| http://dbpedia.org/ontology/abstract
|
Mira-veranderlijken of Mira-variabelen zij … Mira-veranderlijken of Mira-variabelen zijn pulserende variabele sterren met een regelmatige periode tussen 80 en 1000 dagen. Ze hebben een rode kleur (een laat type spectrum). Hun amplitude is tussen 2,5 en 11 magnitudenin het zichtbare licht (een factor 10 tot 1000). De verandert slechts met een factor 2 tot 3omdat in het nabij infrarood de variatie minder dan 2,5 magnituden is. Het zijn rode reuzen in een laat stadium van hun evolutie (op de asymptotische reuzentak in het Hertzsprung-Russelldiagram). Ze zullen binnen enkele miljoenen jaren hun afstoten als planetaire nevel en dan een witte dwerg worden. Deze soort variabele ster is genoemd naar Mira in het sterrenbeeld Walvis. Mira-veranderlijken horen samen met de tot de . Mira-veranderlijken zijn wegens hun grote veranderingen in helderheid populair onder amateur astronomen die geïnteresseerd zijn in waarnemingen van variabele sterren. Sommige Mira-variabelen (waaronder Mira zelf) hebben betrouwbare waarnemingen over een tijdperk veel langer dan een eeuw.ver een tijdperk veel langer dan een eeuw.
, Les (étoiles) variables de type Mira sont … Les (étoiles) variables de type Mira sont une classe d'étoiles variables, caractérisées par des couleurs très rouges, des périodes de pulsation supérieures à 100 jours, et des amplitudes de luminosité supérieures à une magnitude. Ce sont des étoiles géantes rouges se trouvant dans les dernières étapes de leur évolution stellaire (la branche asymptotique des géantes rouges) qui finiront par expulser leur enveloppe externe en une nébuleuse planétaire et par devenir des naines blanches en quelques millions d'années. Cette classe d'étoile est nommée en référence à l'étoile Mira (o Cet). On pense généralement que les variables Mira ont une masse inférieure à deux masses solaires, mais elles peuvent être des centaines de fois plus lumineuses que le Soleil, à cause de leur enveloppe très élargie. Ces étoiles semblent pulser en se contractant et en s'élargissant de manière cyclique, ce qui conduit à un changement à la fois du rayon et de la température, d'où leur variation de luminosité. La période de pulsation est fonction de la masse et du rayon de l'étoile. Les très larges amplitudes de variation de la magnitude visuelle ne sont pas uniquement dues aux grandes variations de luminosité, mais également à un décalage de l'énergie émise dans les longueurs d'onde infrarouge et visible lorsque les étoiles changent de température lors de leurs pulsations. Les premiers modèles d'étoiles Mira supposaient que l'étoile restait à symétrie sphérique durant ce phénomène (principalement pour garder une modélisation simple, plutôt que pour des raisons physiques). Une récente étude d'étoiles variables Mira a trouvé que 75 % des étoiles qui pouvaient être résolues avec le télescope IOTA ne sont pas à symétrie sphérique, un résultat qui est cohérent avec les images plus anciennes d'étoiles Mira individuelles, si bien qu'il y a maintenant une urgence à faire des modélisations tridimensionnelles réalistes des étoiles Mira sur des superordinateurs. Les variables Mira peuvent être riches en oxygène ou riches en carbone. Les étoiles riches en carbone telles que R Leporis proviennent d'un ensemble étroit de conditions qui contrecarrent la tendance normale des étoiles AGB à maintenir un surplus d'oxygène par rapport au carbone à leur surface à cause des dredge-ups. Les étoiles AGB pulsantes telles que les variables Mira subissent une fusion en coquilles alternant l'hydrogène et l'hélium, ce qui produit des convections profondes périodiques appelées dredge-ups. Ces dredge-ups font monter en surface le carbone produit par la combustion de l'hélium en coquille et produiront une étoile carbonée. Cependant, dans les étoiles de masse supérieure à environ 4 M☉, la combustion "inférieure chaude" se produit. Cela arrive quand les régions inférieures de la zone convective sont assez chaudes pour qu'une fusion significative selon le cycle CN ait lieu, ce qui détruit la majorité du carbone avant qu'il ne soit transporté à la surface. Par conséquent les étoiles AGB les plus massives ne deviennent pas riches en carbone. Les variables Mira perdent rapidement de la masse et cette matière forme souvent des couches de poussière autour de l'étoile. Dans certains cas, les conditions sont favorables à la formation de masers naturels. Bien que la plupart des variables Mira soient très similaires en ce qui concerne leur comportement et leur structure, il s'agit d'une classe hétérogène d'étoiles variables, à cause notamment des différences d'âge, de masse, de période de pulsation, et de composition chimique. Une petite fraction des variables de type Mira semblent changer de période de pulsation au cours du temps, cette période augmentant ou diminuant de façon significative (jusqu'à un facteur trois) sur une durée de plusieurs décennies ou plusieurs siècles. On pense que ceci est causé par des modifications de température, une « coque » d'hydrogène proche de la surface de l'étoile pouvant devenir assez chaude et dense pour commencer des réactions de fusion nucléaire. Ceci modifie la structure de l'étoile, ce qui se manifeste par un changement de période. Ce processus est prévu par la théorie pour toutes les variables Mira, mais la durée relativement courte des pulsations thermiques (quelques milliers d'années) comparée à la durée de vie d'une étoile sur la branche asymptotique des géantes (plusieurs millions d'années) fait que l'on ne constate ce phénomène que sur quelques-unes des milliers de variables Mira connues, dont peut-être R Hydrae. La plupart des variables Mira présentent de légers changements de période cycle à cycle, probablement à cause d'un comportement non linéaire de l'enveloppe stellaire dont des écarts à la symétrie sphérique.e dont des écarts à la symétrie sphérique.
, Gwiazdy zmienne typu Mira Ceti, mirydy, mi … 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 1m. 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. 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 rozmiaru i temperatury są powodem zmian jasności. Okres pulsacji jest zależny od masy i promienia gwiazdy. Obserwacje w podczerwieni przy użyciu układu teleskopów wykazały, że 75% miryd nie jest sferycznie symetryczna 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). 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. 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.zmienna z periodycznymi zmianami jasności.
, Міриди — клас пульсуючих змінних зір, назв … Міриди — клас пульсуючих змінних зір, назву якому дала Міра (зоря) з сузір'я Кита. До цього класу належать зорі червоного кольору з періодом пульсацій від 80 до 1000 діб і змінами світності більше, ніж на 2,5 зоряних величин у видимих променях (V). Міриди — червоні гіганти, що перебувають на кінцевих етапах зоряної еволюції. На діаграмі Герцшпрунга — Рассела вони лежать на асимптотичному відгалуженні гігантів. Цим зорям властивий високий темп втрати маси, що досягає 10-7 — 10-6 M☉ на рік. Протягом декількох мільйонів років вони скинуть свою зовнішню оболонку й перетворяться на білих карликів. Вважають, що маса мірид не перевищує двох сонячних мас, проте їх світність в тисячі разів більша сонячної через сильно розширену зовнішню оболонку. Вважається, що пульсація мірид обумовлена періодичним стисканням і розширенням цих зір. Це викликає зміни температури, що призводять до варіацій світності. Ранні моделі мірид виходили з того, що зірки залишаються сферично симетричними під час цих процесів. Останні дослідження мірид показали, що 75% з них не є сферично симетричними[джерело?]. Хоча багато мірид схожі в структурі й поведінці, це все ж гетерогенний клас змінних зір, що відрізняються за віком, масою, періодом пульсації й хімічним складом[джерело?]. Наприклад, у багатьох зір, таких як R Зайця, у спектрі переважає вуглець, що свідчить про перенесення речовини з ядра на поверхню. Ця речовина часто формує пиловий покрив, який робить зірку то тьмянішою, то яскравішою. Міриди є популярними об'єктами спостереження астрономів-аматорів завдяки великій амплітуді змін їх блиску. завдяки великій амплітуді змін їх блиску.
, 蒭藁（ChúGǎo）變星，又称蒭藁型变星或米拉变星，是一种脈動變星。特徵是顏色非常紅，週期超過100天，而且光度變化超過一個視星等。它們已經是恆星演化至非常後期的红巨星（在漸近巨星分支），即將逐出外面的氣體殼層成為行星狀星雲，並將在數百萬年後成為白矮星。其原型星為蒭藁增二，而蒭藁增二又稱米拉。
, نجوم الأعجوبة وبالإنجليزية Miras Stars أو … نجوم الأعجوبة وبالإنجليزية Miras Stars أو متغيرات ميرا نجوم متغيرة نابضة سميت نسبة إلى أعجوبة قيطس النجم ميرا، وهي نجوم يتغير لمعانها في دورة طويلة، ويحتمل أن يكون تغييير اللمعان مصدره النبض، فدورات التغيير تتراوح بين 80 إلى 1000 يوم، حوالي 70% من هذه النجوم لها دورات من 180 إلى 360 يوماً, كما أن التغيير في اللمعان أكبر من 205 قدراً ويصل إلى 8 أقدار، على أن مقدار التغيير في اللمعان الظاهري يزداد في المتوسط مع طول الدورة لكن اللمعان الحقيقي يقل معها، وشكل المنحنى الضوئي مختلف كثيرا، ويمكن أساساً التفريق بين ثلاثة أنواع:
* 1. صعود حاد إلى أعلى لمعان متبوع بهبوط ضحل إلى أقل لمعان
* 2. الصعود والهبوط يحدثان بنفس السرعة، بحيث يبدو المنحنى الضوئي متماثلاً تقريباً
* 3. في الصعود توجد أسنام أو حدبات، وهناك كذلك أنواع تداخلية كثيرة، وشكل المنحنى الضوئي ومقدار تغييره غير ثابتين بدرجة قوية، وليس التغيير الحادث في المنحنى الضوئي دورياً, أي لا يمكن التنبؤ به تماماً, لهذا فإن اصطلاح دورة في هذه الحالة يطلق دائماً على جزء قصير من المنحنى الضوئي، الذي يكون فيه التغيير منتظماً, تنتمي نجوم الأعجوبة إلى العمالقة وفوق العمالقة، وتركيز نجوم الأعجوبة بسيط من ناحية مستوى سكة التبانة، وهذه النجوم عبارة عن نجوم من النوع الطيفي M والنادر فيها من الأنواع S,N,R إلا أن لها جميعاً في الغالب خطوط انبعاث، والنوع الطيفي المتوسط ينزاح ناحية، تكون نجوم الأعجوبة مجموعة بين المتغيرات الذاتية، تمثل حوالي 1/4 ما اكتشف منها حتى الآن.ية، تمثل حوالي 1/4 ما اكتشف منها حتى الآن.
, Una variable Mira es una estrella variable … Una variable Mira es una estrella variable pulsante caracterizada por un color rojo intenso, un período de pulsación de más de 100 días, y una amplitud de más de una magnitud aparente. Son gigantes rojas en estados muy avanzados de su evolución estelar situadas en la rama asintótica gigante (RAG) en el diagrama de Hertzsprung-Russell, que en el transcurso de unos millones de años expulsarán sus capas exteriores creando una nebulosa planetaria, quedando el núcleo remanente como una enana blanca. Se piensa que las variables Mira tienen masas inferiores a 2 masas solares, pero al tener tan distendidas sus capas exteriores su luminosidad puede ser miles de veces mayor que la del Sol. Se piensa que las pulsaciones se producen por la expansión y la contracción de toda la estrella: esto produce un cambio en su temperatura y tamaño, lo que ocasiona la variación observada en su brillo. Las últimas observaciones han puesto de manifiesto que una gran parte de las variables Mira no tienen forma esférica. Aunque las variables Mira tienen un comportamiento y una estructura similar, en realidad forman un grupo heterogéneo en cuanto a edad, masa, modo de pulsación y composición química. Algunas, como R Leporis, son estrellas de carbono, mientras que otras muestran un aumento o disminución en su período de pulsación a lo largo del tiempo. Un pequeño subgrupo de variables Mira parecen cambiar su período a lo largo del tiempo; este aumenta o disminuye sustancialmente (hasta un factor de tres) en el transcurso de décadas o siglos. Se cree que esto puede deberse a pulsos termales, producidos por una capa de hidrógeno cerca del núcleo estelar que llega a estar lo suficientemente caliente y densa para experimentar fusión nuclear. Esto cambia la estructura de la estrella, lo que se manifiesta por un cambio en el período. Se piensa que esto sucede en todas las variables Mira, pero a la corta duración de los pulsos termales (apenas unos miles de años) en relación con la permanencia en la rama asintótica gigante (varios millones de años), implica que solo vemos este fenómeno en algunas de las muchas variables Mira conocidas. No obstante, la mayoría de ellas exhiben ligeros cambios de período entre ciclos, probablemente causados por un comportamiento no linear en la envoltura estelar, incluyendo desviaciones de la simetría esférica. Las variables Mira suscitan un gran interés dentro de la astronomía amateur debido a sus espectaculares cambios de brillo. La estrella Mira (ο Ceti), a quien deben su nombre estas variables, es la estrella más notable dentro del grupo. En la siguiente tabla figuran algunas de las variables Mira más conocidas. * Estrellas de carbonoMira más conocidas. * Estrellas de carbono
, Le variabili Mira sono una classe di stell … Le variabili Mira sono una classe di stelle variabili pulsanti, caratterizzate da colore rosso, periodo di pulsazione più lungo di 100 giorni, e ampiezze di pulsazione maggiori di una magnitudine. Prendono il nome dalla stella Mira (Omicron Ceti), la prima variabile di questo tipo scoperta. Sono stelle giganti rosse, nelle ultime fasi dell'evoluzione stellare (si trovano sul ramo asintotico delle giganti), che entro pochi milioni di anni espelleranno i loro strati esterni come nebulose planetarie, e diventeranno nane bianche. Le variabili Mira hanno masse non superiori a due masse solari, ma possono essere migliaia di volte più luminose del Sole, grazie ai loro strati esterni molto estesi. Si pensa che siano pulsanti in modi radiali, dove l'intera stella si espande e si contrae con simmetria sferica. La pulsazione si traduce in cambiamenti sia di raggio sia di temperatura, causando il loro cambiamento di luminosità. Il periodo di pulsazione è funzione della massa e del raggio della stella. Anche se la maggior parte delle variabili Mira presentano delle similitudini nel comportamento e nella loro struttura, sono comunque una classe eterogenea di stelle con età, massa e composizione chimica diversa. Per esempio, molte hanno spettri dominati dal carbonio, il che suggerisce che materia dal nucleo stellare sia stato trasportato in superficie. Questo materiale spesso forma delle sfere di polvere attorno alla stella, le quali contribuiscono anch'esse alle variazioni periodiche di luminosità. Alcune variabili Mira sono anche sorgenti naturali di maser. Un piccolo sottoinsieme di variabili Mira sembra avere un periodo di pulsazione variabile nel tempo: il periodo aumenta o diminuisce in modo sostanziale (fino ad un fattore tre) nel corso di alcune decine o centinaia di anni. Si pensa che questo effetto derivi da pulsazioni termiche, dove una massa di idrogeno vicino al nucleo della stella diventa abbastanza calda e densa a iniziare una propria fusione nucleare, parallela a quella principale. La struttura della stella deve cambiare per adattarsi alla nuova fonte di energia, cosa che si manifesta all'esterno come un cambiamento del periodo. La teoria prevede che questo effetto si verifichi in tutte le variabili Mira, ma solo per poche migliaia di anni. Poiché la vita di una variabile Mira (o meglio, la sua permanenza in questo stato) si misura in almeno qualche milione di anni, solo poche tra le numerose migliaia di variabili Mira conosciute mostrano questo effetto. La maggior parte delle variabili Mira esibisce comunque un piccolo cambiamento del periodo tra una pulsazione e l'altra. Le stelle Mira sono soggetti popolari di osservazione tra gli astronomi amatoriali interessati all'osservazione delle stelle variabili, grazie al loro enorme cambiamento di luminosità. Alcune variabili Mira (tra cui Mira stessa) hanno una serie registrata di osservazioni lunga più di un secolo. Nella tabella sottostante alcune variabili Mira tra le più brillanti e conosciute.li Mira tra le più brillanti e conosciute.
, Miridy jsou proměnné hvězdy s velmi dlouho … Miridy jsou proměnné hvězdy s velmi dlouhou periodou pulzací. Periody pulzací se pohybují rozmezí mezi 80 dny a více než 1 000 dnů a jsou téměř pravidelné, ale ne tak pravidelné jak je tomu u hvězd typu delta Cephei nebo RR Lyrae. Amplitudy světelných křivek mirid jsou zpravidla větší než 2,5m a mohou dosáhnout i více než 6m.Jsou to staří obři spektrálních tříd K a M a mají protáhlý tvar podobný vejci. Vzhledem k nízkým teplotám na jejich povrchu jsou zdroji infračerveného záření. Pulzace mají svou příčinu ve slupce okolo vyhaslého jádra hvězdy, ve které se Salpeterovou reakcí slučuje helium na kyslík a uhlík. Protože rychlost této reakce závisí na 4. mocnině teploty, jedná se spíše o periodické výbuchy, mezi kterými reakce pohasíná. Jakmile rázová vlna výbuchu dorazí k povrchu hvězdy, zahřeje ho o několik set K. To při jinak nízké povrchové teplotě hvězdy (asi 3 000 K) způsobí disociaci molekul těžších prvků (například titanu nebo vanadu), takže ze spektra zmizí jejich a hvězda se díky tomu zjasní. Po ochlazení dojde k rekombinaci, a jasnost hvězdy tak podstatně poklesne. Pomocí mirid lze měřit vzdálenosti, neboť je známá jejich křivka světelných změn i jejich absolutní hvězdná velikost. První hvězdou, u které byly výše zmíněné vlastnosti pozorovány byla Mira (ο Cet), dvojhvězda v souhvězdí Velryby.a (ο Cet), dvojhvězda v souhvězdí Velryby.
, Uma estrela variável Mira - nome dado em r … Uma estrela variável Mira - nome dado em referência à estrela Mira - pertence a uma classe de estrelas variáveis pulsantes caracterizadas por uma coloração de vermelho intenso, períodos de pulsação maiores que 100 dias, e amplitudes de luz maiores que uma magnitude. Essas estrelas são classificadas como gigantes vermelhas nos estágios tardios da evolução estelar (o ramo gigante assimptótico), fase em que as camadas mais externas são expelidas na forma de nebulosas planetárias, tornando-se anãs brancas dentro de poucos milhões de anos. Acredita-se que as variáveis Mira sejam estrelas cuja massa seja menor que duas massas solares, mas podem ser milhares de vezes mais luminosas que o Sol, devido aos seus envelopes vastos e distendidos. Uma explicação para a pulsação dessas estrelas é a de que os pulsos são provocados pela expansão e contração da estrela como um todo. Isso ocasiona uma mudança na temperatura, assim como no raio - dois fatores que causam variações na luminosidade. O período de pulsação é a função da massa e do raio de uma estrela. Os primeiros modelos das estrelas variáveis Mira pressupunham que a estrela permanecia esféricamente simétrica durante este processo (isso se deve em grande parte a uma tentativa de manter a simplicidade dos modelos computacionais, ao invés de seguir uma razão física). Uma pesquisa recente das estrelas variáveis Mira descobriu que 75% dessas etrelas que poderiam ser descritas utilizando-se o telescópio não são simetricamente esféricas, um resultado que é consistente com imagens individuais anteriores das estrelas variáveis Mira, fato que agora demanda medelos tridimensionais mais realísticos das variáveis Mira nos supercomputadores. Apesar de muitas variáveis Mira compartilharem similaridades no comportamento e na estrutura, elas constituem uma classe heterogênea de variáveis devido às diferenças na idade, massa, modo de pulsação, e composição química. Por exemplo, várias dessas estrelas, como a , possuem espectros dominados pelo carbono, sugerindo que o material do núcleo da estrela fora transportado para a superfície. Este material muitas vezes forma nuvens de poeira ao redor da estrela, o que também contribui para a diminuição e aumento periódico do brilho. Algumas poucas variáveis Mira são célebres por serem fontes naturais de maser. Uma pequena porção das variáveis Mira parece apresentar mudanças em seus períodos ao longo do tempo - o período aumenta ou diminui consideravelmente (até um fator de três) num decorrer de tempo, que varia de algumas décadas a alguns séculos. Acredita-se que este fenômeno seja causado por pulsos termais, onde uma camada de hélio próxima ao núcleo da estrela temporariamente se torna quente e densa o bastante para provocar a fusão nuclear. Este processo modifica a estrutura de uma estrela, o que se manifesta como uma mudança no período. É previsto que este processo ocorra em todas as variáveis Mira, mas o período de duração relativamente curto dos pulsos termais (poucos milhares de anos) durante a progressão da estrela no ramo gigante assimptótico (alguns milhões de anos), implica que a mudança no período só pode ser observada em poucas estrelas variáveis Mira conhecidas, possivelmente em . Todavia, a maioria das variáveis Mira exibe mudanças cíclicas sutis em seus períodos, provavelmente causadas pelo comportamento não-linear no envelope estelar, o que inclui os desvios da simetria esférica nessas estrelas. As variáveis Mira são populares alvos de observações para astrônomos amadores interessados em observações de estrelas variáveis, devido às dramaticas mudanças no brilho dessas estrelas. Algumas variáveis Mira (incluindo a própria Mira) possuem registros de observações confiáveis que se estendem por mais de um século.eis que se estendem por mais de um século.
, Mira variables /ˈmaɪrə/ (named for the pro … Mira variables /ˈmaɪrə/ (named for the prototype star Mira) are a class of pulsating stars characterized by very red colours, pulsation periods longer than 100 days, and amplitudes greater than one magnitude in infrared and 2.5 magnitude at visual wavelengths. They are red giants in the very late stages of stellar evolution, on the asymptotic giant branch (AGB), that will expel their outer envelopes as planetary nebulae and become white dwarfs within a few million years. Mira variables are stars massive enough that they have undergone helium fusion in their cores but are less than two solar masses, stars that have already lost about half their initial mass. However, they can be thousands of times more luminous than the Sun due to their very large distended envelopes. They are pulsating due to the entire star expanding and contracting. This produces a change in temperature along with radius, both of which factors cause the variation in luminosity. The pulsation depends on the mass and radius of the star and there is a well-defined relationship between period and luminosity (and colour). The very large visual amplitudes are not due to large luminosity changes, but due to a shifting of energy output between infra-red and visual wavelengths as the stars change temperature during their pulsations. Early models of Mira stars assumed that the star remained spherically symmetric during this process (largely to keep the computer modelling simple, rather than for physical reasons). A recent survey of Mira variable stars found that 75% of the Mira stars which could be resolved using the IOTA telescope are not spherically symmetric, a result which is consistent with previous images of individual Mira stars, so there is now pressure to do realistic three-dimensional modelling of Mira stars on supercomputers. Mira variables may be oxygen-rich or carbon-rich. Carbon-rich stars such as R Leporis arise from a narrow set of conditions that override the normal tendency for AGB stars to maintain a surplus of oxygen over carbon at their surfaces due to dredge-ups. Pulsating AGB stars such as Mira variables undergo fusion in alternating hydrogen and helium shells, which produces periodic deep convection known as dredge-ups. These dredge-ups bring carbon from the helium burning shell to the surface and would result in a carbon star. However, in stars above about 4 M☉, hot bottom burning occurs. This is when the lower regions of the convective region are hot enough for significant CNO cycle fusion to take place which destroys much of the carbon before it can be transported to the surface. Thus more massive AGB stars do not become carbon-rich. Mira variables are rapidly losing mass and this material often forms dust shrouds around the star. In some cases conditions are suitable for the formation of natural masers. A small subset of Mira variables appear to change their period over time: the period increases or decreases by a substantial amount (up to a factor of three) over the course of several decades to a few centuries. This is believed to be caused by thermal pulses, where the helium shell reignites the outer hydrogen shell. This changes the structure of the star, which manifests itself as a change in period. This process is predicted to happen to all Mira variables, but the relatively short duration of thermal pulses (a few thousand years at most) over the asymptotic giant branch lifetime of the star (less than a million years), means we only see it in a few of the several thousand Mira stars known, possibly in R Hydrae. Most Mira variables do exhibit slight cycle-to-cycle changes in period, probably caused by nonlinear behaviour in the stellar envelope including deviations from spherical symmetry. Mira variables are popular targets for amateur astronomers interested in variable star observations, because of their dramatic changes in brightness. Some Mira variables (including Mira itself) have reliable observations stretching back well over a century.tions stretching back well over a century.
, 미라형 변광성은 매우 붉게 빛나며 100일 간격으로 밝기가 변화하는 의 일종 … 미라형 변광성은 매우 붉게 빛나며 100일 간격으로 밝기가 변화하는 의 일종이다. 이름은 미라에서 따온 것이다. 미라형 변광성은 항성진화 단계에서 죽음 직전에 이른 별들로(점근거성가지 단계), 이들은 수백만 년 이내로 자신의 외부 가스층을 행성상 성운 형태로 우주 공간으로 날려 보낸 뒤 중심부에 극도로 압축된 백색 왜성만을 남길 것이다. 미라형 변광성의 질량은 커봤자 태양의 두 배가 되지 않지만 표면적이 크게 늘어났기 때문에 밝기는 수백 배에 이른다. 이들은 쭈그러들었다가 부풀어 오르는 양상을 반복하기 때문에 밝아졌다가 어두워졌다가를 반복한다. 수축과 팽창시 표면 온도와 반지름은 큰 폭으로 변하며 이로부터 밝기 역시 큰 폭으로 변하게 된다. 이처럼 수축 팽창을 반복하는 것을 맥동(脈動)이라고 표현하는데, 미라형 변광성의 맥동 주기는 그 별의 질량과 반지름의 함수이다. 초기 미라형 변광성의 모형에서는 이들은 둥그런 모양의 구체 상태를 유지한다고 설명하였다(이는 컴퓨터 모형에 따른 결과이다). 최근 IOTA 망원경으로 미라형 변광성들을 조사한 결과, 이들의 약 75퍼센트가 둥근 모양을 하고 있지 않음이 밝혀졌다. 이는 예전 미라형 변광성들을 개별적으로 찍은 사진의 모습과도 일치하는 결과이다. 대부분의 미라형 변광성들이 비슷한 맥동 주기와 구조를 보여주고 있지만 이들은 주계열성 시절 헤르츠스프룽-러셀 도표 위 서로 다른 위치에 있었던 존재들로, 나이, 질량, 화학적 조성, 맥동 형태 등에서 약간씩 다르다. 예를 들어 토끼자리 R의 스펙트럼에는 탄소가 강하게 검출되며 이는 항성 중심부에 있던 물질이 표면으로 이동했기 때문이다. 이런 물질들은 항성 주변을 감싸는 먼지 구조를 형성하며, 항성이 주기적으로 밝기가 변화하는 이유 중 하나가 된다. 일부 미라형 변광성들은 의 근원으로도 알려져 있다. 미라형 변광성들 중 일부는 시간이 지남에 따라 변광 주기가 바뀐다. 주기는 수십 년부터 수백 년 기간에 걸쳐 길어지거나 짧아질 수 있다(주기 변화량은 최대 3배에 이른다). 이 현상의 이유는 중심핵 근처 헬륨층이 주기적으로 뜨겁고 밀도가 높아져 핵융합이 진행되기 때문으로 보인다(이를 라고 부른다). 주기가 바뀌면서 별의 구조도 바뀌는데, 밝기 변화 주기가 바뀌는 것으로부터 이를 알 수 있다. 모든 미라형 변광성이 이와 같은 과정을 통과할 것으로 추측되지만 점근거성가지 위에 항성이 머무르는 시간은 수백만 년에 불과할 정도로 짧기 때문에, 미라형 변광성들 중에서 이러한 현상이 관측되는 별은 일부에 지나지 않는다(이 후보이다). 다만 미라형 변광성 대부분은 비선형적(非線形的)인 변광 주기를 보여주는데, 이는 항성의 겉모습이 불규칙한 형태를 하고 있기 때문으로 보인다. 미라형 변광성은 겉보기 밝기가 크게 변하기 때문에 변광성에 관심 있는 아마추어 천문학자들에게 있어 좋은 관측 대상이다.때문에 변광성에 관심 있는 아마추어 천문학자들에게 있어 좋은 관측 대상이다.
, Die Mira-Sterne sind langperiodische (80 bis 1000 Tage) pulsationsveränderliche Sterne mit großen Amplituden und späten Spektren. Sie sind nach ihrem Prototyp Mira im Sternbild Walfisch (lat. cetus) benannt.
, ミラ型変光星（みらがたへんこうせい、Mira variable）、ミラ型星 (Mir … ミラ型変光星（みらがたへんこうせい、Mira variable）、ミラ型星 (Mira star)は、脈動変光星の1種である。くじら座のミラから名づけられた。非常に赤く、脈動周期は100日より長く、変光範囲が可視光で2.5等級より大きい（赤外線では1等級より大きい）という特徴を持つ。恒星の進化の最終段階の赤色巨星であり、数百万年の間に、外層を惑星状星雲として吹き飛ばし、白色矮星になる。 ミラ型変光星は、太陽質量の2倍よりも小さいと考えられるが、外層が膨張して非常に大きくなっているため、太陽の数千倍も明るくなりうる。恒星全体が膨張、収縮することで脈動していると考えられている。これにより半径とともに温度が変化し、光度の変化を引き起こす。脈動の周期は、恒星の質量と半径の関数になる。ミラ型変光星の当初のモデルでは、この過程によって球対称は保たれると考えられていたが、近年の調査で、IOTA(Infrared Optical Telescope Array)で観測されるミラ型変光星の75%は球対称ではないことが明らかとなった。この結果は、以前の各々のミラ型変光星の観測結果と一致し、これにより現在ではスーパーコンピューターでミラ型変光星の3次元モデルが得られている。 ほとんどのミラ型変光星は、その挙動や性質に共通性を持つが、実際には、年齢、質量、脈動周期、化学組成等に多様性を持つ異質な恒星が集まった分類である。例えば、うさぎ座R星は炭素のスペクトルを持ち、核を構成する物質が表面に移送されていることを示している。この物質は、しばしば恒星の周囲に塵の覆いを作り、周期的な明るさの変化をもたらす。ミラ型変光星の中には、自然のメーザー源になっているものもある。 また、ミラ型変光星の中には、時間が経つに従って、数十年から数世紀の単位で、脈動の周期が大きく変わるものもある。これは、核の近くのヘリウムの殻が一時的に密度が高くなって熱せられ、核融合が起こるためだと考えられている。この過程は全てのミラ型変光星で起こると予測されるが、恒星の生涯に比べると比較的この期間が短く、既知の数千個のミラ型変光星のうち、うみへび座R星等の数個でしか観測できていない。 ミラ型変光星は、明るさが大きく変化するため、アマチュア天文学者の観測のターゲットとして人気がある。ミラを含むいくつかのミラ型変光星は、信頼性のある観測データを数世紀も遡って得ることができる。 ミラ型変光星は比較的金属量が豊富な環境で生まれると考えられてきたが、非常に金属量が枯渇したろくぶんぎ座矮小楕円体銀河([Fe/H]~-2)でミラ型変光星が発見された。枯渇したろくぶんぎ座矮小楕円体銀河([Fe/H]~-2)でミラ型変光星が発見された。
, Les variables Mira anomenades així per l'e … Les variables Mira anomenades així per l'estrella Mira, són una classe d'estrelles variables polsants caracteritzades per ser de color vermell, amb períodes de pulsació més llargs que 100 dies, i amplitud de lluminositat més gran que una magnitud. Són estrelles gegants vermelles en els estadis més endarrerits de l'evolució estel·lar (la branca asimptòtica de les gegants) que expulsaran tot el seu embolcall formant una nebulosa planetària i esdevindran nanes blanques en uns pocs milions d'anys. Les variables Mira es creu que són estrelles amb menys de dues masses solars, però poden ser milers de vegades més lluminoses que el Sol a causa dels seus molt grans embolcalls inflats. Es creu que són polsants per l'expansió i la contracció de l'estrella sencera. Això produeix un canvi de temperatura al llarg del seu radi, ambdós factors causen la variació de la seva lluminositat. El període de pulsació és una funció de la massa i del radi de l'estrella. Els primers models de l'estrella Mira donen per fet que l'estrella manté la simetria esfèrica durant el procés (més per mantenir el model de computació a bastament simple, més que per motius de la física). Un recent examen de les estrelles variables Mira ha trobat que un 75% de les variables Mira que es poden resoldre amb el telescopi no tenen simetria esfèrica, un resultat consistent amb imatges prèvies d'estrelles Mira individuals (per exemple:) per això hi ha actualment presses per obtenir un model en tres dimensions de les estrelles Mira amb supercomputadores. Encara que la majoria de variables Mira compateixen moltes similituds en comportament i estructura, són de classes heterogènies de variables a causa de les diferències en edat, massa, manera de pulsació, i composició química. Per exemple, moltes, com l'estrella tenen un espectre òptic dominat pel carboni, cosa que suggereix que el material del nucli de l'estrella ha estat transportat a la superfície. Aquest material, sovint, forma vels de pols a l'entorn de l'estrella, que contribueixen a les apagades i enceses periòdiques. Unes poques variables Mira són també conegudes per ser màsers naturals. Un petit subconjunt d'estrelles Mira pareix canviar el seu període orbital amb el temps —el període creix o disminueix en una quantitat substancial (fins a un factor de tres) en un temps que va de moltes dècades a unes poques centúries. Es creu que això és causat per batecs tèrmics, en què un closca d'hidrogen a prop del nucli de l'estrella esdevé prou calenta i densa per a iniciar una fusió nuclear. Això canvia l'estructura de l'estrella, la qual cosa es manifesta per ella mateixa en un canvi del període. S'ha predit que aquest procés ocorre en totes les variables Mira, però la durada relativament curta dels polsos tèrmics (unes poques centenes d'anys), tenint en compte el temps de vida dins la branca asimptòtica de les gegants de l'estrella (uns pocs milions d'anys), significa que només ho podem veure en unes poques dels molts de milers d'estrelles Mira conegudes. De tota manera, la majoria de les variables Mira exhibeixen un exigu canvi de cicle a cicle en el seu període, probablement causat per un comportament no lineal en l'embolcall estel·lar incloent-hi desviacions de la simetria esfèrica. Les variables Mira són objectius populars per als astrònoms amateurs interessats en les observacions d'estrelles variables, a causa dels canvis dramàtics en l'esclat. Qualque variable Mira (incloent-hi la mateixa Mira) ha estat observada de manera fidedigna des d'aproximadament un segle.a fidedigna des d'aproximadament un segle.
, Miravariabler, efter stjärnan Mira, är en … Miravariabler, efter stjärnan Mira, är en klass av pulserande variabla stjärnor som karaktäriseras av mycket röd färg, pulserande perioder längre än etthundra dygn och en skillnad i ljusstyrka på över 2,5 magnituder. De är röda jättar i de sista stegen av sin utveckling (den asymptotiska jättegrenen), som kommer att kasta ut sitt yttre hölje i rymden som en planetarisk nebulosa och bli en vit dvärg inom några miljoner år. Miravariabler anses vara stjärnor med mindre än två solmassor, men de kan vara tvåtusen gånger ljusstarkare än solen på grund av den enormt uppblåsta storleken. De tros pulsera på grund av att hela stjärnan expanderar och drar sig samman. Detta skapar skillnader i temperatur och radie, bägge av vilka är faktorer för variationer av luminositeten. Perioden de pulserar med beror på massan och radien hos stjärnan. Tidiga modeller av Miravariabler antog att stjärnan förblev sfäriskt symmetrisk under den här processen (främst för att hålla datorsimuleringar enkla, snarare än av fysikaliska orsaker). En senare studie av Miravariabler fann att 75% av stjärnorna som kunde observeras inte var sfäriskt symmetriska, ett resultat som stämmer överens med tidigare observationer av Miravariabler, varför det nu finns önskemål om att använda superdatorer för att göra realistiska tredimensionella simuleringar av stjärnorna. Även om många Miravariabler delar likheter vad gäller uppträdande och struktur är de en heterogen klass variabler beroende på skillnader i ålder, massa och kemisk sammansättning. Till exempel har många av dem, till exempel R Leporis ett spektrum som domineras av kol, vilket antyder att materia från kärnan har transporterats upp till ytan. Denna materia bildar ofta stofthöljen runt stjärnan vilket också bidrar till periodiska skillnader i ljusstyrka. En liten andel Miravariabler tycks pulsera med en varierande period som kan öka eller minska nämnvärt (upp till en faktor av 3) under en period av ett flera årtionden upp till ett par århundraden. Detta tros bero på termiska pulser som i sin tur beror på att helium nära stjärnan tillfälligt hettas upp tillräckligt för att genomgå fusion. Detta ändrar strukturen av stjärnan vilket visar sig som en förändring av perioden. Detta förutspås hända hos alla Miravariabler, men eftersom de termiska pulserna har en relativt kort varaktighet på ett par tusen år medan livstiden hos en stjärna i det här stadiet är ett par miljoner år, betyder det att vi endast kan se detta hos ett fåtal av de flera tusen Miravariabler man känner till. En av dessa stjärnor tros vara R Hydrae. Men de flesta Miravariabler uppvisar små förändringar av perioden från cykel till cykel vilket troligen beror på stjärnornas icke-sfäriska symmetri. Miravariabler är populära hos amatörastronomer som är intresserade av variabla stjärnor på grund av deras dramatiska skillnader i ljusstyrka. Vissa av dessa variabler (inklusive Mira själv) har noggrant studerats under mer än ett århundrade.ant studerats under mer än ett århundrade.
, Мири́ды — класс пульсирующих переменных зв … Мири́ды — класс пульсирующих переменных звёзд, названный по имени звезды Мира (Омикрон Кита). К этому классу относятся звёзды поздних спектральных классов Me, Ce, Se (буква e означает наличие эмиссионных линий водорода в спектре) с изменениями блеска от 2,5 до 11 звёздных величин в видимом диапазоне. Амплитуда вариаций в ИК-диапазоне, как правило, меньше 2,5 и в K-диапазоне даже не превышает 0,9. Период их пульсации может составлять от 80 до 1000 дней. Мириды — красные гиганты, находящиеся на конечных этапах звёздной эволюции, которые в течение нескольких миллионов лет сбрасывают свою внешнюю оболочку и превращаются в белые карлики. Источником энергии мирид, как и многих других красных гигантов, является в основном термоядерное горение гелия в ядре с участием слоевого горения водорода в оболочке ядра (в отличие от звёзд главной последовательности, получающих энергию от превращения водорода в гелий в ядре). На диаграммы Герцшпрунга — Рассела мириды находятся на асимптотической ветви гигантов. Мириды спектрального класса M содержат в фотосферах больше кислорода, чем углерода; у мирид класса S это отношение примерно одинаково, у мирид класса C (углеродных звёзд) отношение C/O больше единицы. В спектрах проявляются признаки ударных волн и быстрого движения газа в фотосфере (доплеровский сдвиг). Полагают, что масса мирид не превышает двух солнечных масс, однако их светимость в тысячи раз больше солнечной из-за расширенной внешней оболочки, имеющей радиус в 200—300 раз больше радиуса Солнца. Считается, что пульсация мирид обусловлена периодическим сжатием и расширением этих звезд. Это вызывает изменения радиуса и температуры, что приводит к вариации светимости. Мириды быстро теряют массу, со скоростью порядка 10−6M⊙ в год, благодаря чему продолжительность их существования в этом классе звёзд не превышает нескольких миллионов лет. Они играют большую роль в химической эволюции галактик, обогащая межзвёздную среду тяжёлыми элементами. Некоторые из них теряют газ постепенно, в то время как другие на определённом этапе резко сбрасывают внешнюю оболочку, образуя планетарные туманности. После окончательного сброса оболочки на месте мириды остаётся её гелиевое ядро — белый карлик. Ранние модели мирид предполагали, что звезда остаётся сферически-симметричной в течение процесса пульсации (в основном, это помогало сократить расчёты при компьютерном моделировании). Недавний обзор мирид показал, что 75% систем с миридами, которые удалось разрешить на телескопе , не являются сферически-симметричными, что согласуется с предыдущими наблюдениями отдельных мирид, поэтому необходимо моделировать трёхмерную структуру на суперкомпьютерах. Например, у многих звезд, таких как R Зайца, в спектре преобладает углерод, что свидетельствует о переносе вещества из ядра на поверхность. Это вещество часто формирует пылевой покров, который делает звезду то тусклее, то ярче. Мириды могут быть богаты кислородом или углеродом. Богатые углеродом звёзды, такие как R Зайца, возникают лишь в узком наборе условий, при которых прекращается характерная для звёзд асимптотической ветви гигантов тенденция поддержания избыточного количества кислорода над углеродом из-за перемешивания вещества. В пульсирующих звёздах асимптотической ветви гигантов, таких как Мира, ядерные реакции протекают в чередующихся слоевых источниках из водорода и гелия, при которых происходит периодическое глубокое перемешивание. При этом углерод из оболочки, где горит гелий, переносится на поверхность, что и формирует углеродную звезду. Однако в звёздах с массой более 4M⊙ происходит режим реакций, при котором нижние области конвективной зоны достаточно горячие для CNO-цикла, в котором большая часть углерода разрушается еще до того, как достигнет поверхности. Таким образом, более массивные звёзды не могут стать богатыми углеродом. Мириды быстро теряют массу, это вещество часто формирует пылевые оболочки вокруг звезды. В некоторых случаях условия оказываются удачными для формирования мазерного источника. Небольшое количество мирид, по-видимому, меняет период пульсации с течением времени: период растет или уменьшается на значительную долю (до коэффициента 3) в течение нескольких десятилетий или нескольких веков. Считается, что этот эффект является следствием тепловых пульсаций, при которых гелиевая оболочка повторно запускает реакции в водородном слоевом источнике. При этом меняется структура звезды, что и даёт изменение периода. Вероятно, такой процесс будет характерным для всех мирид, но относительно небольшая продолжительность тепловых импульсов (несколько тысяч лет) по сравнению со временем жизни на асимптотической ветви гигантов (менее миллиона лет), поэтому стадию теплового импульса мы видим лишь у нескольких мирид из известных нескольких тысяч. Возможно, такая стадия наблюдается у R Гидры. Большинство мирид демонстрируют медленные изменения периода от цикла к циклу, вероятно, возникающие вследствие нелинейного поведения оболочки звезды, включая отклонения от сферической симметрии. Мириды с периодом менее 200 дней имеют симметричную кривую блеска (время нарастания и затухания блеска примерно одинаково) и небольшую амплитуду. С ростом периода амплитуда увеличивается и скорость нарастания блеска становится больше, чем скорость затухания, на кривой нарастания появляются «ступеньки». Мириды являются популярными объектами наблюдения астрономов-любителей из-за изменения их светимости. Некоторые мириды, включая саму Миру, наблюдаются уже более века.чая саму Миру, наблюдаются уже более века.
, Mira izar aldakorrak gorri bizi kolorea, 1 … Mira izar aldakorrak gorri bizi kolorea, 100 urte baino gehiagoko pultsaketa eta irudizko magnitude bat baino gehiagoko zabaltasuna duten izar aldakor pultsatzaileak dira. Euren eboluzioan oso aurreratuda dauden eta Hertzsprung-Russell diagraman adar asintotiko erraldoian dauden erraldoi gorriak dira. Milioika urte batzuen buruan euren kanpoaldeko geruzak kanporatuko dituzte nebulosa planetario bat sortuz, nukleoa nano zuri bezala geratuko den bitartean. Uste denez, Mira izar aldakorrek bi eguzki masa baino gutxiagoko masa dute, baina euren kanpoaldeko geruzak hain askeak izanik, euren argitasuna gure eguzkiarena baino milaka aldiz handiagoa izan daiteke. Uste denez, aipaturiko pultsaketa horiek izar osoaren hedapen eta uzkurduraren ondoriozkoak izan daitezke: Honek, euren temperatura eta tamaina aldarazten ditu, euren dizdiran ikusitako aldaketak eragiten dituena. Azken behaketek diotenez, Mira aldakorren batzuk ez dute esfera formarik.aldakorren batzuk ez dute esfera formarik.
|
| rdfs:comment |
Міриди — клас пульсуючих змінних зір, назв … Міриди — клас пульсуючих змінних зір, назву якому дала Міра (зоря) з сузір'я Кита. До цього класу належать зорі червоного кольору з періодом пульсацій від 80 до 1000 діб і змінами світності більше, ніж на 2,5 зоряних величин у видимих променях (V). Міриди — червоні гіганти, що перебувають на кінцевих етапах зоряної еволюції. На діаграмі Герцшпрунга — Рассела вони лежать на асимптотичному відгалуженні гігантів. Цим зорям властивий високий темп втрати маси, що досягає 10-7 — 10-6 M☉ на рік. Протягом декількох мільйонів років вони скинуть свою зовнішню оболонку й перетворяться на білих карликів.болонку й перетворяться на білих карликів.
, Miravariabler, efter stjärnan Mira, är en … Miravariabler, efter stjärnan Mira, är en klass av pulserande variabla stjärnor som karaktäriseras av mycket röd färg, pulserande perioder längre än etthundra dygn och en skillnad i ljusstyrka på över 2,5 magnituder. De är röda jättar i de sista stegen av sin utveckling (den asymptotiska jättegrenen), som kommer att kasta ut sitt yttre hölje i rymden som en planetarisk nebulosa och bli en vit dvärg inom några miljoner år.h bli en vit dvärg inom några miljoner år.
, Gwiazdy zmienne typu Mira Ceti, mirydy, mi … 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 1m. 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.tarną, same zaś staną się białymi karłami.
, Mira variables /ˈmaɪrə/ (named for the pro … Mira variables /ˈmaɪrə/ (named for the prototype star Mira) are a class of pulsating stars characterized by very red colours, pulsation periods longer than 100 days, and amplitudes greater than one magnitude in infrared and 2.5 magnitude at visual wavelengths. They are red giants in the very late stages of stellar evolution, on the asymptotic giant branch (AGB), that will expel their outer envelopes as planetary nebulae and become white dwarfs within a few million years.e white dwarfs within a few million years.
, Die Mira-Sterne sind langperiodische (80 bis 1000 Tage) pulsationsveränderliche Sterne mit großen Amplituden und späten Spektren. Sie sind nach ihrem Prototyp Mira im Sternbild Walfisch (lat. cetus) benannt.
, Una variable Mira es una estrella variable … Una variable Mira es una estrella variable pulsante caracterizada por un color rojo intenso, un período de pulsación de más de 100 días, y una amplitud de más de una magnitud aparente. Son gigantes rojas en estados muy avanzados de su evolución estelar situadas en la rama asintótica gigante (RAG) en el diagrama de Hertzsprung-Russell, que en el transcurso de unos millones de años expulsarán sus capas exteriores creando una nebulosa planetaria, quedando el núcleo remanente como una enana blanca. * Estrellas de carbonoo una enana blanca. * Estrellas de carbono
, 蒭藁（ChúGǎo）變星，又称蒭藁型变星或米拉变星，是一种脈動變星。特徵是顏色非常紅，週期超過100天，而且光度變化超過一個視星等。它們已經是恆星演化至非常後期的红巨星（在漸近巨星分支），即將逐出外面的氣體殼層成為行星狀星雲，並將在數百萬年後成為白矮星。其原型星為蒭藁增二，而蒭藁增二又稱米拉。
, Uma estrela variável Mira - nome dado em r … Uma estrela variável Mira - nome dado em referência à estrela Mira - pertence a uma classe de estrelas variáveis pulsantes caracterizadas por uma coloração de vermelho intenso, períodos de pulsação maiores que 100 dias, e amplitudes de luz maiores que uma magnitude. Essas estrelas são classificadas como gigantes vermelhas nos estágios tardios da evolução estelar (o ramo gigante assimptótico), fase em que as camadas mais externas são expelidas na forma de nebulosas planetárias, tornando-se anãs brancas dentro de poucos milhões de anos. brancas dentro de poucos milhões de anos.
, 미라형 변광성은 매우 붉게 빛나며 100일 간격으로 밝기가 변화하는 의 일종 … 미라형 변광성은 매우 붉게 빛나며 100일 간격으로 밝기가 변화하는 의 일종이다. 이름은 미라에서 따온 것이다. 미라형 변광성은 항성진화 단계에서 죽음 직전에 이른 별들로(점근거성가지 단계), 이들은 수백만 년 이내로 자신의 외부 가스층을 행성상 성운 형태로 우주 공간으로 날려 보낸 뒤 중심부에 극도로 압축된 백색 왜성만을 남길 것이다. 미라형 변광성의 질량은 커봤자 태양의 두 배가 되지 않지만 표면적이 크게 늘어났기 때문에 밝기는 수백 배에 이른다. 이들은 쭈그러들었다가 부풀어 오르는 양상을 반복하기 때문에 밝아졌다가 어두워졌다가를 반복한다. 수축과 팽창시 표면 온도와 반지름은 큰 폭으로 변하며 이로부터 밝기 역시 큰 폭으로 변하게 된다. 이처럼 수축 팽창을 반복하는 것을 맥동(脈動)이라고 표현하는데, 미라형 변광성의 맥동 주기는 그 별의 질량과 반지름의 함수이다. 초기 미라형 변광성의 모형에서는 이들은 둥그런 모양의 구체 상태를 유지한다고 설명하였다(이는 컴퓨터 모형에 따른 결과이다). 최근 IOTA 망원경으로 미라형 변광성들을 조사한 결과, 이들의 약 75퍼센트가 둥근 모양을 하고 있지 않음이 밝혀졌다. 이는 예전 미라형 변광성들을 개별적으로 찍은 사진의 모습과도 일치하는 결과이다. 예전 미라형 변광성들을 개별적으로 찍은 사진의 모습과도 일치하는 결과이다.
, Mira izar aldakorrak gorri bizi kolorea, 1 … Mira izar aldakorrak gorri bizi kolorea, 100 urte baino gehiagoko pultsaketa eta irudizko magnitude bat baino gehiagoko zabaltasuna duten izar aldakor pultsatzaileak dira. Euren eboluzioan oso aurreratuda dauden eta Hertzsprung-Russell diagraman adar asintotiko erraldoian dauden erraldoi gorriak dira. Milioika urte batzuen buruan euren kanpoaldeko geruzak kanporatuko dituzte nebulosa planetario bat sortuz, nukleoa nano zuri bezala geratuko den bitartean.a nano zuri bezala geratuko den bitartean.
, Le variabili Mira sono una classe di stell … Le variabili Mira sono una classe di stelle variabili pulsanti, caratterizzate da colore rosso, periodo di pulsazione più lungo di 100 giorni, e ampiezze di pulsazione maggiori di una magnitudine. Prendono il nome dalla stella Mira (Omicron Ceti), la prima variabile di questo tipo scoperta. Sono stelle giganti rosse, nelle ultime fasi dell'evoluzione stellare (si trovano sul ramo asintotico delle giganti), che entro pochi milioni di anni espelleranno i loro strati esterni come nebulose planetarie, e diventeranno nane bianche.e planetarie, e diventeranno nane bianche.
, Les variables Mira anomenades així per l'e … Les variables Mira anomenades així per l'estrella Mira, són una classe d'estrelles variables polsants caracteritzades per ser de color vermell, amb períodes de pulsació més llargs que 100 dies, i amplitud de lluminositat més gran que una magnitud. Són estrelles gegants vermelles en els estadis més endarrerits de l'evolució estel·lar (la branca asimptòtica de les gegants) que expulsaran tot el seu embolcall formant una nebulosa planetària i esdevindran nanes blanques en uns pocs milions d'anys.nanes blanques en uns pocs milions d'anys.
, Les (étoiles) variables de type Mira sont … Les (étoiles) variables de type Mira sont une classe d'étoiles variables, caractérisées par des couleurs très rouges, des périodes de pulsation supérieures à 100 jours, et des amplitudes de luminosité supérieures à une magnitude. Ce sont des étoiles géantes rouges se trouvant dans les dernières étapes de leur évolution stellaire (la branche asymptotique des géantes rouges) qui finiront par expulser leur enveloppe externe en une nébuleuse planétaire et par devenir des naines blanches en quelques millions d'années. Cette classe d'étoile est nommée en référence à l'étoile Mira (o Cet).mmée en référence à l'étoile Mira (o Cet).
, Miridy jsou proměnné hvězdy s velmi dlouho … Miridy jsou proměnné hvězdy s velmi dlouhou periodou pulzací. Periody pulzací se pohybují rozmezí mezi 80 dny a více než 1 000 dnů a jsou téměř pravidelné, ale ne tak pravidelné jak je tomu u hvězd typu delta Cephei nebo RR Lyrae. Amplitudy světelných křivek mirid jsou zpravidla větší než 2,5m a mohou dosáhnout i více než 6m.Jsou to staří obři spektrálních tříd K a M a mají protáhlý tvar podobný vejci. Vzhledem k nízkým teplotám na jejich povrchu jsou zdroji infračerveného záření. První hvězdou, u které byly výše zmíněné vlastnosti pozorovány byla Mira (ο Cet), dvojhvězda v souhvězdí Velryby.a (ο Cet), dvojhvězda v souhvězdí Velryby.
, ミラ型変光星（みらがたへんこうせい、Mira variable）、ミラ型星 (Mir … ミラ型変光星（みらがたへんこうせい、Mira variable）、ミラ型星 (Mira star)は、脈動変光星の1種である。くじら座のミラから名づけられた。非常に赤く、脈動周期は100日より長く、変光範囲が可視光で2.5等級より大きい（赤外線では1等級より大きい）という特徴を持つ。恒星の進化の最終段階の赤色巨星であり、数百万年の間に、外層を惑星状星雲として吹き飛ばし、白色矮星になる。 ミラ型変光星は、太陽質量の2倍よりも小さいと考えられるが、外層が膨張して非常に大きくなっているため、太陽の数千倍も明るくなりうる。恒星全体が膨張、収縮することで脈動していると考えられている。これにより半径とともに温度が変化し、光度の変化を引き起こす。脈動の周期は、恒星の質量と半径の関数になる。ミラ型変光星の当初のモデルでは、この過程によって球対称は保たれると考えられていたが、近年の調査で、IOTA(Infrared Optical Telescope Array)で観測されるミラ型変光星の75%は球対称ではないことが明らかとなった。この結果は、以前の各々のミラ型変光星の観測結果と一致し、これにより現在ではスーパーコンピューターでミラ型変光星の3次元モデルが得られている。これにより現在ではスーパーコンピューターでミラ型変光星の3次元モデルが得られている。
, نجوم الأعجوبة وبالإنجليزية Miras Stars أو … نجوم الأعجوبة وبالإنجليزية Miras Stars أو متغيرات ميرا نجوم متغيرة نابضة سميت نسبة إلى أعجوبة قيطس النجم ميرا، وهي نجوم يتغير لمعانها في دورة طويلة، ويحتمل أن يكون تغييير اللمعان مصدره النبض، فدورات التغيير تتراوح بين 80 إلى 1000 يوم، حوالي 70% من هذه النجوم لها دورات من 180 إلى 360 يوماً, كما أن التغيير في اللمعان أكبر من 205 قدراً ويصل إلى 8 أقدار، على أن مقدار التغيير في اللمعان الظاهري يزداد في المتوسط مع طول الدورة لكن اللمعان الحقيقي يقل معها، وشكل المنحنى الضوئي مختلف كثيرا، ويمكن أساساً التفريق بين ثلاثة أنواع:يرا، ويمكن أساساً التفريق بين ثلاثة أنواع:
, Mira-veranderlijken of Mira-variabelen zij … Mira-veranderlijken of Mira-variabelen zijn pulserende variabele sterren met een regelmatige periode tussen 80 en 1000 dagen. Ze hebben een rode kleur (een laat type spectrum). Hun amplitude is tussen 2,5 en 11 magnitudenin het zichtbare licht (een factor 10 tot 1000). De verandert slechts met een factor 2 tot 3omdat in het nabij infrarood de variatie minder dan 2,5 magnituden is. Het zijn rode reuzen in een laat stadium van hun evolutie (op de asymptotische reuzentak in het Hertzsprung-Russelldiagram). Ze zullen binnen enkele miljoenen jaren hun afstoten als planetaire nevel en dan een witte dwerg worden.taire nevel en dan een witte dwerg worden.
, Мири́ды — класс пульсирующих переменных зв … Мири́ды — класс пульсирующих переменных звёзд, названный по имени звезды Мира (Омикрон Кита). К этому классу относятся звёзды поздних спектральных классов Me, Ce, Se (буква e означает наличие эмиссионных линий водорода в спектре) с изменениями блеска от 2,5 до 11 звёздных величин в видимом диапазоне. Амплитуда вариаций в ИК-диапазоне, как правило, меньше 2,5 и в K-диапазоне даже не превышает 0,9. Период их пульсации может составлять от 80 до 1000 дней.сации может составлять от 80 до 1000 дней.
|
