משתנה מירה – הבדלי גרסאות
תוכן שנמחק תוכן שנוסף
מ ←תכונות: תיקון טעות הקלדה תגיות: עריכה ממכשיר נייד עריכה מיישום נייד עריכה מאפליקציית אנדרואיד |
|||
שורה 4:
==תכונות==
[[קובץ:HR-diag-mira he.svg|300px|ממוזער|שמאל|מיקומם של משתני מירה ב[[דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל]]]]
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]]
===מנגנון ההשתנות===
בניגוד ל[[משתנה קפאידי|משתנים קפאידיים]], בענקים אדומים העברת האנרגיה מהשכבות הפנימיות לחיצוניות מתבצעת יותר באמצעות [[הסעת חום|הסעה]] ופחות על ידי קרינה. כמו כן, הטמפרטורה הנמוכה לא [[יינון|מייננת]] את שכבות ההליום כמו במשתנים הקפאידיים ליצירת שכבה אטומה לאור. במשתני מירה האטימות נגרמת ממולקולות של תוצרי ההיתוך ובפרט [[תחמוצת|תחמוצות]] של מתכות. חומרים אלו מצטברים בשכבות החיצוניות ובולעים את הקרינה ב[[אור נראה]]. הבליעה מפחיתה את הבהירות של הכוכב והשכבות הבולעות מתחממות ומתנפחות. בגלל הטמפרטורה הנמוכה, תהליך זה לוקח זמן רב יחסית ויכול להמשך ממאות ימים ועד לשנים, עד שלבסוף החום מפרק את המולקולות והשכבות החיצוניות נעשות שוב שקופות לאור נראה ובהירות הכוכב עולה.{{הערה|1=M. Catelan & H. A. Smith: [https://books.google.co.il/books?id=6hcIBgAAQBAJ&pg=PA219#v=onepage&q&f=false Pulsating Stars], Chapter 8.2 Mira and Related Long-Period Variables, p. 219}} גודל השינוי בבהירות תלוי בהרכב הכימי של השכבות ויכול להגיע עד ל-8 דרגות בהירות. לעומת זה הקרינה בתחום ה[[תת-אדום]] פחות מושפעת מחומרים אלה והשינוי בבהירות בתחום זה הוא מסדר גודל של דרגת בהירות אחת. בניגוד למשתנים הקפאידיים השינויים בבהירות הם לא קבועים והבהירות המקסימלית והמינימלית משתנים ממחזור למחזור. עם זאת אורך המחזור כמעט שלא משתנה.
|