✖


Jump to content

Mira

Координаты : Карта неба 02 час 19 м 20.792 с , −02° 58′ 39.50″
(Перенаправлено с Миры А )
Чтобы узнать о других значениях, см. Мира (значения) .
Mira [ 1 ]
Расположение Миры (обведено)
Данные наблюдений
Эпоха J2000.0        Равноденствие J2000.0
Созвездие Кит
Прямое восхождение 02 час 19 м 20.79210 с [ 2 ]
Склонение −02° 58′ 39.4956″ [ 2 ]
Apparent magnitude  (V) от 2,0 до 10,1 [ 3 ]
Характеристики
Спектральный тип М7 IIIe [ 4 ] (M5e-M9e [ 3 ] )
U-B Индекс цвета +0.08 [ 5 ]
B-V Индекс цвета +1.53 [ 5 ]
Тип переменной Mira [ 3 ]
Астрометрия
Радиальная скорость (R v ) +63.8 [ 6 ] км/с
Собственное движение (μ) ВС: +9,33 [ 2 ]  мас / ​
Декабрь: −237,36 [ 2 ]  мас / ​
Параллакс (р) 10,91 ± 1,22 мс [ 2 ]
Расстояние ок. 300 лий
(ок. 90 шт .)
Абсолютная величина ( МВ ) +0.99 [ 7 ] (переменная)
Орбита [ 8 ]
Период (П) 497,88 в год
Большая полуось (а) 0.8″
Эксцентриситет (е) 0.16
Наклон (я) 112°
Долгота узла (Ом) 138.8°
Периастровая эпоха (Т) 2285.75
Аргумент периастра (ω)
(вторичный) 		258.3°
Подробности
Масса 1.18 [ 9 ]  M ☉
Радиус 332–402 [ 10 ]  R ☉
Светимость (болометрическая) 8,400–9,360 [ 10 ]  L ☉
Температура 2,918–3,192 [ 10 ]  К
Возраст 6 [ 9 ]  Гир
Другие обозначения
Чудесная звезда, Коллум Кита, Чудесная звезда, [ 11 ] ο Кита, 68 Кита, BD −03°353, HD 14386, HIP 10826, HR 681, LTT 1179, SAO 129825
Ссылки на базы данных
СИМБАД данные

Мира ( / ˈ m aɪ r ə / ), обозначение Омикрон Кита ( ο Ceti , сокращенно Омикрон Кита , ο Cet ), — красного гиганта, звезда находящаяся на расстоянии 200–300 световых лет от Солнца в созвездии Кита .

ο Кита — двойная звездная система , состоящая из переменного красного гиганта (Мира А) и белого карлика- компаньона ( Мира B ). Мира А — пульсирующая переменная звезда и первая , не являющаяся сверхновой открытая переменная звезда , за возможным исключением Алголя . Это прототип переменных Mira .

Номенклатура

[ редактировать ]

ο Кита ( латинизированное как Омикрон Кита звезды ) — это обозначение по Байеру . Его назвал Мира ( с латыни «чудесный» или «удивительный») Иоганн Гевелий в своей «Историоле Мира Стеллы » (1662 г.). В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу по названиям звезд (WGSN). [ 12 ] каталогизировать и стандартизировать имена собственные для звезд. Первый бюллетень WGSN за июль 2016 года включал таблицу первых двух групп имен, одобренных WGSN, включая Миру для этой звезды. [ 13 ]

Мира в два разных времени

История наблюдений

[ редактировать ]
Визуальная кривая блеска Миры, созданная с помощью AAVSO. инструмента генератора кривых блеска [ нужна полная цитата ]

Доказательства того, что изменчивость Миры была известна в древнем Китае , Вавилоне или Греции , в лучшем случае лишь косвенные. [ 14 ] что переменность Миры была зафиксирована астрономом Фабрициусом начиная с 3 августа 1596 Давидом . года Не вызывает сомнений то , рядом незамеченная звезда третьей величины. Однако к 21 августа его яркость увеличилась на одну звездную величину , а к октябрю исчезла из поля зрения. Фабрициус предположил, что это была новая звезда, но затем увидел ее снова 16 февраля 1609 года. [ 15 ]

В 1638 году Иоганнес Холварда определил период повторного появления звезды - одиннадцать месяцев; ему часто приписывают открытие изменчивости Миры. Иоганн Гевелий В то же время ее наблюдал , который в 1662 году назвал ее Мирой, поскольку она вела себя не так, как ни одна другая известная звезда. Исмаил Буйо тогда оценил его период в 333 дня, что менее чем на один день меньше современного значения в 332 дня. Измерение Буйо, возможно, не было ошибочным: известно, что Мира немного меняется по периодам и даже может медленно меняться с течением времени. По оценкам, звезда является красным гигантом возрастом шесть миллиардов лет . [ 9 ]

Вид на Миру с Земли

Существует немало предположений относительно того, наблюдалась ли Мира до Фабрициуса. Конечно, история Алгола (известная наверняка как переменная только в 1667 году, но с легендами и тому подобным, относящимися к древности, показывающими, что за ней наблюдали с подозрением на протяжении тысячелетий) предполагает, что Мира тоже могла быть известна. Карл Маниций , современный переводчик Комментариев Гиппарха « к Арату », предположил, что некоторые строки из этого текста второго века могут быть о Мире. Другие дотелескопические западные каталоги Птолемея , ас-Суфи , Улугбека и Тихо Браге не содержат упоминаний, даже как обычная звезда. Есть три наблюдения из китайских и корейских архивов, сделанные в 1596, 1070 годах и в том же году, когда Гиппарх сделал свое наблюдение (134 г. до н. э.), которые наводят на размышления. [ нужна ссылка ]

По оценке, полученной в 1925 году с помощью интерферометрии Фрэнсиса Дж. Пиза в обсерватории Маунт-Вилсон, диаметр Миры составил 250–260 миллионов миль (от 402 до 418 миллионов км, или примерно 290–300 R ☉ ), что сделало ее вторым по величине на тот момент звезда известна и сопоставима с историческими оценками Бетельгейзе , [ 16 ] уступал только Антаресу . [ 17 ] Напротив, Отто Струве думал о Мире как о красном сверхгиганте с приблизительным радиусом 500 R ☉ , в то время как современный консенсус считает Миру высокоразвитой асимптотической звездой ветви гигантов . [ 18 ]

Расстояние и справочная информация

[ редактировать ]

По оценкам Pre- Hipparcos , расстояние составляло 220 световых лет ; [ 19 ] в то время как данные Hipparcos о сокращении 2007 года предполагают расстояние в 299 световых лет с погрешностью 11%. [ 2 ] Предполагается, что возраст Миры составляет около 6 миллиардов лет. Его газообразный материал рассеян и составляет одну тысячную тоньше воздуха вокруг нас. Мира также входит в число самых холодных известных ярких звезд класса красных гигантов с температурой от 3000 до 4000 градусов по Фаренгейту (от 1600 до 2200 градусов по Цельсию). Как и в случае с другими долгопериодическими переменными, темно-красный цвет Миры как минимум бледнеет до более светло-оранжевого по мере того, как звезда становится ярче. В течение следующих нескольких миллионов лет Мира сбросит свои внешние слои и станет планетарной туманностью, оставив после себя белого карлика.

Звездная система

[ редактировать ]

Эта двойная звездная система состоит из красного гиганта (Мира, обозначенного как Мира А), претерпевающего потерю массы, и высокотемпературного белого карлика- компаньона (Мира B), который аккрецирует массу от первичной звезды. Такое расположение звезд известно как симбиотическая система, и это самая близкая к Солнцу такая симбиотическая пара . Исследование этой системы рентгеновской обсерваторией Чандра показывает прямой массообмен по мосту материи от первичного элемента к белому карлику. Две звезды в настоящее время разделены примерно 70 астрономическими единицами . [ 20 ]

Компонент А

[ редактировать ]
Мира в УФ и видимом свете

Мира А в настоящее время является звездой асимптотической ветви гигантов (AGB) в термически пульсирующей фазе AGB. [ 21 ] [ 22 ] Каждый импульс длится десятилетие или более, а между каждым импульсом проходит время порядка 10 000 лет. С каждым циклом импульсов яркость Миры увеличивается, а импульсы становятся сильнее. Это также вызывает динамическую нестабильность Миры, приводящую к резким изменениям светимости и размера в течение более коротких и нерегулярных периодов времени. [ 23 ]

Было замечено, что общая форма Миры А изменилась, демонстрируя явные отклонения от симметрии. По-видимому, они вызваны яркими пятнами на поверхности, которые меняют свою форму в течение 3–14 месяцев. Наблюдения Миры А в ультрафиолетовом диапазоне с помощью космического телескопа Хаббла показали наличие шлейфа, указывающего на звезду-компаньон. [ 22 ]

Вариативность

[ редактировать ]
Вид Миры, сделанный космическим телескопом Хаббл в августе 1997 года.

Мира А — переменная звезда , в частности прототип переменной Миры . От 6000 до 7000 известных звезд этого класса. [ 24 ] Все они являются красными гигантами , поверхность которых пульсирует таким образом, что яркость увеличивается и уменьшается в течение периодов от 80 до более 1000 дней.

В конкретном случае Миры увеличение ее яркости доводит ее в звездной величины среднем примерно до 3,5 , что ставит ее в число самых ярких звезд в созвездии Кита . Индивидуальные циклы тоже различаются; хорошо подтвержденные максимумы достигают величины 2,0 по яркости и 4,9, что составляет почти 15-кратный диапазон яркости, и есть исторические предположения, что реальный разброс может быть в три раза больше или больше. Минимальные значения варьируются гораздо меньше и исторически составляли от 8,6 до 10,1, что в четыре раза превышает яркость. Суммарное колебание яркости от абсолютного максимума до абсолютного минимума (два события, произошедшие не в одном цикле) составляет 1700 раз. Мира излучает большую часть своего излучения в инфракрасном диапазоне , а его изменчивость в этом диапазоне составляет всего около двух звездных величин. Форма его кривой блеска имеет рост в течение примерно 100 дней, а возврат к минимуму занимает вдвое больше времени. [ 25 ] Современные приблизительные максимумы для Миры: [ 26 ]

  • 21–31 октября 1999 г.
  • 21–30 сентября 2000 г.
  • 21–31 августа 2001 г.
  • 21–31 июля 2002 г.
  • 21–30 июня 2003 г.
  • 21–31 мая 2004 г.
  • 11–20 апреля 2005 г.
  • 11–20 марта 2006 г.
  • февраля 01–10 2007 г.
  • 21–31 января 2008 г.
  • 21–31 декабря 2008 г.
  • 21–30 ноября 2009 г.
  • 21–31 октября 2010 г.
  • 21–30 сентября 2011 г.
  • 27 августа 2012 г.
  • 26 июля 2013 г.
  • 12 мая 2014 г.
  • 9 апреля 2015 г.
  • 6 марта 2016 г.
  • 31 января 2017 г.
  • 29 декабря 2017 г.
  • 26 ноября 2018 г.
  • 24 октября 2019 г.
  • 20 сентября 2020 г.
  • 18 августа 2021 г.
  • 16 июля 2022 г.
  • 13 июня 2023 г.
  • 10 мая 2024 г.
Пульсации в χ Лебедя , показывающие связь между визуальной кривой блеска, температурой, радиусом и светимостью, типичную для переменных звезд Миры.

В северных умеренных широтах Мира обычно не видна в период с конца марта по июнь из-за ее близости к Солнцу. Это означает, что иногда может пройти несколько лет, а объект не будет виден невооруженным глазом.

Пульсации переменных Миры заставляют звезду расширяться и сжиматься, а также изменять ее температуру. Температура самая высокая немного после визуального максимума и самая низкая немного перед минимумом. Фотосфера, измеренная по радиусу Россланда , наименьшая непосредственно перед визуальным максимумом и ближе к моменту максимальной температуры. Наибольший размер достигается незадолго до наступления самой низкой температуры. Болометрическая светимость пропорциональна четвертой степени температуры и квадрату радиуса, но радиус изменяется более чем на 20%, а температура - менее чем на 10%. [ 27 ]

В Мире наибольшая светимость наблюдается ближе к тому времени, когда звезда самая горячая и самая маленькая. Визуальная величина определяется как светимостью, так и долей излучения , приходящегося на визуальные длины волн. Лишь небольшая часть излучения излучается на видимых длинах волн, и на эту долю очень сильно влияет температура ( закон Планка ). В сочетании с общими изменениями освещенности это создает очень большие вариации визуальной величины , максимум которых наблюдается при высокой температуре. [ 10 ]

Инфракрасные измерения VLTI Миры на фазах 0,13, 0,18, 0,26, 0,40 и 0,47 показывают, что радиус варьируется от 332 ± 38 R ☉ в фазе 0,13 сразу после максимума до 402 ± 46 R ☉ в фазе 0,40, приближаясь к минимуму. Температура в фазе 0,13 составляет 3192 ± 200 К , а в фазе 0,26 — 2918 ± 183 К примерно на полпути от максимума к минимуму. Светимость рассчитана как 9360 ± 3140 л ☉ в фазе 0,13 и 8400 ± 2820 л ☉ в фазе 0,26. [ 10 ]

Пульсации Миры приводят к расширению ее фотосферы примерно на 50% по сравнению с непульсирующей звездой. В случае с Мирой, если бы она не пульсировала, ее радиус, согласно модели, составлял бы всего около 240 R ☉ . [ 10 ]

Потеря массы

[ редактировать ]

Ультрафиолетовые исследования Миры, проведенные космическим телескопом НАСА Galaxy Evolution Explorer ( GALEX ), показали, что она сбрасывает след материала из внешней оболочки, оставляя хвост длиной 13 световых лет, формировавшийся в течение десятков тысяч лет. [ 28 ] [ 29 ] Считается, что горячая дуговая волна причиной образования хвоста является сжатой плазмы/газа; головная волна является результатом взаимодействия звездного ветра от Миры А с газом в межзвездном пространстве, по которому Мира движется с чрезвычайно высокой скоростью 130 километров в секунду (290 000 миль в час). [ 30 ] Хвост состоит из материала, отделённого от головы головной волны, который также виден в ультрафиолетовых наблюдениях. Головная ударная волна Миры в конечном итоге превратится в планетарную туманность , на форму которой существенно повлияет движение в межзвездной среде (ISM). [ 31 ] Хвост Миры дает уникальную возможность изучить, как умирают звезды, подобные нашему Солнцу, и в конечном итоге засеять новые солнечные системы. По мере того, как Мира мчится вперед, из ее хвоста выбрасывается углерод, кислород и другие важные элементы, необходимые для формирования новых звезд, планет и, возможно, даже жизни. Этот хвостовой материал, видимый сейчас впервые, потерялся за последние 30 000 лет.

Ультрафиолетовая мозаика носовой ударной волны и хвоста Миры, полученная с помощью Galaxy Evolution Explorer НАСА ( GALEX ).

Компонент Б

[ редактировать ]
Main article: Mira B

Звезда-компаньон находится на расстоянии 0,487 ± 0,006 угловых секунд от главной звезды. [ 32 ] Оно было разрешено космическим телескопом «Хаббл» в 1995 году, когда оно было на расстоянии 70 астрономических единиц от главной; Результаты были объявлены в 1997 году. Ультрафиолетовые изображения HST, а затем рентгеновские изображения, полученные космическим телескопом Чандра, показывают спираль газа, поднимающуюся от Миры в направлении Миры B. Орбитальный период спутника вокруг Миры составляет примерно 400 лет. [ нужна ссылка ]

В 2007 году наблюдения показали наличие протопланетного диска вокруг спутника Миры Б. Этот диск образуется из материала солнечного ветра от Миры и в конечном итоге может образовать новые планеты. Эти наблюдения также намекнули на то, что компаньон был звездой главной последовательности с массой около 0,7 Солнца и спектральным классом K, а не белым карликом, как первоначально предполагалось. [ 33 ] Однако дальнейшие исследования 2010 года показали, что Мира B на самом деле является белым карликом. [ 34 ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ «Каталог звездных имен МАС» . Проверено 28 июля 2016 г.
  2. ^ Jump up to: а б с д и ж ван Леувен, Ф. (ноябрь 2007 г.). «Подтверждение нового сокращения Hipparcos». Астрономия и астрофизика . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Бибкод : 2007A&A...474..653В . дои : 10.1051/0004-6361:20078357 . S2CID   18759600 .
  3. ^ Jump up to: а б с Кукаркин Б.В.; и др. (1971). «Третье издание, содержащее сведения о 20437 переменных звездах, открытых и обозначенных до 1968 года». Общий каталог переменных звезд (3-е изд.). Бибкод : 1971GCVS3.C......0K .
  4. ^ Кастелаз, Майкл В.; Луттермозер, Дональд Г. (1997). «Спектроскопия переменных Мира на разных фазах». Астрономический журнал . 114 : 1584–1591. Бибкод : 1997AJ....114.1584C . дои : 10.1086/118589 .
  5. ^ Jump up to: а б Селис С., Л. (1982). «Красные переменные звезды. I — UBVRI фотометрия и фотометрические свойства». Астрономический журнал . 87 : 1791–1802. Бибкод : 1982AJ.....87.1791C . дои : 10.1086/113268 .
  6. ^ Эванс, Д.С. (20–24 июня 1966 г.). Баттен, Алан Генри; Херд, Джон Фредерик (ред.). «Пересмотр Общего каталога лучевых скоростей». Определение лучевых скоростей и их приложения . 30 . Университет Торонто: Международный астрономический союз: 57. Бибкод : 1967IAUS...30...57E . Определение лучевых скоростей и их приложения, Материалы симпозиума МАС №. 30.
  7. ^ Андерсон, Э.; Фрэнсис, Ч. (2012), «XHIP: расширенная компиляция гиппарков», Astronomy Letters , 38 (5): 331, arXiv : 1108.4971 , Bibcode : 2012AstL...38..331A , doi : 10.1134/S1063773712050015 , S2CID   119257644 .
  8. ^ «Шестой каталог орбит визуальных двойных звезд» . Военно-морская обсерватория США . Архивировано из оригинала 1 августа 2017 года . Проверено 22 января 2017 г.
  9. ^ Jump up to: а б с Вятт, СП; Кан, Дж. Х. (1983). «Кинематика и возраст переменных Миры в окрестностях Солнца» . Астрофизический журнал, Часть 1 . 275 : 225–239. Бибкод : 1983ApJ...275..225W . дои : 10.1086/161527 .
  10. ^ Jump up to: а б с д и ж Вудрафф, ХК; Эберхардт, М.; Дрибе, Т.; Хофманн, К.-Х. и др. (2004). «Интерферометрические наблюдения звезды Мира или Кита с помощью инструмента VLTI/VINCI в ближнем инфракрасном диапазоне». Астрономия и астрофизика 421 (2): 703–714. arXiv : astro-ph/0404248 . Бибкод : 2004A&A...421..703W . дои : 10.1051/0004-6361:20035826 . S2CID   17009595 .
  11. ^ Аллен, Ричард Х. (1963). Имена звезд: их знания и значение . Нью-Йорк: Dover Publications. ISBN  0-486-21079-0 .
  12. ^ «Рабочая группа МАС по звездным именам (WGSN)» . Проверено 22 мая 2016 г.
  13. ^ «Бюллетень Рабочей группы МАС по звездным именам, № 1» (PDF) . Проверено 28 июля 2016 г.
  14. ^ Уилк, Стивен Р. (1996). «Мифологические свидетельства древних наблюдений переменных звезд». Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд . 24 (2): 129–133. Бибкод : 1996JAVSO..24..129W .
  15. ^ Хоффлейт, Доррит (1997). «История открытия звезд Мира». Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд . 25 (2): 115. Бибкод : 1997JAVSO..25..115H .
  16. ^ Пиз, Ф.Г. (1925). «Диаметр Миры Кита в максимуме 1925 года» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 37 (216): 89–90. ISSN   0004-6280 . JSTOR   40693379 .
  17. ^ «Новости науки» . Наука . 61 (1576): x – xiv. 1925. ISSN   0036-8075 . JSTOR   1650052 .
  18. ^ Галактика v23n06 (1965 08) .
  19. ^ Бернэм, Роберт младший (1980). Небесный справочник Бёрнема . Том. 1. Нью-Йорк: Dover Publications Inc., с. 634.
  20. ^ Каровская, Маргарита (август 2006 г.). «Будущие перспективы получения изображений бинарных систем со сверхвысоким разрешением в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах волн». Астрофизика и космическая наука . 304. 304 (1–4): 379–382. Бибкод : 2006Ap&SS.304..379K . дои : 10.1007/s10509-006-9146-4 . S2CID   124913393 .
  21. ^ Погге, Ричард (21 января 2006 г.). «Лекция 16: Эволюция звезд малой массы» . Университет штата Огайо . Проверено 11 декабря 2007 г.
  22. ^ Jump up to: а б Лопес, Б. (1999). Звезды AGB и пост-AGB в высоком угловом разрешении . Материалы симпозиума МАС № 191: Асимптотические звезды ветви гигантов. п. 409. Бибкод : 1999IAUS..191..409L .
  23. ^ Де Лор, CWH; Дум, C (1992). Строение и эволюция одиночных и двойных звезд . Спрингер. ISBN  0-7923-1768-8 .
  24. ^ GCVS: vartype.txt из каталога GCVS (статистика в конце файла указывает на 6006 подтвержденных и 1237 вероятных переменных Mira)
  25. ^ Брауне, Вернер. «Федеральная немецкая рабочая группа по переменным звездам» . Архивировано из оригинала 10 августа 2007 г. Проверено 16 августа 2007 г.
  26. ^ «СЭДС-Мира» . Проверено 19 ноября 2017 г.
  27. ^ Лакур, С.; Тибо, Э.; Перрен, Г.; Меймон, С.; Обуа, X.; Педретти, Э.; Риджуэй, Северная Каролина; Моннье, JD; Бергер, JP; Шуллер, Пенсильвания; Вудрафф, Х.; Понселе, А.; Ле Короллер, Х.; Миллан-Габе, Р.; Лакасс, М.; Трауб, В. (2009). «Пульсация χ Лебедя, полученная с помощью оптической интерферометрии: новый метод определения расстояния и массы звезд Мира». Астрофизический журнал . 707 (1): 632–643. arXiv : 0910.3869 . Бибкод : 2009ApJ...707..632L . дои : 10.1088/0004-637X/707/1/632 . S2CID   28966631 .
  28. ^ Мартин, Д. Кристофер; Зайберт, М; Нил, доктор медицинских наук; Шиминович, Д; Форстер, К; Рич, РМ; Валлийский, BY; Мадор, БФ; Уитли, Дж. М.; Моррисси, П; Барлоу, штат Калифорния (17 августа 2007 г.). «Буря как след 30 000-летней истории массовых потерь Миры» (PDF) . Природа . 448 (7155): 780–783. Бибкод : 2007Natur.448..780M . дои : 10.1038/nature06003 . ПМИД   17700694 . S2CID   4426573 .
  29. ^ Минкель, младший. (2007). «Падающая звезда-пуля оставляет огромный ультрафиолетовый след». Научный американец .
  30. ^ Уэринг, Кристофер; Зийлстра, А.А.; О'Брайен, Ти Джей; Зайберт, М. (6 ноября 2007 г.). «Это чудесный хвост: история массовых потерь Миры» . Письма астрофизического журнала . 670 (2): Л125–Л129. arXiv : 0710.3010 . Бибкод : 2007ApJ...670L.125W . дои : 10.1086/524407 . S2CID   16954556 .
  31. ^ Уэринг, Кристофер (13 декабря 2008 г.). «Чудесная Мира» (PDF) . Философские труды Королевского общества А. 366 (1884): 4429–4440. Бибкод : 2008RSPTA.366.4429W . дои : 10.1098/rsta.2008.0167 . ПМИД   18812301 . S2CID   29910377 .
  32. ^ Рамстедт, С.; Мохамед, С.; Влеммингс, WHT; Меркер, М.; Монтес, Р.; Бодри, А.; ДеБек, Э.; Линдквист, М.; Олофссон, Х.; Хамфрис, EML; Йориссен, А.; Кершбаум, Ф.; Майер, А.; Витковский, М.; Кокс, Нью-Джерси; Лагадек, Э.; Леаль-Феррейра, ML; Паладини, К.; Перес-Санчес, А.; Сакуто, С. (2014). «Удивительная сложность системы Mira AB». Астрономия и астрофизика . 570 : Л14. arXiv : 1410.1529 . Бибкод : 2014A&A...570L..14R . дои : 10.1051/0004-6361/201425029 . S2CID   55554110 .
  33. ^ Ирландия, МЮ; Моннье, JD; Тутхилл, PG; Коэн, RW; Де Бьюзер, Дж. М.; Пакхэм, К.; Чарди, Д.; Хейворд, Т.; Ллойд, JP (2007). «Возрожденный протопланетный диск вокруг Миры Б» Астрофизический журнал . 662 (1): 651–657. arXiv : astro-ph/0703244 . Бибкод : 2007ApJ...662..651I . дои : 10.1086/517993 . S2CID   16694 .
  34. ^ Соколоски; Ларс Билдстен (2010). «Доказательства природы Миры Б как белого карлика». Астрофизический журнал . 723 (2): 1188–1194. arXiv : 1009.2509v1 . Бибкод : 2010ApJ...723.1188S . дои : 10.1088/0004-637X/723/2/1188 . S2CID   119247560 .

Дальнейшее чтение

[ редактировать ]
  • «Мира (Омикрон Кита)» . Энциклопедия астробиологии, астрономии и космических полетов . Проверено 22 июня 2006 г.
  • Роберт Бёрнем-младший, Небесный справочник Бёрнема , Том. 1 (Нью-Йорк: Dover Publications, Inc., 1978), 634.
  • Джеймс Калер, Сотня величайших звезд (Нью-Йорк: Copernicus Books, 2002), 121.
[ редактировать ]
Викискладе есть медиафайлы по теме Миры Кита .
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Mira&oldid=1237274911"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 566a554f0bb1981feed906184ffb48e3__1722201660
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/56/e3/566a554f0bb1981feed906184ffb48e3.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Mira - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)