Mira (izarra)
Mira (Ómicron Ceti / ο Cet / 68 Ceti)[1] Cetus konstelazioko izar aldakorra da, «balea». Gaueko zeruko izar aipagarrienetakoa da, bere itxurazko magnitudea +2,0 artean —konstelazioko izarrik distiratsuena denean— eta +10,1 —begi hutsez ikusten ez denean— 332 eguneko aldiarekin. Hortik sortu da bere izena, Mira, latinezko miratik, «zoragarria, harrigarria». Zer distantziara aurkitzen den zalantzazkoa da, Hipparcos satelitearen aurretik egindako neurketek Eguzki Sistematik 220 argi-urtera kokatzen zuten bitartean, Hipparcosek emandako datuek 418 argi-urteko distantzia adierazten dute, % 14ko errore-marjina batekin.
 | |
| Konstelazioa | Cetus |
| igoera zuzena α | 02h 19min 20.8s |
| δ deklinabidea | -02º 58' 40'' |
| Distantzia | 418 argi urte (gutxi gorabehera) |
| ikusizko magnitudea | +2,0tik +10,1era (aldagarria) |
| magnitude absolutua | +0,93 |
| Distira | 8400 - 9360 zola |
| Tenperatura | 2918 - 3192K |
| Orea | 1,18 zola |
| Irratia | 332 - 402 zola |
| Mota espektrala | M7III |
| abiadura erradiala | +63,8 km/s |
| Beste izen batzuk | HD 14386 / HR 681 HIP 10826 / SAO 129825 |
Haren behaketaren historia aldatu
Baliteke Miraren aldakortasuna antzinako Txinan, Babilonian eta Grezian jada ezaguna izatea[2]. Ziur dena da Miraren aldakortasuna David Fabricius astronomoak 1596ko abuztuaren 13an erregistratu zuela[3]. Merkurio planeta behatuz, Fabriciusek erreferentziazko izar bat behar zuen posizioak alderatzeko, ordura arte oharkabean zegoen hirugarren magnitudeko izar bat aukeratuz. Hala ere, abuztuaren 21en, gutxi gora behera, izarraren distira magnitude bat handitu zen, urte bereko urrirako, berriz, jada ikusten ez zenean. Fabriciok nova bat zela suposatu zuen, 1609ko otsailaren 16an, berriro ikusi zuen arte[4].
1638an, Johann Holwardak izarraren berragerpenen epea hamaika hilabetekoa izango zela zehaztu zuen[5]; astronomo frisiar horri Miraren aldakortasuna aurkitu izana egozten zaio askotan. Garai berean, Johannes Heveliusek izar berezi hura behatu zuen, eta "Mira" izena jarri zion —«zoragarria» edo «harrigarria» zentzuan— 1662ko Historiola Mirae Stellaen, bere portaera ezagutzen zen beste edozein izarretatik aldentzen baitzen[3]. Ismail Bouillaud-ek, epea, 333 eguneko zela kalkulatu zuen, hau da, egun onartzen den 332 eguneko aldiarekiko, egun bateko aldea baino txikiagoa.
Espekulazio handia dago Mira izarra Fabricius baino lehenago ikusia ote zen. Algol-en (β Persei) istorioak —1667an aldagai gisa ezagutzen zen ziur aski, nahiz eta kondaira ezberdinek milurtekotan susmoz ikusia izan zela erakusten duten—, Mira antzinatik ezagutua izan zitekeela iradokitzen du. Karl Manitius Nizeako Hiparkoren Aratus-en iruzkinaren itzultzaileak iradokitzen du K.a. II. mendeko testu haren zenbait lerro Mirari buruzkoa izan daitezkeela. Beste katalogo batzuek, Ptolomeo, Al-Sufi, Ulugh Beg eta Tycho Braherenek ez dute aipatzen, ezta izar «arrunta» gisa ere. Txina eta Koreako artxiboetako hiru behaketa daude 1596, 1070 eta K.a 134koak—Nizeako Hiparkok bere behaketak egingo zituen urte bera— izarra, jadanik, garai hartan ezagutua izan zitekeela iradokitzen dutenak.
Gaur egun, Mira bere izena daraman aldagaien klase baten prototipoa da, Mira aldagaiak .
Ezaugarri fisikoak aldatu
Mira M7IIIe espektral ertaineko erraldoi gorri bat da; hori M5 eta M9 artean aldatzen da —une horretan bere tenperatura eta distira baxuagoak direnean—. Bere aldakortasunaren ondorioz, haren tenperatura eta tamaina definitzea da arazoa, parametro horiek neurketa egiten den zikloaren momentuaren eta erabilitako uhin-luzeraren araberakoak baitira; ondorioz, bere argitasuna ere ez da zalantzarik gabekoa. Miraren hurbiltasun erlatiboak, ordea, bere diametro angeluarra neurtzea ahalbidetzen du, eta horrek bere erradioa kalkulatzeko aukera ematen du, argi ikusgaian 2 UAtik argi infragorrian ia bikoiztu arte aldatzen dena. Kontuan hartuz gero azaleko tenperatura 3.000 K-koa izan daitekeela, bere argitasuna eguzki-argitasuna baino 8.500 aldiz handiagoa dela kalkula daiteke, erradiazio infragorri gisa igorritako energia kopuru handia barne hartuta[6].
Mira bere izar eboluzioaren azken fasean dago. Duela milaka milioi urte Eguzkiaren antzeko izarra zen, baina, hidrogeno eta helio erregaia agortuta, oso izar distiratsua eta argitsua bihurtu da. Bere aldakortasuna bere gainazaleko pultsazioetatik dator, izarraren tamaina aldaketetatik —pultsazio bakoitzean % 15 izan daitekeena— tenperaturan eta argitasunean ere eragin dezaketenak[6].
Ultramore eskualdean GALEX espazio-teleskopioarekin egindako behaketek erakutsi dute Mirak bere kanpoko geruzetatik ateratzen den materiak uhera uzten duela 13 argi-urteko arrastoa sortuz —Eguzkia Proxima Centauritik, hurbilen dagoen izarretik, bereizten duen distantzia hirukoitza, gutxi gorabehera—, 30.000 urte edo gehiagotan eratu dena[7][8]. Uhera Plasma edo gas konprimituaren talka-uhin batek sortzen duela uste da; Talka-uhin hori Miraren izar haizearen eta izarrarteko espazioko gasaren arteko elkarreraginaren ondorioz sortzen da, zeinaren bidez izarra abiadura handian mugitzen den —130 km/s[9][10]. Miraren «arrastoaren» masa Lurrarena baino 3.000 aldiz handiagoa dela kalkulatzen da.
Azken finean, galdutako materialak nebulosa planetario bat osatuko du, eta izar-hondarrak, berriz, gure planetaren tamainako nano zuri batean kondentsatuko dira.
izar sistema aldatu
Mirak 1995ean Hubble Espazio Teleskopioak ebatzitako sistema bitar bat osatzen du Mira B laguntzaile batekin. Irudi primarioetatik 70 UAra, ultramoreetatik eta X izpietatik urrun dauden irudiek erakusten dute Miratik irtendako gasa kiribiltzen ari dela Mira B-ren norabidean. «Lagun» horren orbital-aldia ~400 urtekoa da.
Mira B disko protoplanetario batez inguratuta dago Miraren eguzki haizetik sortutako materialarekin. Litekeena da Mira B 0,7ko eguzki-masa inguruko masa duen K motako nano laranja bat izatea, eta ez nano zuria hasieran uste zen bezala[11]. Hala ere, 2010ean, ikerketa gehiagok adierazi zuten Mira B, benetan, nano zuri bat dela.
Erreferentziak aldatu
- ↑ Omicron Ceti - Variable Star of Mira Cet type (SIMBAD)
- ↑ Wilk, Stephen R. (1996). «Mythological Evidence for Ancient Observations of Variable Stars» The Journal of the American Association of Variable Star Observers 24 (2): 129–133..
- ↑ a b (Ingelesez) Levy, David H. (2005). David Levy's Guide to Variable Stars. Cambridge University Press, 73 or. ISBN 9780521608602..
- ↑ History of Mira's Discovery. .
- ↑ (Ingelesez) Percy, John R. (2007). Understanding Variable Stars. Cambridge University Press, 219 or. ISBN 9781139463287..
- ↑ a b Stars (Jim Kaler)
- ↑ Martin, Christopher. (17 de agosto de 2007). «A turbulent wake as a tracer of 30,000 years of Mira's mass loss history» Nature 448: 780–783. doi:..
- ↑ Minkel, JR. "Shooting Bullet Star Leaves Vast Ultraviolet Wake", "The Scientific American", 15 de agosto de 2007. Consultado el 21 de agosto de 2007.
- ↑ Wareing, Christopher. (6 de noviembre de 2007). «It's a wonderful tail: the mass-loss history of Mira» Astrophysical Journal 670: L125–L129. doi:..
- ↑ Clavin, W.. (agosto de 2007). GALEX finds link between big and small stellar blasts. California Institute of Technology.
- ↑ Dying star's dust helping to build new planets. .
