משתנה מירה – הבדלי גרסאות

 

==תכונות==

כוכבים משתנים מסוג מירה הם ענקים אדומים שנמצאים בקצה ענף הענקים האסימפטוטי של [[דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל]], כלומר מדובר בענקים אדומים קרים יחסית עם טמפרטורות סביב 3,000 [[קלווין]], עם רדיוס של 200-300 [[רדיוס שמש|רדיוסי שמש]], שמאירים בעוצמה של פי 4,000-3,000 מעוצמת ההארה של השמש. לכוכבים אלה מסה של בין [[מסת שמש]] אחת למספר מסות שמש ו[[היתוך גרעיני|היתוך]] ה[[מימן]] בליבת הסתיים והם מתיכים מימן ל[[הליום]] בשכבות הפנימיות שמקיפות את הליבה, והמסיביים שבהם גם מתיכים הליום ליסודות כבדים יותר ובשכבותיהם החיצוניות ניתן למצוא את תוצרי ההיתוך כמו [[פחמן]] ו[[חמצן]]. כוכבים אלה יוצרים [[רוח שמש]] דחוסה ואיטית שגורמת לאובדן מסה בסדר גודל של מיליונית מסת שמש בשנה.{{הערה|1=J. A. Mattei: [http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1997JAVSO..25...57M&data_type=PDF_HIGH&whole_paper=YES&type=PRINTER&filetype=.pdf Introducing Mira Variables], The Journal of the American Association of Variable Star Observers, vol. 25, no. 2, p. 57 (1997)}} אורך החיים של משתני מירה הוא קצר, עשרות אלפי שנים בלבד, ואחריו הם צפויים להפוך ל[[ננס לבן|ננסים לבנים]] כאשר המסה שנפלטה מהם תהפוך ל[[ערפילית פלנטרית]].{{הערה|P. R. Wood: [http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1990ASPC...11..355W/0000358.000.html Mira variables - Pulsation, mass loss and evolution] (1990)}}

===מנגנון ההשתנות===