. De pulserende på grund af at hele stjernen udvider sig og trækker sig sammen. Dette frembringer en ændring i temperatur sammen med radius, som begge faktorer forårsager variationen i lysstyrke . Pulsationen afhænger af stjernens masse og radius, og der er et veldefineret forhold mellem periode og lysstyrke (og farve). De meget store visuelle amplituder skyldes ikke store lysstyrkeændringer, men på grund af en forskydning af energioutput mellem infrarøde og visuelle bølgelængder, når stjernerne ændrer temperatur under deres pulsationer.

Image
Lyskurve af χ Cygni .

Tidlige modeller af Mira-stjerner antog, at stjernen forblev sfærisk symmetrisk under denne proces (stort set for at holde computermodelleringen enkel snarere end af fysiske årsager). En nylig undersøgelse af Mira-variable stjerner viste, at 75% af Mira-stjernerne, der kunne løses ved hjælp af IOTA- teleskopet, ikke er sfærisk symmetriske, et resultat, der er i overensstemmelse med tidligere billeder af individuelle Mira-stjerner, så der er nu pres på at gøre realistiske tre -dimensionel modellering af Mira-stjerner på supercomputere.

Mira-variabler kan være iltrige eller kulstofrige. Kulstofrige stjerner som R Leporis stammer fra et snævert sæt betingelser, der tilsidesætter den normale tendens for AGB- stjerner til at opretholde et overskud af ilt over kulstof på deres overflader på grund af opmudring . Pulserende AGB-stjerner som Mira-variabler undergår fusion i skiftevis brint og heliumskaller, hvilket producerer periodisk dyb konvektion kendt som opmudring . Disse udmudring bringer kulstof fra den heliumforbrændende skal til overfladen og ville resultere i en kulstofstjerne. Imidlertid forekommer brænding af varm bund i stjerner over ca. 4  M ☉ . Dette er, når de nedre regioner i det konvektive område er varme nok til, at der finder sted en betydelig CNO-cyklusfusion, der ødelægger meget af kulstoffet, før det kan transporteres til overfladen. Således bliver mere massive AGB-stjerner ikke kulstofrige.

Mira-variabler mister hurtigt masse, og dette materiale danner ofte støvskærm omkring stjernen. I nogle tilfælde er forholdene egnede til dannelse af naturlige masere .

En lille delmængde af Mira-variabler ser ud til at ændre deres periode over tid: perioden stiger eller falder med et betydeligt beløb (op til en faktor på tre) i løbet af flere årtier til et par århundreder. Dette antages at være forårsaget af termiske impulser , hvor helium skallen genantændes den ydre hydrogen skal. Dette ændrer stjernens struktur, som manifesterer sig som en periodeændring. Denne proces forudsiges at ske for alle Mira-variabler, men den relativt korte varighed af termiske impulser (højst et par tusinde år) over stjernens asymptotiske kæmpe gren levetid (mindre end en million år) betyder, at vi kun ser den i et par af de adskillige tusinde Mira-stjerner, der er kendt, muligvis i R Hydrae . De fleste Mira-variabler udviser små cyklus-til-cyklus-ændringer i perioden, sandsynligvis forårsaget af ikke-lineær opførsel i stjernekonvolutten inklusive afvigelser fra sfærisk symmetri.

Mira-variabler er populære mål for amatørastronomer, der er interesserede i variabel stjerneobservation , på grund af deres dramatiske ændringer i lysstyrke. Nogle Mira-variabler (inklusive Mira selv) har pålidelige observationer, der strækker sig godt over et århundrede.

Liste

Den følgende liste indeholder valgte Mira-variabler. Medmindre andet er angivet, er de givne størrelser i V-båndet , og afstande er fra Gaia DR2-stjernekataloget .

Stjerne
 Lyseste
størrelse
 Tyndeste
størrelse
 Periode
(i dage)
 Afstand
(i parsec ) 		Reference
Mira 2.0 10.1 332 92+12
−9 		[1]
Chi Cygni 3.3 14.2 408 180+45
−30 		[2]
R Hydrae 3.5 10.9 380 224+56
−37 		[3]
R Carinae 3.9 10.5 307 387+81
−57 		[4]
R Leonis 4.4 11.3 310 71+5
−4 		[5]
S Carinae 4.5 9.9 149 497+22
−20 		[6]
R Cassiopeiae 4.7 13.5 430 187+9
−8 		[7]
R Horologii 4.7 14.3 408 313+40
32 		[8]
R Doradus 4.8 6.3 172 55 ± 3 [9]
U Orionis 4.8 13.0 377 216+19
−16 		[10]
RR Scorpii 5.0 12.4 281 277+18
−16 		[11]
R Serpentis 5.2 14.4 356 285+26
−22 		[12]
T Cephei 5.2 11.3 388 176+13
−12 		[13]
R Vandmanden 5.2 12.4 387 320+31
−26 		[14]
R Centauri 5.3 11.8 502 385+159
−87 		[15]
RR Skytten 5.4 14 336 386+48
−38 		[16]
R Trianguli 5.4 12.6 267 933+353
−201 		[17]
S Sculptoris 5.5 13.6 367 1078+1137
−366 		[18]
R Aquilae 5.5 12.0 271 238+27
−22 		[19]
R Leporis 5.5 11.7 445 419+15
−14 		[20]
W Hydrae 5.6 9.6 390 164+25
−19 		[21]
R Andromedae 5.8 15.2 409 242+30
−24 		[22]
S Coronae Borealis 5.8 14.1 360 431+60
−47 		[23]
U Cygni 5.9 12.1 463 767+34
−31 		[24]
X Ophiuchi 5.9 8.6 338 215+15
−13 		[25]
RS Scorpii 6.0 13.0 319 709+306
−164 		[26]
RT Skytten 6.0 14.1 306 575+48
−41 		[27]
RU Sagittarii 6.0 13.8 240 1592+1009
−445 		[28]
RT Cygni 6.0 13.1 190 888+47
−43 		[29]
R Geminorum 6.0 14.0 370 1514+1055
−441 		[30]
S Gruis 6.0 15,0 402 671+109
−82 		[31]
V Monocerotis 6.0 13.9 341 426+50
−41 		[32]
R Cancri 6.1 11.9 357 226+32
−25 		[33]
R Virginis 6.1 12.1 146 530+28
−25 		[34]
R Cygni 6.1 14.4 426 674+47
−41 		[35]
R Boötis 6.2 13.1 223 702+60
−52 		[36]
T Normae 6.2 13.6 244 1116+168
−129 		[37]
R Leonis Minoris 6.3 13.2 372 347+653
−137 		[38]
S Virginis 6.3 13.2 375 729+273
−156 		[39]
R Reticuli 6.4 14.2 281 1553+350
−241 		[40]
S Herculis 6.4 13.8 304 477+27
−24 		[41]
U Herculis 6.4 13.4 404 572+53
−45 		[42]
R Octantis 6.4 13.2 407 504+46
−39 		[43]
S Pictoris 6.5 14.0 422 574+74
−59 		[44]
R Ursae Majoris 6.5 13.7 302 489+54
−44 		[45]
R Canum Venaticorum 6.5 12.9 329 661+65
−54 		[46]
R Normae 6.5 12.8 496 581+10 000
3360 		[47]
T Ursae Majoris 6.6 13.5 257 1337+218
−164 		[48]
R Aurigae 6.7 13.9 458 227+21
−17 		[49]
RU Herculis 6.7 14.3 486 511+53
−44 		[50]
R Draconis 6.7 13.2 246 662+58
−49 		[51]
V Coronae Borealis 6.9 12.6 358 843+43
−39 		[52]
T Cassiopeiae 6.9 13.0 445 374+37
−31 		[53]
R Pegasi 6.9 13.8 378 353+35
−29 		[54]
V Cassiopeiae 6.9 13.4 229 298+15
−14 		[55]
T Pavonis 7,0 14.4 244 1606+340
−239 		[56]
RS Virginis 7,0 14.6 354 616+81
−64 		[57]
Z Cygni 7.1 14.7 264 654+36
−33 		[58]
S Orionis 7.2 13.1 434 538+120
−83 		[59]
T Draconis 7.2 13.5 422 783+48
−43 		[60]
UV Aurigae 7.3 10.9 394 1107+83
−72 		[61]
W Aquilae 7.3 14.3 490 321+22
−20 		[62]
S Cephei 7.4 12.9 487 531+23
−21 		[63]
R Fornacis 7.5 13.0 386 633+44
38 		[64]
RZ Pegasi 7.6 13.6 437 1117+88
−76 		[65]
RT Aquilae 7.6 14.5 327 352+24
−21 		[66]
V Cygni 7.7 13.9 421 458+36
−31 		[67]
RR Aquilae 7.8 14.5 395 318+33
−28 		[68]
S Boötis 7.8 13.8 271 2589552
-387 		[69]
WX Cygni 8.8 13.2 410 1126+86
−75 		[70]
W Draconis 8.9 15.4 279 6057+4469
−1805 		[71]
R Stenbukken 8.9 14.9 343 1407+178
−142 		[72]
UX Cygni 9,0 17.0 569 5669+10 000
−2760 		[73]
LL Pegasi 9,6 K. 11,6 K. 696 1300 [74]
TY Cassiopeiae 10.1 19.0 645 1328+502
−286 		[75]
IK Tauri 10.8 16.5 470 285+36
−29 		[76]
CW Leonis 11,0 R. 14,8 R 640 95+22
−15 		[77]
TX Camelopardalis 11,6 B 17,7 B. 557 333+42
−33 		[78]
LP Andromedae 15.1 17.3 614 400+68
−51 		[79]

Se også

Referencer

eksterne links