Mirida

Mirida  este o clasă de stele variabile pulsante , numite după steaua lumii (Omicron Ceti ). Această clasă include stele din clasele spectrale târzii Me, Ce, Se (litera e înseamnă prezența liniilor de emisie de hidrogen în spectru) cu variații de luminozitate de la 2,5 la 11 magnitudini în domeniul vizibil. Amplitudinea variațiilor în domeniul IR , de regulă, este mai mică de 2,5 și în banda K nu depășește nici măcar 0,9. Perioada de pulsație a acestora poate fi de la 80 la 1000 de zile [1] .

Miridele sunt giganți roșii care se află în etapele finale ale evoluției stelare , care, de-a lungul a câteva milioane de ani, își pierd învelișul exterior și se transformă în pitice albe . Sursa de energie a Miridelor, la fel ca multe alte giganți roșii, este în principal arderea termonucleară a heliului în miez, cu participarea combustiei stratificate a hidrogenului în învelișul miezului (spre deosebire de stelele din secvența principală , care primesc energie din conversia hidrogenului în heliu). în miez). Pe diagramele Hertzsprung-Russell, Miridurile sunt pe ramura gigant asimptotică . Miridele de tip spectral M conțin mai mult oxigen decât carbon în fotosferele lor; pentru clasa S Miras acest raport este aproximativ același, pentru clasa C Miras (stelele carbon) raportul C/O este mai mare decât unu. Spectrele prezintă semne de unde de șoc și mișcarea rapidă a gazului în fotosferă (deplasare Doppler) [2] .

Se crede că masa Miridelor nu depășește două mase solare , dar luminozitatea lor este de mii de ori mai mare decât cea solară datorită învelișului exterioară extins, care are o rază de 200-300 de ori mai mare decât raza Soarelui . 2] . Se crede că pulsația Miras se datorează contracției și expansiunii periodice a acestor stele. Acest lucru determină modificări ale razei și temperaturii, ducând la variații ale luminozității. Miridele pierd rapid în masă, cu o rată de aproximativ 10 −6 M ⊙ pe an, datorită cărora durata existenței lor în această clasă de stele nu depășește câteva milioane de ani. Ele joacă un rol important în evoluția chimică a galaxiilor, îmbogățind mediul interstelar cu elemente grele. Unii dintre ei pierd gaze treptat, în timp ce alții își aruncă brusc învelișul exterior la un moment dat, formând nebuloase planetare . După vărsarea finală a cochiliei, miezul său de heliu, o pitică albă , rămâne în locul Miridei [2] .

Modelele timpurii ale lui Miras au presupus că steaua a rămas simetrică sferic în timpul procesului de pulsație (în principal pentru a ajuta la reducerea simulărilor pe computer). O revizuire recentă a Miras a arătat că 75% dintre sistemele Mira care au fost rezolvate cu telescopul IOTA nu sunt simetrice sferic [3] , ceea ce este în concordanță cu observațiile anterioare ale Miras individuale [4] [5] [6] , deci este necesară modelarea structurii 3D pe supercalculatoare [7] .

De exemplu, multe stele, cum ar fi R Hare , au un spectru dominat de carbon , ceea ce indică un transfer de materie de la miez la suprafață. Acest material formează adesea o acoperire de praf care face ca steaua să fie alternativ mai slabă și mai strălucitoare.

Miridele pot fi bogate în oxigen sau carbon. Stelele bogate în carbon, precum R Hare, apar doar într-un set restrâns de condiții care opresc tendința stelelor ramificate gigantice asimptotice de a menține o cantitate în exces de oxigen față de carbon din cauza amestecării materiei [8] . În stelele cu ramuri asimptotice-gigant, cum ar fi Mira, reacțiile nucleare au loc în surse alternante stratificate de hidrogen și heliu, în care are loc o amestecare profundă periodică. În același timp, carbonul din carcasa unde arde heliul este transferat la suprafață, care formează o stea de carbon. Cu toate acestea, în stelele de peste 4 M⊙ , are loc un regim de reacție în care regiunile inferioare ale zonei convective sunt suficient de fierbinți pentru ciclul CNO , în care cea mai mare parte a carbonului este distrus înainte de a ajunge la suprafață. Astfel, stelele mai masive nu pot deveni bogate în carbon [9] .

Miridele pierd rapid din masă, acest material formează adesea cochilii de praf în jurul stelei. În unele cazuri, condițiile sunt favorabile pentru formarea unei surse de maser [10] .

Un număr mic de Miras par să își modifice perioada de pulsație în timp: perioada crește sau scade cu o fracțiune semnificativă (până la un factor de 3) pe parcursul mai multor decenii sau câteva secole. Se crede că acest efect este o consecință a pulsațiilor termice, în care învelișul de heliu reîncepe reacțiile din sursa stratului de hidrogen. În acest caz, structura stelei se modifică, ceea ce dă o schimbare a perioadei. Probabil, un astfel de proces va fi caracteristic tuturor Miras, dar durata relativ scurtă a impulsurilor termice (câteva mii de ani) în comparație cu durata de viață pe ramura gigantică asimptotică (mai puțin de un milion de ani), prin urmare, vedem stadiul de impuls termic. doar în câteva dintre cele câteva mii de Mira cunoscute. Poate că o astfel de etapă este observată în R Hydra [11] . Majoritatea Miras prezintă variații lente ale perioadei de la ciclu la ciclu, probabil datorită comportamentului neliniar al anvelopei stelare, inclusiv abaterilor de la simetria sferică [12] [13] .

Miridele cu o perioadă mai mică de 200 de zile au o curbă de lumină simetrică (timpii de creștere și de cădere sunt aproximativ aceleași) și o amplitudine mică. Pe măsură ce perioada crește, amplitudinea crește și rata de creștere a luminozității devine mai mare decât rata de decădere, iar pe curba de creștere apar „pași”.

Miridele sunt obiecte populare de observație pentru astronomii amatori datorită luminozității lor schimbătoare. Unele Miride, inclusiv Mira însăși, au fost observate de peste un secol [2] .

Sisteme planetare

Pentru 2022, o singură Mirida - R Leo - are un sistem planetar descoperit și neconfirmat. Cu toate acestea, Miridele sunt potențiali proprietari ai planetelor datorită faptului că sunt stele vechi care au evoluat din stele obișnuite din secvența principală . În consecință, cel puțin o treime dintre Miras au planete și, eventual, superplanete ( pitice brune ).

Note

  1. ↑ Samus NN, Durlevich OV GCVS Tipuri de variabilitate și statistici de distribuție a stelelor variabile desemnate în funcție de tipurile lor de variabilitate  ( 12 februarie 2009). Preluat la 8 septembrie 2019. Arhivat din original la 18 martie 2012.
  2. ↑ 1 2 3 4 Mattei JA Introducing Mira Variables  //  The Journal of the American Association of Variable Star Observers. - 1997. - Vol. 25 , nr. 2 . - P. 57-62 . — Cod biblic .
  3. ↑ Primele rezultate rezolvate la suprafață cu interferometrul IOTA Imaging: Detection of Asymmetries in AGB stars   // Astrophys . J. - 2006. - Vol. 652 . - P. 650-660 . - doi : 10.1086/507453 . - . - arXiv : astro-ph/0607156 .
  4. ↑ Haniff C.A. și colab. Imagini sintetice cu deschidere optică ale fotosferei și atmosferei moleculare din Mira  //  The Astronomical Journal . - 1992. - Vol. 103 . - P. 1662 . - doi : 10.1086/116182 . - Cod biblic .
  5. ↑ Karovska M., Nisenson P., Papaliolios C., Boyle R.P. Asymmetries in the atmosphere of Mira  //  The Astrophysical Journal . - 1991. - Vol. 374 . — P.L51 . - doi : 10.1086/186069 . - Cod biblic .
  6. ↑ Tuthill PG, Haniff CA, Baldwin JE Imagini de suprafață ale stelelor variabile de lungă perioadă  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - 1999. - Vol. 306 , nr. 2 . — P. 353 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.1999.02512.x . - .
  7. ↑ Freytag B., Höfner S. Simulări tridimensionale ale atmosferei unei stele AGB  // Astronomie și astrofizică  . - 2008. - Vol. 483 , nr. 2 . — P. 571 . - doi : 10.1051/0004-6361:20078096 . - .
  8. ↑ Feast MW, Whitelock PA, Menzies JW Variabile Mira bogate în carbon: cinematică și magnitudini absolute  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - 2006. - Vol. 369 , nr. 2 . - P. 791-797 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10324.x . - Cod . — arXiv : astro-ph/0603506 .
  9. ↑ Stancliffe RJ, Izzard RG, Tout CA A treia dragare în stele cu masă mică: Rezolvarea misterului stelei de carbon din Noul Mare Magellanic  // Anunțuri lunare ale Societății Regale de Astronomie: Scrisori  . - 2004. - Vol. 356 , nr. 1 . - P. L1–L5 . - doi : 10.1111/j.1745-3933.2005.08491.x . - Cod biblic . — arXiv : astro-ph/0410227 .
  10. ↑ Wittkowski M. și colab. Variabila Mira S Orionis: relații dintre fotosferă, stratul molecular, învelișul de praf și învelișul maser SiO la 4 epoci  // Astronomie și Astrofizică  . - 2007. - Vol. 470 , nr. 1 . - P. 191-210 . - doi : 10.1051/0004-6361:20077168 . - . - arXiv : 0705.4614 .
  11. ↑ Zijlstra AA, Bedding TR, Mattei JA The evolution of the Mira variable R Hydrae  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - 2002. - Vol. 334 , nr. 3 . — P. 498 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2002.05467.x . - . - arXiv : astro-ph/0203328 .
  12. ↑ Templeton MR, Mattei JA, Willson LA Secular Evolution in Mira Variable Pulsations  //  The Astronomical Journal . - 2005. - Vol. 130 , nr. 2 . - P. 776-788 . - doi : 10.1086/431740 . - Cod biblic . — arXiv : astro-ph/0504527 .
  13. ↑ Zijlstra AA, Bedding TR Period Evolution in Mira Variables // Journal of the American Association of Variable Star Observers. - 2002. - T. 31 , nr 1 . - S. 2 . — Cod biblic .

Link -uri

  Accesați articolul Wikidata  În cataloagele bibliografice
 stele variabile
Eruptiv
Pulsând
rotind
Cataclismic
eclipsarea binarelor
Liste
Categorie: Stele variabile