Mira o'zgaruvchilari
Mira oʻzgaruvchilari /ˈmaɪrə/ (Mira yulduzi prototipi uchun nomlangan) pulsatsiyalanuvchi yulduzlar sinfi boʻlib, ular juda qizil ranglar, 100 kundan ortiq pulsatsiya davrlari va infraqizilda bir magnitudadan kattaroq amplitudalar va vizual toʻlqinlarda 2,5 kattalik bilan tavsiflanadi.. Ular yulduzlar evolyutsiyasining juda kech bosqichlarida, asimptotik gigant novdasida (AGB) joylashgan qizil gigantlar boʻlib, ular tashqi konvertlarini sayyora tumanliklari sifatida chiqarib yuboradi va bir necha million yil ichida oq mittilarga aylanadi.
Mira oʻzgaruvchilari oʻzlarining yadrolarida geliy sintezini boshdan kechirgan, ammo ikkita quyosh massasidan kamroq boʻlgan yulduzlar,[1] boshlangʻich massasining yarmini yoʻqotgan yulduzlar. Biroq, ular juda katta choʻzilgan konvertlari tufayli Quyoshdan minglab marta yorqinroq boʻlishi mumkin. Ular butun yulduzning kengayishi va qisqarishi tufayli pulsatsiyalanadi. Bu radius bilan birga haroratning oʻzgarishiga olib keladi, bu ikkala omil ham yorugʻlikning oʻzgarishiga olib keladi. Pulsatsiya yulduzning massasi va radiusiga bogʻliq boʻlib, davr va yorqinlik (va rang) oʻrtasida aniq bogʻliqlik mavjud.[2][3] Juda katta vizual amplitudalar yorugʻlikning katta oʻzgarishi bilan bogʻliq emas boʻlib, balki yulduzlar pulsatsiyalari paytida haroratni oʻzgartirganda, infraqizil va vizual toʻlqin uzunliklari oʻrtasida energiya chiqishi oʻzgarishi bilan bogʻliq.[4]
Mira yulduzlarining dastlabki modellari bu jarayon davomida yulduz sferik simmetrik boʻlib qoladi deb taxmin qilishgan (asosan, jismoniy sabablarga koʻra emas, balki kompyuterda modellashtirishni soddalashtirish uchun). Mira oʻzgaruvchan yulduzlari boʻyicha yaqinda oʻtkazilgan soʻrov IOTA teleskopi yordamida hal qilinishi mumkin boʻlgan Mira yulduzlarining 75 % sferik simmetrik emasligini aniqladi[5], natijada, Mira yulduzlarining oldingi tasvirlari bilan mos keladi,[6][7][8] shuning uchun endi superkompyuterlarda Mira yulduzlarini real uch oʻlchovli modellashtirishga bosim bor.[9]
Mira oʻzgaruvchilari kislorodga boy yoki uglerodga boy boʻlishi mumkin. R Leporis kabi uglerodga boy yulduzlar tor shartlar toʻplamidan kelib chiqadi, bu esa AGB yulduzlarining oʻz sirtlarida uglerodga nisbatan ortiqcha kislorodni saqlashga boʻlgan odatiy tendentsiyasini bekor qiladi.[10] Mira oʻzgaruvchilari kabi pulsatsiyalanuvchi AGB yulduzlari oʻzgaruvchan vodorod va geliy qobigʻida termoyadroviydan oʻtadi, bu esa unga dredge-ups deb nomlanuvchi davriy chuqur konvektsiyani hosil qiladi. Ushbu chuqurlashlar geliyning yonayotgan qobigʻidan uglerodni yuzaga chiqaradi va natijada uglerod yulduzi paydo boʻladi. Biroq, taxminan 4 M☉ dan yuqori yulduzlarda, issiq pastki yonish sodir boʻladi. Bu konvektiv mintaqaning pastki hududlari CNO tsiklining muhim sintezi uchun etarlicha issiq boʻlganda, uglerodning koʻp qismini sirtga koʻchirishdan oldin yoʻq qiladi. Shunday qilib, kattaroq AGB yulduzlari uglerodga boy boʻlmaydi.[11]
Mira oʻzgaruvchilari massasini tez yoʻqotmoqda va bu material koʻpincha yulduz atrofida yaʼni, uni radiusi boʻyichachang qoplamalarini hosil qiladi. Baʼzi hollarda tabiiy maserlarning shakllanishi uchun sharoitlar mos keladi.[12]
Mira oʻzgaruvchilarining kichik bir qismi vaqt oʻtishi bilan oʻz davrini oʻzgartiradi: davr bir necha oʻn yilliklar va bir necha asrlar davomida sezilarli darajada (uch baravargacha) ortadi yoki kamayadi. Bunga geliy qobigʻi tashqi vodorod qobigʻini qayta yoqadigan termal impulslar sabab boʻlgan deb ishoniladi. Bu yulduzning tuzilishini oʻzgartiradi, bu davrning oʻzgarishi sifatida namoyon boʻladi. Bu jarayon barcha Mira oʻzgaruvchilari bilan sodir boʻlishi bashorat qilingan, ammo yulduzning asimptotik gigant novdasi hayoti davomida (bir million yildan kam) termal impulslarning nisbatan qisqa davom etishi (bir million yildan kam) biz buni faqatgina bir necha ming Mira yulduzlaridan bir nechtasi, ehtimol R Hydrae -da maʼlum.[13] Aksariyat Mira oʻzgaruvchilari, ehtimol, yulduz konvertidagi chiziqli boʻlmagan xatti-harakatlar, shu jumladan sferik simmetriyadan ogʻishlar bilan bogʻliq boʻlgan davrda tildan
ozgina oʻzgarishlarni koʻrsatadi.[14][15]
Mira oʻzgaruvchilari yorqinligidagi keskin oʻzgarishlar tufayli oʻzgaruvchan yulduzlarni kuzatishga qiziqqan va albatta, havaskor astronomlar uchun mashhur maqsadlardir. Baʼzi Mira oʻzgaruvchilari (shu jumladan Mira oʻzi) bir asrdan koʻproq vaqt davomida ishonchli kuzatuvlarga ega.[16]
Roʻyxat[tahrir | manbasini tahrirlash]
Quyidagi roʻyxatda tanlangan Mira oʻzgaruvchilari mavjud. Agar boshqacha koʻrsatilmagan boʻlsa, berilgan kattaliklar V diapazonida va masofalar Gaia DR2 yulduzlar katalogidan olingan.[17]
Star |
Brightest magnitude |
Dimmest magnitude |
Period (in days) |
Distance[manba kerak] (in parsecs) |
Reference |
---|---|---|---|---|---|
Mira | 2.0 | 10.1 | 332 | +12 −9 92[18] |
[1] |
Chi Cygni | 3.3 | 14.2 | 408 | +45 −30 180 |
[2] |
R Hydrae | 3.5 | 10.9 | 380 | +56 −37 224 |
[3] |
R Carinae | 3.9 | 10.5 | 307 | +81 −57 387 |
[4] |
R Leonis | 4.4 | 11.3 | 310 | +5 −4 71 |
[5] |
S Carinae | 4.5 | 9.9 | 149 | +22 −20 497 |
[6] |
R Cassiopeiae | 4.7 | 13.5 | 430 | +9 −8 187 |
[7] |
R Horologii | 4.7 | 14.3 | 408 | +40 −32 313 |
[8] |
R Doradus | 4.8 | 6.3 | 172 | ±3 55[18] | [9] |
U Orionis | 4.8 | 13.0 | 377 | +19 −16 216 |
[10] |
RR Scorpii | 5.0 | 12.4 | 281 | +18 −16 277 |
[11] |
R Serpentis | 5.2 | 14.4 | 356 | +26 −22 285 |
[12] |
T Cephei | 5.2 | 11.3 | 388 | +13 −12 176 |
[13] |
R Aquarii | 5.2 | 12.4 | 387 | +31 −26 320 |
[14] |
R Centauri | 5.3 | 11.8 | 502 | +159 −87 385[18] |
[15] |
RR Sagittarii | 5.4 | 14 | 336 | +48 −38 386 |
[16] |
R Trianguli | 5.4 | 12.6 | 267 | +353 −201 933 |
[17] |
S Sculptoris | 5.5 | 13.6 | 367 | +1137 −366 1078 |
[18] |
R Aquilae | 5.5 | 12.0 | 271 | +27 −22 238 |
[19] |
R Leporis | 5.5 | 11.7 | 445 | +15 −14 419 |
[20] |
W Hydrae | 5.6 | 9.6 | 390 | +25 −19 164 |
[21] |
R Andromedae | 5.8 | 15.2 | 409 | +30 −24 242 |
[22] |
S Coronae Borealis | 5.8 | 14.1 | 360 | +60 −47 431 |
[23] |
U Cygni | 5.9 | 12.1 | 463 | +34 −31 767 |
[24] |
X Ophiuchi | 5.9 | 8.6 | 338 | +15 −13 215 |
[25] |
RS Scorpii | 6.0 | 13.0 | 319 | +306 −164 709 |
[26] |
RT Sagittarii | 6.0 | 14.1 | 306 | +48 −41 575 |
[27] |
RU Sagittarii | 6.0 | 13.8 | 240 | +1009 −445 1592 |
[28] |
RT Cygni | 6.0 | 13.1 | 190 | +47 −43 888 |
[29] |
R Geminorum | 6.0 | 14.0 | 370 | +1055 −441 1514 |
[30] |
S Gruis | 6.0 | 15.0 | 402 | +109 −82 671 |
[31] |
V Monocerotis | 6.0 | 13.9 | 341 | +50 −41 426 |
[32] |
R Cancri | 6.1 | 11.9 | 357 | +32 −25 226 |
[33] |
R Virginis | 6.1 | 12.1 | 146 | +28 −25 530 |
[34] |
R Cygni | 6.1 | 14.4 | 426 | +47 −41 674 |
[35] |
R Boötis | 6.2 | 13.1 | 223 | +60 −52 702 |
[36] |
T Normae | 6.2 | 13.6 | 244 | +168 −129 1116 |
[37] |
R Leonis Minoris | 6.3 | 13.2 | 372 | +653 −137 347[18] |
[38] |
S Virginis | 6.3 | 13.2 | 375 | +273 −156 729 |
[39] |
R Reticuli | 6.4 | 14.2 | 281 | +350 −241 1553 |
[40] |
S Herculis | 6.4 | 13.8 | 304 | +27 −24 477 |
[41] |
U Herculis | 6.4 | 13.4 | 404 | +53 −45 572 |
[42] |
R Octantis | 6.4 | 13.2 | 407 | +46 −39 504 |
[43] |
S Pictoris | 6.5 | 14.0 | 422 | +74 −59 574 |
[44] |
R Ursae Majoris | 6.5 | 13.7 | 302 | +54 −44 489 |
[45] |
R Canum Venaticorum | 6.5 | 12.9 | 329 | +65 −54 661 |
[46] |
R Normae | 6.5 | 12.8 | 496 | +10000 −360 581[18] |
[47] |
T Ursae Majoris | 6.6 | 13.5 | 257 | +218 −164 1337 |
[48] |
R Aurigae | 6.7 | 13.9 | 458 | +21 −17 227 |
[49] |
RU Herculis | 6.7 | 14.3 | 486 | +53 −44 511 |
[50] |
R Draconis | 6.7 | 13.2 | 246 | +58 −49 662 |
[51] |
V Coronae Borealis | 6.9 | 12.6 | 358 | +43 −39 843 |
[52] |
T Cassiopeiae | 6.9 | 13.0 | 445 | +37 −31 374 |
[53] |
R Pegasi | 6.9 | 13.8 | 378 | +35 −29 353 |
[54] |
V Cassiopeiae | 6.9 | 13.4 | 229 | +15 −14 298 |
[55] |
T Pavonis | 7.0 | 14.4 | 244 | +340 −239 1606 |
[56] |
RS Virginis | 7.0 | 14.6 | 354 | +81 −64 616 |
[57] |
Z Cygni | 7.1 | 14.7 | 264 | +36 −33 654 |
[58] |
S Orionis | 7.2 | 13.1 | 434 | +120 −83 538 |
[59] |
T Draconis | 7.2 | 13.5 | 422 | +48 −43 783 |
[60] |
UV Aurigae | 7.3 | 10.9 | 394 | +83 −72 1107 |
[61] |
W Aquilae | 7.3 | 14.3 | 490 | +22 −20 321 |
[62] |
S Cephei | 7.4 | 12.9 | 487 | +23 −21 531 |
[63] |
R Fornacis | 7.5 | 13.0 | 386 | +44 −38 633 |
[64] |
RZ Pegasi | 7.6 | 13.6 | 437 | +88 −76 1117 |
[65] |
RT Aquilae | 7.6 | 14.5 | 327 | +24 −21 352 |
[66] |
V Cygni | 7.7 | 13.9 | 421 | +36 −31 458 |
[67] |
RR Aquilae | 7.8 | 14.5 | 395 | +33 −28 318 |
[68] |
S Boötis | 7.8 | 13.8 | 271 | +552 −387 2589 |
[69] |
WX Cygni | 8.8 | 13.2 | 410 | +86 −75 1126 |
[70] |
W Draconis | 8.9 | 15.4 | 279 | +4469 −1805 6057 |
[71] |
R Capricorni[19] | 8.9 | 14.9 | 343 | +178 −142 1407 |
[72] |
UX Cygni | 9.0 | 17.0 | 569 | +10000 −2760 5669 |
[73] |
LL Pegasi | 9.6 K | 11.6 K | 696 | 1300[20] | [74] |
TY Cassiopeiae | 10.1 | 19.0 | 645 | +502 −286 1328 |
[75] |
IK Tauri | 10.8 | 16.5 | 470 | +36 −29 285 |
[76] |
CW Leonis | 11.0 R | 14.8 R | 640 | +22 −15 95[21] |
[77] |
TX Camelopardalis | 11.6 B | 17.7 B | 557 | +42 −33 333 |
[78] |
LP Andromedae | 15.1 | 17.3 | 614 | +68 −51 400 |
[79] |
Shu uchun qarang[tahrir | manbasini tahrirlash]
turlari
- Uzoq muddatli oʻzgaruvchan
- Yarim tartibli oʻzgaruvchan yulduz
Manbalar[tahrir | manbasini tahrirlash]
- ↑ Ireland, M.J.; Scholz, M.; Tuthill, P.G.; Wood, P.R. (December 2004). „Pulsation of M-type Mira variables with moderately different mass: search for observable mass effects“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 355-jild, № 2. 444–450-bet. arXiv:astro-ph/0408540. Bibcode:2004MNRAS.355..444I. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08336.x. Qaraldi: 22–noyabr 2020–yil.
{{cite magazine}}
: CS1 maint: date format () - ↑ Glass, I.S.; Lloyd Evans, T. (1981). „A period-luminosity relation for Mira variables in the Large Magellanic Cloud“. Nature. 291-jild, № 5813. Macmillan. 303–4-bet. Bibcode:1981Natur.291..303G. doi:10.1038/291303a0.
- ↑ Bedding, Timothy R.; Zijlstra, Albert A. (1998). „[ITAL]Hipparcos[/ITAL] Period-Luminosity Relations for Mira and Semiregular variables“. The Astrophysical Journal. 506-jild, № 1. L47–L50-bet. arXiv:astro-ph/9808173. Bibcode:1998ApJ...506L..47B. doi:10.1086/311632.
- ↑ Smith, Beverly J.; Leisawitz, David; Castelaz, Michael W.; Luttermoser, Donald (2002). „Infrared Light Curves of Mira Variable Stars from [ITAL]COBE[/ITAL] DIRBE Data“. The Astronomical Journal. 123-jild, № 2. 948-bet. arXiv:astro-ph/0111151. Bibcode:2002AJ....123..948S. doi:10.1086/338647.
- ↑ Ragland, S.; Traub, W. A.; Berger, J.-P.; Danchi, W. C.; Monnier, J. D.; Willson, L. A.; Carleton, N. P.; Lacasse, M. G.; Millan-Gabet, R. (2006). „First Surface-resolved Results with the Infrared Optical Telescope Array Imaging Interferometer: Detection of Asymmetries in Asymptotic Giant Branch Stars“. The Astrophysical Journal. 652-jild, № 1. 650–660-bet. arXiv:astro-ph/0607156. Bibcode:2006ApJ...652..650R. doi:10.1086/507453.
- ↑ Haniff, C. A.; Ghez, A. M.; Gorham, P. W.; Kulkarni, S. R.; Matthews, K.; Neugebauer, G. (1992). „Optical aperture synthetic images of the photosphere and molecular atmosphere of Mira“ (PDF). Astronomical Journal. 103-jild. 1662-bet. Bibcode:1992AJ....103.1662H. doi:10.1086/116182.
- ↑ Karovska, M.; Nisenson, P.; Papaliolios, C.; Boyle, R. P. (1991). „Asymmetries in the atmosphere of Mira“. Astrophysical Journal. 374-jild. L51-bet. Bibcode:1991ApJ...374L..51K. doi:10.1086/186069.
- ↑ Tuthill, P. G.; Haniff, C. A.; Baldwin, J. E. (1999). „Surface imaging of long-period variable stars“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 306-jild, № 2. 353-bet. Bibcode:1999MNRAS.306..353T. doi:10.1046/j.1365-8711.1999.02512.x.
- ↑ Freytag, B.; Höfner, S. (2008). „Three-dimensional simulations of the atmosphere of an AGB star“. Astronomy and Astrophysics. 483-jild, № 2. 571-bet. Bibcode:2008A&A...483..571F. doi:10.1051/0004-6361:20078096.
- ↑ Feast, Michael W.; Whitelock, Patricia A.; Menzies, John W. (2006). „Carbon-rich Mira variables: Kinematics and absolute magnitudes“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 369-jild, № 2. 791–797-bet. arXiv:astro-ph/0603506. Bibcode:2006MNRAS.369..791F. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10324.x.
- ↑ Stancliffe, Richard J.; Izzard, Robert G.; Tout, Christopher A. (2004). „Third dredge-up in low-mass stars: Solving the Large Magellanic Cloud carbon star mystery“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 356-jild, № 1. L1–L5-bet. arXiv:astro-ph/0410227. Bibcode:2005MNRAS.356L...1S. doi:10.1111/j.1745-3933.2005.08491.x.
- ↑ Wittkowski, M.; Boboltz, D. A.; Ohnaka, K.; Driebe, T.; Scholz, M. (2007). „The Mira variable S Orionis: Relationships between the photosphere, molecular layer, dust shell, and SiO maser shell at 4 epochs“. Astronomy and Astrophysics. 470-jild, № 1. 191–210-bet. arXiv:0705.4614. Bibcode:2007A&A...470..191W. doi:10.1051/0004-6361:20077168.
- ↑ Zijlstra, A. A.; Bedding, T. R.; Mattei, J. A. (2002). „The evolution of the Mira variable R Hydrae“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 334-jild, № 3. 498-bet. arXiv:astro-ph/0203328. Bibcode:2002MNRAS.334..498Z. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05467.x.
- ↑ Templeton, M. R.; Mattei, J. A.; Willson, L. A. (2005). „Secular Evolution in Mira Variable Pulsations“. The Astronomical Journal. 130-jild, № 2. 776–788-bet. arXiv:astro-ph/0504527. Bibcode:2005AJ....130..776T. doi:10.1086/431740.
- ↑ Zijlstra, Albert A.; Bedding, Timothy R. (2002). „Period Evolution in Mira Variables“. Journal of the American Association of Variable Star Observers. 31-jild, № 1. 2-bet. Bibcode:2002JAVSO..31....2Z.
- ↑ Mattei, Janet Akyuz (1997). „Introducing Mira Variables“. The Journal of the American Association of Variable Star Observers. 25-jild, № 2. 57-bet. Bibcode:1997JAVSO..25...57M.
- ↑ Gaia Collaboration (2018), Gaia DR2, VizieR, qaraldi: 20 April 2019
- ↑ 18,0 18,1 18,2 18,3 18,4 van Leeuwen, F. (November 2007). „Validation of the new Hipparcos reduction“. Astronomy and Astrophysics. 474-jild, № 2. 653–664-bet. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357.
- ↑ Discovered in 1848 by Hind. Patrick Moore and Robin Rees. Patrick Moore's Data Book of Astronomy, second, Cambridge University Press, 2011 — 323 bet. ISBN 978-1139495226.
- ↑ Lombaert, R.; De Vries, B. L.; De Koter, A.; Decin, L.; Min, M.; Smolders, K.; Mutschke, H.; Waters, L. B. F. M. (2012). „Observational evidence for composite grains in an AGB outflow. MgS in the extreme carbon star LL Pegasi“. Astronomy & Astrophysics. 544-jild. L18-bet. arXiv:1207.1606. Bibcode:2012A&A...544L..18L. doi:10.1051/0004-6361/201219782.
- ↑ Sozzetti, A.; Smart, R. L.; Drimmel, R.; Giacobbe, P.; Lattanzi, M. G. (2017). „Evidence for orbital motion of CW Leonis from ground-based astrometry“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 471-jild, № 1. L1–L5-bet. arXiv:1706.04391. Bibcode:2017MNRAS.471L...1S. doi:10.1093/mnrasl/slx082.