PROFILBARU.COM

Mira
	; Mira ja sen kumppani Hubblen kuvaamana
Nimen alkuperä	lat. ihmeellinen tai ällistyttävä
Bayerin designaatio	Omikron Ceti, o Ceti, o Cet, omi Cet
Flamsteedin designaatio	68 Ceti, 68 Cet
HD-designaatio	HD 14386
Muut designaatiot	HR 681,SAO 129825, BD -3 353, WDS 02193-0259Aa, ADS 1778A, Mira B on VZ Ceti
Fyysiset ominaisuudet
Näennäinen kirkkaus	2,0–10,1, vaihtelee mm 331,96 päivän jaksossa korkeudella 8,1, muitakin jaksoja on. Mira B: 9,5–12,0 mv
Absoluuttinen kirkkaus	0,93 max? Mv
Valovoima	15000 max/? LO (aurinkoa) aurinkoa
Spektriluokka	M7IIIe (M5.5e-9e III), DA (valkoinen kääpiö)
Väri-indeksi	B-V 1,42 U-B 1,09, lähellä maksimia, ovat erilaisia vaihtelevilla kirkkauksilla.
Lämpötila	keskim 2200/? K K
Massa	15,7 MO (aurinkoa) M☉
Säde	700 RO (aurinkoa) R☉
Muuttujatyyppi	Sykkivä, pitkäjaksoinen Mira-tyyppiä
Pyörimisnopeus	? km/s
Metallipitoisuus	?
Ikä	? milj. v
Astrometriset ominaisuudet
Tähdistö	Valas Cetus
Rektaskensio (J2000)	02h 19m 20.79s
Deklinaatio (J2000)	-02° 58′ 39.5″
Etäisyys	418 valovuotta (128,15 pc parsekia)
Parallaksi	7,79 ± 1,23 mas mas
Säteisnopeus	+63,8 km/s km/s km/s
Ominaisliike	RA: 10,33 mas/yr; dekl.: -239,48 mas/yr mas/v
	Infobox OK

Tämä artikkeli käsittelee Mira-tähteä. Nimen muita merkityksiä on lueteltu täsmennyssivulla.

Mira (Omikron Ceti /ο Cet /ο Ceti) on Valaan tähdistössä sijaitseva kirkkaudeltaan muuttuva tähti, joka on myös kaksoistähti.

Ominaisuudet

Miran ympärillä oleva kaasuvaippa ja kaasupyrstö.

Mira on pitkäjaksoisten Mira-tyyppisten tähtien prototyyppi. Sitä alettiin epäillä kaksoistähdeksi jo 1918, ja vuonna 1923 Robert Grant Aitken havaitsi Mira B:n optisesti.

Mira A on asymptoottihaaraan kuuluva sykkivä punainen jättiläinen. Mira B on valkoinen kääpiö, jonka ympärillä on kaasurengas. Ne muodostavat symbioottisen kaksoistähden, missä Mira A menettää avaruuteen ainettaan, joka kertyy Mira B:n pinnalle. Tähtien välinen etäisyys on tällä hetkellä noin 70 AU.

Vuonna 2007 ajateltiin, että Mira B on oranssi pääsarjan tähti,^[1] mutta vuonna 2010 julkaistiin havaintoja, jotka tukevat käsitystä, että se on sittenkin valkea kääpiö.^[2]

Mira on ainoa tunnettu tähti, jolla on komeettamainen pyrstö, pituudeltaan noin 13 valovuotta. Se on muodostunut Miran menettämästä aineesta ja tähtienvälisestä kaasusta, jonka läpi Mira kulkee poikkeuksellisen suurella nopeudella (n. 130 km/s).^[3]

Historia

Mira on ensimmäinen varmuudella tunnistettu muuttuva tähti. David Fabricius havaitsi vuonna 1596 sen ensin kirkastuvan ja sitten himmenevän näkymättömiin. Hän piti sitä ensin novana, mutta havaitsi sen uudelleen 1609.^[4] Vuonna 1638 Johannes Holwarda havaitsi tähden yhdentoista kuukauden mittaisen jakson, ja 1662 Johannes Hevelius antoi sille nimen Mira (latinaksi 'ihmeellinen' tai 'ällistyttävä'). Ismaël Bullialdus laski Miran jakson olevan 333 päivää, mikä on vain hieman enemmän kuin nykyinen 332 päivää. Bullialduksen havainto on voinut olla tarkka, koska Miran jaksollisuuden tiedetään vaihtelevan hieman.

Lähteet

↑ First Planet-Forming Disk Found in the Environment of a Dying Star 2007. Keck Observatory. Viitattu 29.4.2012. (englanniksi)
↑ Sokoloski & Bildsten: Evidence for the White Dwarf Nature of Mira B. Solar and Stellar Astrophysics, 2010. Artikkelin verkkoversio. Viitattu 29.4.2012. (englanniksi)
↑ D. Cristopher Martin et al.: A turbulent wake as a tracer of 30,000 years of Mira's mass loss history. Nature, 2007, nro 7155, s. 780–783. PubMed:17700694 doi:10.1038/nature06003 Bibcode:2007Natur.448..780M Artikkelin verkkoversio. (PDF) Viitattu 29.4.2023.
↑ Dorrit Hoffleit: History of the Discovery of Mira Stars. The Journal of the American Association of Variable Star Observers, 1997, 25. vsk, nro 2, s. 115-136. Bibcode:1997JAVSO..25..115H Artikkelin verkkoversio. (PDF) Viitattu 29.4.2023.