PROFILPELAJAR.COM

У Вікіпедії є статті про інші значення цього терміна: Міра (значення).

**Міра**
Дані дослідження Епоха J2000.0
Ультрафіолетовий знімок Міри, отриманий телескопом Хаббл
Міра, видима з Землі.
Сузір'я	Кит
Пряме піднесення	02^г 19^х 20,7927^с^[1]
Схилення	-02° 58′ 39,513″^[1]
Видима величина (V)	2,0 — 10,1
Характеристики
Спектральний клас	M7 IIIe^[2]

показник кольору U−B	+0,08^[3]

показник кольору B−V	+1,53^[3]






Тип змінності	мірида
Астрометрія
Променева швидкість (R_v)	+63,8^[1] км/сек
Власний рух (μ)	за пр. піднес.: 10,33^[1] мас/рік за схиленням: -239,48^[1] мас/рік
Паралакс (π)	7,79 ± 1,07 мас
Відстань	417±14 світлових років парсек
Абсолютна величина (M_V)	0,93
Подробиці
Маса	1,18^[4] M_☉
Радіус	332—402^[5] R_☉
Світність	8400—9360^[5] L_☉
Ефективна температура	2918—3192^[5] K



Вік	6×10⁹^[4] років
Інші позначення
Міра, Collum Ceti, Omicron Ceti, 68 Ceti, HR 681, BD -03°353, HD 14386, LTT 1179, SAO 129825, HIP 10826^[1].
Посилання
SIMBAD	AB дані для Mira AB

Мі́ра (лат. mira — дивовижна) — змінна зоря в сузір'ї Кита (ο Ceti — омікрон Кита), що складається з червоного гіганта Міра А та білого карлика Міра B . Відстань до Міри — 417± 67 св. років^[6]. Компоненти перебувають на відстані 70 а. о., орбітальний період — близько 400 років.

Історія

В античних та середньовічних джерелах немає однозначних згадок цієї зірки. Міра А — пульсуюча змінна зірка, вона має період 332 дні. У максимумі блиску вона досить помітна (видима зоряна величина в деяких циклах сягає 2^m, хоча у середньому становить 3,5^m). У мінімумі її світність падає в сотні разів (6^m…10^m, у середньому — 8^m) і вона стає невидимою неозброєним оком. Зміни яскравості Міри відкрив Давид Фабріціус 1596 року, коли спостерігав падіня блиску від максимуму до невидимості неозброєним оком^[7]. 1609 року Байєр вніс цю зірку до свого атласу зоряного неба і позначив як ο-Ceti. Ян Гевелій систематично спостерігав зірку з 1659 до 1682 року і дав їй сучасну назву^{[джерело?]}. Досить незвичайна поведінка Міри згодом дала назву цілому класу зір із подібними коливаннями блиску — міриди^[8]. В інфрачервоному діапазоні коливання блиску набагато менші і становлять лише близько двох зоряних величин.

Фізичні характеристики

Міра B оточена гарячим акреційним диском речовини, що витікає з гіганту. Вона також є змінною завдяки нерівномірному її надходженню — видима зоряна величина коливається від 9,5^m до 12^m.

Газопиловий хвіст

2007 року астрономи виявили у зорі велетенський хвіст із пилу й газу — на кшталт тих, що тягнуться за кометами, які наближаються до Сонця. Відкриття було здійснене за допомогою ультрафіолетового орбітального телескопу GALEX, виведеного на орбіту NASA 2003 року. Астрономи були неабияк здивовані: адже Міру вивчають вже протягом 400 років і ніхто не помічав таких особливостей. Втім, пояснюється це досить просто: ніхто не спостерігав її в ультрафіолетовому світлі. Виявлений хвіст має розмір майже 13 світлових років (для порівняння — відстань до найближчої до нас зорі — Проксіми Центавра — становить лише 4 світлових роки).

Згідно з розрахунками, кожні 10 років зоря втрачає масу, що еквівалентна масі Землі. Речовина, що перебуває в кінці хвоста, була викинута приблизно 30 тис. років тому.

Власний рух

Більшість зір Чумацького Шляху обертається навколо центру нашої Галактики приблизно з тією ж швидкістю і в тому ж напрямку, як рухається й міжзоряний газ, однак Міра випадає із загального ряду. Ця зоря рухається крізь галактичну хмару газу із відносною швидкістю 130 км/с. У результаті викиди речовини просто здуває назад, утворюючи унікальну хвостову формацію. На фотографіях телескопа GALEX добре видно велетенське здуття, розташоване перед зорею — це ділянка ударної хвилі. У земних умовах подібні ударні хвилі утворюються перед літаками, що летять із надзвуковою швидкістю, або перед носом швидкісного човна. Там відбувається зіткнення речовини, що викидається зорею, з частками міжзоряного газу. Внаслідок цього речовина розігрівається і її відкидає у напрямку хвоста. Основну частину цієї речовини складають атоми водню. Вони поступово втрачають енергію у вигляді ультрафіолетового випромінювання — його й зафіксував телескоп GALEX.

Джерела

↑ ^а ^б ^в ^г ^д ^е V* omi Cet -- Variable Star of Mira Cet type. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Архів оригіналу за 30 червня 2013. Процитовано 10 серпня 2006.
↑ Castelaz, Michael W.; Luttermoser, Donald G. (1997). Spectroscopy of Mira Variables at Different Phases. The Astronomical Journal. 114: 1584—1591. doi:10.1086/118589. Архів оригіналу за 4 жовтня 2018. Процитовано 10 грудня 2007.
↑ ^а ^б Celis S., L. (1982). Red variable stars. I — UBVRI photometry and photometric properties. Astronomical Journal. 87: 1791—1802. doi:10.1086/113268. Архів оригіналу за 4 жовтня 2018. Процитовано 10 грудня 2007.
↑ ^а ^б 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. doi:10.1086/161527. Архів оригіналу за 4 жовтня 2018. Процитовано 17 грудня 2007.
↑ ^а ^б ^в Woodruff, H. C.; Eberhardt, M.; Driebe, T.; Hofmann, K.-H.; Ohnaka, K.; Richichi, A.; Schert, D.; Schöller, M.; Scholz, M.; Weigelt, G.; Wittkowski, M.; Wood, P. R. (2004). Interferometric observations of the Mira star o Ceti with the VLTI/VINCI instrument in the near-infrared (PDF). Astronomy & Astrophysics. 421: 703—714. doi:10.1051/0004-6361:20035826. Архів оригіналу (PDF) за 3 березня 2016. Процитовано 7 грудня 2007.
↑ 350 св. років за даними «Encyclopaedia Britannica»
↑ Міра // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 295. — ISBN 966-613-263-X.
↑ Міриди // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 297. — ISBN 966-613-263-X.