Mira – Wikipedie

Mira – Wikipedie Přeskočit na obsah Hlavní menu Hlavní menu přesunout do postranního panelu skrýt Navigace Hlavní strana Nápověda Potřebuji pomoc Nejlepší články Náhodný článek Poslední změny Komunitní portál Pod lípou Speciální stránky Hledání Hledat Vzhled Podpořte Wikipedii Vytvoření účtu Přihlášení Osobní nástroje Podpořte Wikipedii Vytvoření účtu Přihlášení Obsah přesunout do postranního panelu skrýt (úvod) 1 Astrometrie a vzdálenost 2 Mira A 3 Proměnnost 4 Mira B a oběžná dráha 5 Ztráta hmoty a ultrafialový chvost 6 Historie pozorování a název 7 Reference 8 Externí odkazy Přepnout obsah Mira 55 jazyků Afrikaans Alemannisch العربية Asturianu Беларуская Български Bosanski Català کوردی Dansk Deutsch Ελληνικά English Esperanto Español Eesti Euskara فارسی Suomi Français Gaeilge עברית Hrvatski Magyar Հայերեն Bahasa Indonesia Italiano 日本語 ქართული Қазақша 한국어 Lëtzebuergesch Македонски മലയാളം Plattdüütsch Nederlands Norsk nynorsk Norsk bokmål Polski Português Română Русский Simple English Slovenčina Slovenščina Српски / srpski Svenska ไทย Türkçe Українська Oʻzbekcha / ўзбекча Tiếng Việt Winaray 粵語中文 Upravit odkazy Článek Diskuse čeština Číst Editovat Editovat zdroj Zobrazit historii Nástroje Nástroje přesunout do postranního panelu skrýt Akce Číst Editovat Editovat zdroj Zobrazit historii Obecné Odkazuje sem Související změny Načíst soubor Trvalý odkaz Informace o stránce Citovat stránku Získat zkrácené URL Přepnout na původní parser Tisk/export Vytvořit knihu Stáhnout jako PDF Verze k tisku Na jiných projektech Wikimedia Commons Položka Wikidat Vzhled přesunout do postranního panelu skrýt 2h19m20,79s; -2°58′39,50″ Z Wikipedie, otevřené encyklopedie \n ","href":"./Šablona:Infobox_-_hvězda_vícenásobná"},"params":{"název":{"wt":"Mira"},"obrázek":{"wt":"Mira 1997.jpg"},"popisek":{"wt":"Mira A na snímku [[Hubbleův vesmírný dalekohled|Hubbleova vesmírného dalekohledu]] z roku 1997"},"ekvin":{"wt":"[[J2000.0]]"},"con_cz":{"wt":"[[Souhvězdí Velryby|Velryba]]"},"con_lt":{"wt":"Cetus"},"ra":{"wt":"{{RA|02|19|20,79210}}"},"dec":{"wt":"−02° 58′ 39,4956″"},"par":{"wt":"10,91 ± 1,22 mas<ref name=\"Hipparcos2007\" />"},"dist_ly":{"wt":"299 ± 34"},"dist_pc":{"wt":"91,7 ± 10,3"},"appmag_v":{"wt":"2,0–10,1<ref name=\"AAVSO\" />"},"rad_r":{"wt":"+63,50 ± 0,60 km/s<ref name=\"SIMBADA\" />"},"poh_r":{"wt":"+9,33 ± 1,99 mas/rok<ref name=\"Hipparcos2007\" />"},"poh_d":{"wt":"−237,36 ± 1,58 mas/rok<ref name=\"Hipparcos2007\" />\n"},"hvězda1":{"wt":"Mira A"},"ra1":{"wt":"{{RA|02|19|20,79210}}"},"dec1":{"wt":"−02° 58′ 39,4956″"},"appmag_v1":{"wt":"2,0–10,1<ref name=\"AAVSO\" />"},"var1":{"wt":"[[Miridy|mirida]]"},"spektrum1":{"wt":"M5e–M9e III<ref name=\"AAVSO\" /><ref name=\"SIMBADA\" />"},"hmot1_msol":{"wt":"přibližně 1<ref name=\"Zamanov2026\" />"},"rad1_rsol":{"wt":"332–402<ref name=\"Woodruff2004\" />"},"lum1_v":{"wt":"8 400–9 360 (bolometrická)<ref name=\"Woodruff2004\" />"},"teplota1":{"wt":"2 918–3 192<ref name=\"Woodruff2004\" />"},"stáří1":{"wt":"přibližně 6 miliard let<ref name=\"Wyatt1983\" />"},"p_osc1":{"wt":"331,3 dne<ref name=\"AAVSO\" />\n"},"hvězda2":{"wt":"Mira B VZ Ceti"},"spektrum2":{"wt":"DA<ref name=\"SIMBADB\" />"},"hmot2_msol":{"wt":"0,24 ± 0,04 nebo 0,42 ± 0,04 podle modelu akrece<ref name=\"Zamanov2026\" />"},"rad2_rsol":{"wt":"přibližně 0,020 nebo 0,015<ref name=\"Zamanov2026\" />"},"teplota2":{"wt":"přibližně 14 000<ref name=\"Sokoloski2010\" />\n"},"prim1":{"wt":"Mira A"},"prův1":{"wt":"Mira B"},"dob_ob1":{"wt":"276,5+48,2−8,5 roku<ref name=\"Campo2026\" />"},"v_pol1":{"wt":"0,5329+0,0064−0,0390″<ref name=\"Campo2026\" />"},"exc1":{"wt":"0,665+0,041−0,140<ref name=\"Campo2026\" />"},"skl1":{"wt":"126,6+0,4−0,9°<ref name=\"Campo2026\" />"},"dvu1":{"wt":"149,9+3,5−9,5°<ref name=\"Campo2026\" />"},"ašp1":{"wt":"212,6+6,2−21,0°<ref name=\"Campo2026\" />\n"},"HD":{"wt":"14386"},"HR":{"wt":"681"},"BD":{"wt":"−03° 353"},"SAO":{"wt":"129825"},"HIP":{"wt":"10826"},"TYC":{"wt":"4693-1144-1"},"GC":{"wt":"2796"},"con_zkr":{"wt":"Cet"},"Bayer":{"wt":"ο"},"Flamst":{"wt":"68"},"synonyma":{"wt":"Stella Mira, Collum Ceti, V* ο Ceti, WDS J02193−0259Aa, 2MASS J02192081−0258393, Gaia DR3 2493390319631956352\n"},"SIMBAD":{"wt":"https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=omi+Cet"},"SIMBAD_popis":{"wt":"Mira A a systém"},"SIMBAD2":{"wt":"https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-id?Ident=V%2A%20VZ%20Cet"},"SIMBAD2_popis":{"wt":"Mira B"}},"i":0}}]}'>Mira Hubbleova vesmírného dalekohledu</a> z roku 1997","txt":"Mira A na snímku Hubbleova vesmírného dalekohledu z roku 1997"}]]}'>Mira A na snímku Hubbleova vesmírného dalekohledu z roku 1997 Astrometrická data (Ekvinokcium J2000.0) Souhvězdí Velryba (Cetus) Rektascenze 02h 19m 20,79210s Deklinace −02° 58′ 39,4956″ Paralaxa 10,91 ± 1,22 mas[1] Vzdálenost 299 ± 34 ly (91,7 ± 10,3 pc) Zdánlivá hvězdná velikost 2,0–10,1[2] Radiální rychlost +63,50 ± 0,60 km/s[3] Vlastní pohyb v rektascenzi +9,33 ± 1,99 mas/rok[1] Vlastní pohyb v deklinaci −237,36 ± 1,58 mas/rok[1] Mira A Rektascenze 02h 19m 20,79210s Deklinace −02° 58′ 39,4956″ Zdánlivá hvězdná velikost 2,0–10,1[2] Fyzikální charakteristiky Mira A Typ proměnnosti mirida Spektrální typ M5e–M9e III[2][3] Hmotnost přibližně 1[4] M☉ Poloměr 332–402[5] R☉ Zářivý výkon (V) 8 400–9 360 (bolometrická)[5] L☉ Povrchová teplota 2 918–3 192[5] K Stáří přibližně 6 miliard let[6] Oscilační perioda 331,3 dne[2] Mira B VZ Ceti Spektrální typ DA[7] Hmotnost 0,24 ± 0,04 nebo 0,42 ± 0,04 podle modelu akrece[4] M☉ Poloměr přibližně 0,020 nebo 0,015[4] R☉ Povrchová teplota přibližně 14 000[8] K Systém Primární hvězda Mira A Průvodce Mira B Doba oběhu 276,5+48,2−8,5 roku[9] Velká poloosa 0,5329+0,0064−0,0390″[9] Excentricita dráhy 0,665+0,041−0,140[9] Sklon dráhy 126,6+0,4−0,9°[9] Délka vzestupného uzlu 149,9+3,5−9,5°[9] Argument šířky pericentra 212,6+6,2−21,0°[9] Označení Henry Draper Catalogue HD 14386 Bonner Durchmusterung BD −03° 353 Bright Star katalog HR 681 2MASS 2MASS J02192081-0258393 SAO katalog SAO 129825 Katalog Hipparcos HIP 10826 Katalog Tycho TYC 4693-1144-1 General Catalogue GC 2796 Bayerovo označení ο Cet Flamsteedovo označení 68 Cet Synonyma Stella Mira, Collum Ceti, V* ο Ceti, WDS J02193−0259Aa, 2MASS J02192081−0258393, Gaia DR3 2493390319631956352 Databáze SIMBAD data (Mira A a systém) SIMBAD data (Mira B) (V) – měření provedena ve viditelném světle Mira (ο Ceti, 68 Ceti) je dvojhvězdný systém v souhvězdí Velryby, tvořený pulzujícím červeným obrem Mira A a horkým bílým trpaslíkem Mira B. Druhá složka zachycuje část látky odnášené hvězdným větrem hlavní hvězdy, a soustava se proto řadí mezi symbiotické dvojhvězdy.[4][8] Mira A je prototypem mirid, tedy dlouhoperiodických pulzujících proměnných hvězd. Její jasnost se ve vizuálním pásmu mění přibližně od 2,0 do 10,1 magnitudy, takže je v maximu snadno viditelná pouhým okem, zatímco v minimu je zapotřebí dalekohled.[2] Od Země je soustava vzdálena přibližně 300 světelných let. Astrometrie a vzdálenost [editovat | editovat zdroj] Nová redukce měření družice Hipparcos udává paralaxu 10,91±1,22 mas, což odpovídá vzdálenosti přibližně 91,7 pc neboli 299 světelných let.[1] Mira A je v katalogu Gaia DR3 vedena jako zdroj 2493390319631956352. Její záznam však neobsahuje paralaxu ani vlastní pohyb, ale pouze polohu a fotometrii. Astrometrické parametry z Gaia DR3 proto nelze použít k nahrazení paralaxy Hipparcosu.[10] Ani databázový záznam Miry B neposkytuje samostatnou paralaxu nebo vlastní pohyb této složky.[7] Mira A [editovat | editovat zdroj] Mira A je kyslíkem bohatý obr nacházející se v pokročilé fázi vývoje na asymptotické větvi obrů. Její spektrální třída se během světelného cyklu mění přibližně od M5e do M9e III; databáze SIMBAD uvádí jako reprezentativní klasifikaci M5/6 IIIe.[3] Protože hvězda pulzuje, nelze její poloměr, teplotu ani zářivost vyjádřit jedinou neměnnou hodnotou. Interferometrická měření v několika fázích cyklu určila poloměr přibližně na 332 až 402 poloměrů Slunce, efektivní teplotu na 2 918 až 3 192 K a bolometrickou zářivost na 8 400 až 9 360 zářivostí Slunce.[5] Hmotnost Miry A není přesně určena. Modely soustavy obvykle dávají hodnotu řádově jedné hmotnosti Slunce, výsledek však silně závisí na přijatých parametrech oběžné dráhy a způsobu přenosu hmoty.[4] Kinematické studie mirid naznačují stáří Miry přibližně šest miliard let.[6] Proměnnost [editovat | editovat zdroj] Mira A je základním představitelem mirid. Katalog VSX uvádí periodu 331,3 dne a rozsah vizuální jasnosti 2,0 až 10,1 magnitudy.[2] Přesná délka periody i dosažená maxima se mezi jednotlivými cykly mírně mění. Velká změna vizuální jasnosti není způsobena pouze změnou celkové zářivosti. Při pulzacích se mění také poloměr a teplota fotosféry a s nimi podíl záření vyzařovaného ve viditelné oblasti spektra. Mira přitom většinu své energie vyzařuje v infračerveném oboru, kde je amplituda změn menší než ve viditelném světle.[5] Mira B a oběžná dráha [editovat | editovat zdroj] Mira B, označovaná také VZ Ceti, je horký bílý trpaslík spektrální třídy DA. Průvodce nebyl objeven Hubbleovým vesmírným dalekohledem, jak bývalo někdy uváděno. Jako modrou hvězdu vzdálenou přibližně 0,6″ od hlavní složky jej v roce 1922 rozpoznali A. H. Joy a R. G. Aitken.[4] Hubbleův vesmírný dalekohled v roce 1995 poprvé pořídil dobře rozlišené ultrafialové a viditelné snímky obou složek; výsledky byly zveřejněny v roce 1997. Snímky zachytily také výběžek materiálu směřující od Miry A k jejímu průvodci.[11] Pozorování soustavy radioteleskopy ALMA později odhalila složitou strukturu plynu a přenos látky mezi oběma hvězdami. V době těchto pozorování činila jejich úhlová vzdálenost 0,487±0,006″.[12] Starší odhady oběžné doby se pohybovaly přibližně mezi 500 a 950 lety. Nové řešení zveřejněné v roce 2026 v informačním cirkuláři komise G1 Mezinárodní astronomické unie udává periodu 276,5+48,2−8,5 roku, úhlovou velkou poloosu 0,5329″ a excentricitu 0,665.[9] Vzhledem k tomu, že byla pozorována jen malá část celé dráhy, zůstávají její parametry značně nejisté. Rychlé změny jasnosti Miry B a vlastnosti jejího akrečního disku potvrzují, že jde o bílého trpaslíka, nikoli o běžnou hvězdu hlavní posloupnosti.[8] Studie z roku 2026 odhadla jeho hmotnost na 0,24 ± 0,04 hmotnosti Slunce při přenosu látky prostřednictvím hvězdného větru vyplňujícího Rocheův lalok. Při použití Bondiho–Hoyleova–Lyttletonova modelu akrece vychází 0,42 ± 0,04 hmotnosti Slunce. Autoři považují první mechanismus za pravděpodobnější, oba odhady jsou však závislé na použitém modelu.[4] Ztráta hmoty a ultrafialový chvost [editovat | editovat zdroj] Rázová vlna a dlouhý chvost Miry v ultrafialovém záření Pozorování družice GALEX odhalila před Mirou rázo…