מירה (כוכב)
מירה (או ο (אומיקרון) בלווייתן) (ο Ceti) הוא הכוכב המשתנה הראשון שזוהה ואחד הכוכבים המשתנים שהשתנותם היא הבולטת ביותר לעין.
 | |
| מירה כפי שנראה בטלסקופ החלל האבל | |
| נתוני תצפית | |
|---|---|
| קבוצת כוכבים | לווייתן |
| שמות נוספים | ο בלווייתן |
| סוג | ענק אדום |
| בהירות נראית | מ-2.0 עד 10.1 |
| סיווג ספקטרלי | M7 III |
| עלייה ישרה | 2ʰ 19ᵐ 20.79210ˢ מילי-שניות קשת בשנה |
| נטייה | 39.4956″ 58′ 2°- מילי-שניות קשת בשנה |
| משך מחזור השתנות | 332 ימים |
| מאפיינים פיזיים | |
| בהירות מוחלטת | מ-3.5- עד 4.5+ |
| מרחק |
420 שנות אור 128.77 פארסק[1] |
| רדיוס | 330 - 400 רדיוסי שמש |
| מסה | 1.2 מסות שמש |
| עוצמת הארה | פי 1.3 - 2,000 מהשמש |
| טמפרטורה | 2,900 - 3,200 K |
| מהירות רדיאלית | 63.5±0.6 קילומטר לשנייה |
| היסט | 10.91±1.22 אלפיות של שניות קשת |
| מערכת | |
| כוכבים נלווים | מירה B |
הכוכב משנה את בהירותו במחזוריות של 332 יום ונע בין דרגה 2, אז ניתן לראותו בעין, לדרגה 10, אז ניתן לראותו באמצעות טלסקופ בלבד. פרוש שמו הוא "המדהים" או "המופלא" והוא מהכוכבים הבודדים שיש להם שם על אף שבחלק מהזמן לא ניתן לראותו בעין רגילה.
היסטוריה עריכה
על אף שהופעתם של "כוכבים חדשים" והיעלמותם לאחר מכן (נובות וסופרנובות) תועדה על ידי טיכו ברהה כבר ב-1572 (ועל ידי הסינים עוד בשנת 1054), מירה הוא הכוכב הראשון שתועד כמופיע ונעלם לסירוגין ושבהירות נראיתו אינה קבועה (ייתכן שהשתנותו של אלגול זוהתה עוד קודם, אך אין לכך תיעוד אמין).
השתנותו של מירה התגלתה בשנת 1596 על ידי האסטרונום ההולנדי דוד פבריציוס, שהשתמש בו כנקודת יחוס למדידת תנועתו של כוכב חמה. פבריציוס שם לב שבהירותו של הכוכב עלתה בדרגה שלמה בתקופה של שלושה שבועות וחודשיים לאחר מכן נעלם הכוכב. פבריציוס שיער שמדובר בנובה, אך זיהה את הכוכב שנית בשנת 1609. בשנת 1638 זיהה האסטרונום יוהאן הולוורדה שמירה משתנה במחזוריות של כ-11 חודשים וב-1662 קבע האסטרונום הצרפתי איסמאל (ישמעאל) בוּליאלדוּס את זמן מחזור ההשתנות על 333 ימים, קרוב לידוע כיום (ייתכן שזמן המחזור משתנה מעט). באותה השנה טבע האסטרונום יוהנס הווליוס את השם מירה - "מדהים" או "מופלא" בשל תכונותיו הייחודיות.
מאפיינים עריכה
מירה הוא למעשה כוכב זוגי במרחק של כ-420 שנות אור, המורכב מענק אדום ומבן זוג עמום יותר, ככל הנראה כוכב הסדרה הראשית מסוג K, המקיפים זה את זה במרחק של כ-65 יחידות אסטרונומיות ובזמן הקפה של לפחות 400 שנים.
מירה A הוא ענק אדום בשלב התפתחות מתקדם מאוד. רדיוסו משתנה באופן מחזורי ואתו גם הטמפרטורה וכתוצאה מכך נגרמים שינויים גדולים בעוצמת הארתו. כאשר הכוכב מתכווץ, השכבות החיצוניות של הכוכב, המגיעות לרדיוס של יותר מ-500 רדיוסי שמש, מתקררות ובולעות חלק ניכר מהקרינה באור נראה ופולטות קרינה בתחום התת-אדום בלבד. כתוצאה מכך ההשתנות של עוצמת ההארה בתחום התת-האדום קטנה בהרבה מההשתנות בתחום הנראה - כשתי דרגות בהירות בלבד. ביחד עם התחום התת-האדום, עוצמת ההארה הממוצעת של מירה הוא פי 8,500 משל השמש בעוד שבתחום הנראה עוצמת ההארה נעה בין פי 1.5 ועד לפי 2,000 מהשמש. השינויים בספקטרום הקרינה גם משנים את הסיווג הספקטרלי של מירה בין M5 ל-M9.
בדומה לענקים אדומים אחרים, מירה פולט לחלל הבין־כוכבי חומר בקצב גבוה פי 10 מיליון מרוח השמש. כמו כן, הוא נע במהירות גבוהה יחסית - כ-130 ק"מ לשנייה, ובשל כך הוא משאיר מאחוריו "זנב" גז באורך של כ-13 שנות אור, שניתן להבחין בו על ידי צילום בתחום העל-סגול[2].
מירה סיים כבר מזמן את תהליכי ההיתוך של מימן להליום והוא נמצא בשלבי הסיום של התכת הליום לפחמן וחמצן. כשתהליכים אלו יסתיימו הוא צפוי להפוך לננס לבן כאשר שכבותיו החיצוניות יהפכו לערפילית פלנטרית.
מאפייני מירה B עריכה
מירה B הוא כוכב הסדרה הראשית מסוג K עם מסה משוערת של כ-0.7 מאסות שמש. בשל קרבתו למירה A, הוא סופח אליו גז מהשכבות החיצוניות של בן הזוג הענק וכתוצאה מכך גם בהירותו משתנה, אך לא באופן סדיר. מעבר הגז בין הכוכבים נעשה דרך דיסקת ספיחה שייתכן שנוצרים בתוכה כוכבי לכת.
קישורים חיצוניים עריכה
- מירה באתר של ג'ים קלר
- מירה, באתר אנציקלופדיה בריטניקה (באנגלית)
הערות שוליים עריכה
- ^ Seth Penricke, Astronomy with a Home Telescope: The Top 50 Celestial Bodies to Discover in the Night Sky, Callisto Media Inc., 2015-08-16
- ^ http://www.nasa.gov/mission_pages/galex/20070815/ תמונות של הזנב באתר נאס"א