Mira (hviezda)
| Pozorovacie dáta Epocha 2000,0 | |
|---|---|
| Súhvezdie | Veľryba |
| Rektascenzia | 02h 19m 45s |
| Deklinácia | 02° 56′ 16″Súradnice:  02h 19m 45s; 02° 56′ 16″
|
| Zdanlivá magnitúda (V) | 1,7 – 9,4 |
| Spektrálne charakteristiky | |
| Spektrálny typ | M6e - M9e |
| U-B farebný index | ? |
| B-V farebný index | ? |
| R-I farebný index | - |
| Typ premennosti | dlhoperiodická pulzujúca premenná |
| Fyzikálne charakteristiky [url zdroja] | |
| Hmotnosť | ? M☉ |
| Polomer | 700-násobok R☉ |
| Svietivosť | max. 250-násobok L☉ |
| Teplota | 1 900 – 2 500 K K |
| Metalicita | ?% Slnka |
| Rotácia | ? |
| Vek | ? rokov |
| Orbitálne charakteristiky spoločníka | |
| Spoločník | Mira B (VZ Ceti) |
| Perióda (P) | 400 rokov |
| Veľká polos (a) | ?" |
| Excentricita (e) | ? |
| Uhol sklonu dráhy (i) | ?° |
| Výstupný uzol (Ω) | ?° |
| Periastrón epocha (T) | ? |
| Iné označenia | |
SAO129825, Omikrón Ceti
| |
Mira (ο Cet/ο Ceti/Omikron Ceti) je dvojhviezda v súhvezdí Veľryba pozostávajúca z červeného obra Mira A a bieleho trpaslíka, Mira B alebo VZ Ceti.
Mira A je premenná hviezda a bola prvou objavenou premennou hviezdou, ktorá nebola supernovou. Na rozdiel od bizarnej Eta Carinae, Mira je najjasnejšou periodickou premennou hviezdou na oblohe, ktorá nie je počas svojho cyklu čiastočne viditeľná.
Jej malý hviezdny sprievodca bol objavený pomocou Hubblovho vesmírneho ďalekohľadu (HST) v roku 1995, keď sa nachádzal 70 AU od hlavnej zložky dvojhviezdy. Objav bol oznámený v roku 1997. Ultrafialové obrázky z HST a neskôr röntgenové obrázky z Chandry ukázali špirálu plynu opúšťajúcu Miru A smerom k Mire B. Sprievodca obehne Miru raz za 400 rokov.
Mira sa stala prototypom miríd, premenných hviezd s dlhou periódou. Zatiaľ poznáme asi 6000 hviezd tohto typu. Všetko sú to červené obry, ktorých povrchy pulzujú a zvyšujú alebo znižujú tak svoju jasnosť počas periód dlhých od asi 80 do viac ako 1000 dní. Najčastejšie sú ich periódy dlhé od 200 do 400 dní.
Samotná Mira sa zjasňuje až k na magnitúdu 3,5, čím sa stáva dobre viditeľnou hviezdou. Niekedy dosiahne maximum až 2,0 mag a minimum 4,9 mag. Mení tak celkom bežne svoju jasnosť až pätnásťkrát. V histórii ale už jej jasnosť poklesla až medzi 8,6 a 10,1 mag. Pri porovnaní absolútneho minima a maxima (nie však počas jednej periódy) zistíme, že Mira dokáže zmeniť svoju jasnosť až 1700-krát.
Jej svetelná krivka stúpa asi 100 dní a ďalších zhruba 200 dní klesá. Perióda je v priemere dlhá 332 dní. Čerstvé dáta jej svetelnej krivky nájdete na [1].
Objav
[upraviť | upraviť zdroj]Mira bola objavená, alebo aspoň po prvýkrát zaznamenaná, po pozorovaniach astronóma Davida Fabricia, ktoré začali 3. augusta 1596. Pre sledovanie planéty Merkúr potreboval referenčnú hviezdu na zisťovanie jeho polohy. Vybral si do tej doby nezaznamenanú hviezdu tretej magnitúdy, ktorá sa nachádzala v jeho blízkosti. 21. augusta ale hviezda nečakane zvýšila svoju jasnosť o celú jednu magnitúdu, aby počas októbra zmizla z jeho ďalekohľadu. Fabricius si myslel, že to bola iba nova, ale prekvapivo ju 16. februára 1609 opäť uvidel.
Neskôr Johann Holwarda určil jej periódu na 11 mesiacov. Meno jej dal Johannes Hevelius, ktorý ju pozoroval v rovnakom čase. Meno sa objavilo v jeho práci Historiola Mirae Stellae z roku 1662. Mira znamená po latinsky nádherná, udivujúca alebo výnimočná. Pre toto pomenovanie sa rozhodol preto, že sa chovala celkom inak ako ostatné známe hviezdy na oblohe. Ismail Bouillaud potom spresnil jej periódu na 333 dní. Táto hodnota sa líši iba o jeden deň od dnes uvádzaných 332 dní. Je pritom známe, že Mira svoju periódu trocha mení.
Špekuluje sa, či Fabricius Miru skutočne pozoroval ako prvý. Z príkladu hviezdy Algol, pri ktorej sa s istotou potvrdila jeho premennosť až roku 1667, sa dá usudzovať, že Miru pozorovali ľudia už tisícročia. V jednom zo svojich spisov sa o podobnej hviezde zmieňuje už Hipparchos, aj keď v Ptolemaiových katalógoch nie je spomenutá ani ako normálna hviezda. V čínskych a kórejských archívoch môžeme tiež nájsť jej pozorovania, z rokov 134 pred Kr., 1070 a 1596, teda z rovnakej doby, keď ju pozoroval aj Fabricius. Týmito záznamami si ale nemôžeme byť istí, pretože tieto pozorovania boli vďaka tomu, že sa hviezdy umiestňovali iba do čínskych súhvezdí, veľmi nepresné.
