• Artykuły
  • Forum
  • Ciekawostki
  • Encyklopedia
  • Gwiazdy zmienne typu Mira Ceti

    Przeczytaj także...
    Mira Ceti (omikron Ceti, ο Cet) – gwiazda zmienna w gwiazdozbiorze Wieloryba, która osiąga 2,0 podczas maksimum jasności, podczas minimum jasność jej spada do 10,1. Odległa od Słońca o ok. 419 lat świetlnych.Gwiazda zmienna – gwiazda, która w znaczący sposób zmienia swoją jasność. Ogólnie rzecz biorąc, każda gwiazda wykazuje drobne fluktuacje jasności, ale są one w większości przypadków praktycznie niezauważalne – na przykład jasność Słońca zmienia się o ok. 0,1% w 11-letnim cyklu.
    Maser (od (ang.) Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation: wzmocnienie mikrofal poprzez wymuszoną emisję promieniowania) – urządzenie wzmacniające mikrofale za pomocą emisji wymuszonej promieniowania elektromagnetycznego. Przyrząd elektroniki kwantowej wytwarzający lub wzmacniający promieniowanie elektromagnetyczne mikrofalowe. Ma zastosowanie w urządzeniach radioastronomicznych, radarowych, łączności satelitarnej i kosmicznej. Maser to urządzenie o zasadzie działania identycznej jak laser, ale emitujące promieniowanie w innym zakresie częstotliwości.
    Mira Ceti w 1997 roku (światło widzialne)
    Mira Ceti w 1997 roku (ultrafiolet)

    Gwiazdy zmienne typu Mira Ceti, mirydy, miry – typ gwiazd zmiennych pulsujących, charakteryzujących się czerwoną barwą, okresem pulsacji dłuższym niż 100 dni i zmianami jasności o więcej niż 1. Są to czerwone olbrzymy w późnych stadiach ewolucji, które za kilka milionów lat odrzucą zewnętrzne warstwy swej atmosfery, tworząc w ten sposób mgławicę planetarną, same zaś staną się białymi karłami.

    Masa Słońca M ⊙ {displaystyle M_{odot }} – pozaukładowa jednostka używana w astronomii do określania mas obiektów astronomicznych (gwiazd, gromad, galaktyk itp.).Biały karzeł – niewielki (rzędu rozmiarów Ziemi) obiekt astronomiczny składający się ze zdegenerowanej materii, emitujący m.in. promieniowanie widzialne. Powstaje po ustaniu reakcji jądrowych w gwieździe o małej lub średniej masie. Mało masywne gwiazdy (od 0,08 do 0,4 M☉) nie osiągają w trakcie swojej ewolucji warunków wystarczających do zapłonu helu w reakcjach syntezy termojądrowej i powstają z nich białe karły helowe. Średnio masywne gwiazdy (od 0,4 do ok. 4 mas Słońca) spalają hel dając białe karły węglowe, lub węglowo-tlenowe. Pozostałością gwiazd o masach w zakresie 4-8 mas Słońca (na ciągu głównym) są białe karły z domieszką tlenu, neonu i magnezu.

    Mirydy są uważane za gwiazdy o masach mniejszych niż dwie masy Słońca, ale mogą być tysiąc lub więcej razy jaśniejsze od Słońca, ze względu na swoje rozmiary (kilkaset promieni Słońca). Pulsują w modzie p (radialnym), tzn. cała gwiazda powiększa się i zapada, zachowując swoją sferyczną symetrię. Zmiany rozmiarów i temperatury są powodem zmian jasności. Okres pulsacji jest zależny od masy i promienia gwiazdy. Ostatnie obserwacje w podczerwieni przy użyciu układu teleskopów IOTA wykazały, że 75% miryd nie jest sferycznie symetryczna

    Czerwony olbrzym – gwiazda o stosunkowo niewielkiej masie (od 0,5 do ok. 8-10 mas Słońca), będąca na schyłkowym etapie ewolucji. Nazwa pochodzi od obserwowanej barwy i dużych rozmiarów (setki razy większych od promienia Słońca). Gwiazda po zsyntetyzowaniu helu z całej ilości wodoru w jądrze zaczyna syntezę helu z warstw wodoru położonych bliżej jej powierzchni.Ewolucja gwiazdy – w astronomii sekwencje zmian, które gwiazda przechodzi podczas całego swojego życia, w ciągu milionów czy miliardów lat, emitując przy tym promieniowanie.

    Pomimo że większość gwiazd typu Mira Ceti wykazuje wiele wspólnych cech w zachowaniu i strukturze, są bardzo różnorodną klasą gwiazd zmiennych ze względu na różnicę w wieku, masie, typie pulsacji i składzie chemicznym. Na przykład, w widmach wielu z nich występują bardzo silne linie węgla, co sugeruje, że materia z jądra gwiazdy jest wynoszona na powierzchnię. Materia ta często tworzy pyłowe obłoki wokół gwiazdy. Niektóre mirydy są znane jako naturalne źródła promieniowania mikrofalowego (masery).

    Atmosfera — gazowa powłoka otaczająca planetę o masie wystarczającej do utrzymywania wokół siebie warstwy gazów w wyniku działania grawitacji. Ta definicja stosuje się do planet skalistych i księżyców. W przypadku gazowych olbrzymów, takich jak Jowisz, oraz gwiazd (por. atmosfera słoneczna) terminem atmosfery określa się tylko zewnętrzne (przezroczyste) warstwy gazowej powłoki, z których promieniowanie dociera bezpośrednio do obserwatora. Światło widzialne – ta część promieniowania elektromagnetycznego, na którą reaguje siatkówka oka człowieka w procesie widzenia.

    Niektóre mirydy wykazują zmiany swojego okresu pulsacji - okres wzrasta lub maleje nawet trzykrotnie w czasie od kilku dekad do kilku stuleci. Uważa się, że jest to spowodowane pulsami termicznymi - temperatura i ciśnienie w powłoce wodorowej, otaczającej jądro gwiazdy, stają się na tyle wysokie, że następuje zainicjowanie reakcji jądrowych. Zmienia to strukturę gwiazdy, co objawia się przez zmianę okresu pulsacji. Przewiduje się, że proces ten występuje u wszystkich gwiazd typu Mira Ceti, ale stosunkowo krótki czas trwania pulsów termicznych (kilka tysięcy lat), w stosunku do czasu życia gwiazdy w tym stadium ewolucji, sprawia, że na kilka tysięcy obserwowanych miryd widzimy ten proces tylko u kilku. Niemniej, większość miryd wykazuje cykliczne zmiany w okresie.

    Mgławica planetarna – obłok gazu i pyłu powstałego z zewnętrznych warstw gwiazdy kończącej etap syntezy jądrowej we wnętrzu. W centrum takiego obiektu odkrywane są zwykle białe karły, w które zamieniają się gwiazdy po utracie otoczki.Wieloryb (łac. Cetus, dop. Ceti, skrót Cet) – konstelacja nieba równikowego, czwarta pod względem wielkości. Znana już w starożytności. W Polsce widoczna jesienią. Zawiera około 100 gwiazd do 6.

    Nazwa wzięła się od pierwszej znanej gwiazdy tego typu, omikron Ceti (gwiazdozbiór Wieloryba), zwanej Mira czyli „Cudowna”. Jest to pierwsza, odkryta pod koniec XVI wieku, gwiazda zmienna z periodycznymi zmianami jasności.

    Zobacz też[]

  • Gwiazda zmienna
  • Przypisy

    1. S. Ragland, W. A. Traub, J. -P. Berger, W. C. Danchi, J. D. Monnier, L. A. Willson, N. P. Carleton, M. G. Lacasse, R. Millan-Gabet, E. Pedretti, F. P. Schloerb, W. D. Cotton, C. H. Townes, M. Brewer, P. Haguenauer, P. Kern, P. Labeye, F. Malbet, D. Malin, M. Pearlman, K. Perraut, K. Souccar, G. Wallace. First Surface-resolved Results with the IOTA Imaging Interferometer: Detection of Asymmetries in AGB stars. , 2006-07-07. arXiv:astro-ph/0607156 (ang.) (ang.). 
    Kontrola autorytatywna – w terminologii bibliotekoznawczej określenie procedur zapewniających utrzymanie w sposób konsekwentny haseł (nazw, ujednoliconych tytułów, tytułów serii i haseł przedmiotowych) w katalogach bibliotecznych przez zastosowanie wykazu autorytatywnego zwanego kartoteką wzorcową.Gemeinsame Normdatei (GND) – kartoteka wzorcowa, stanowiąca element centralnego katalogu Niemieckiej Biblioteki Narodowej (DNB), utrzymywanego wspólnie przez niemieckie i austriackie sieci biblioteczne.



    w oparciu o Wikipedię (licencja GFDL, CC-BY-SA 3.0, autorzy, historia, edycja)

    Reklama