משתנה מירה

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית
קפיצה לניווט קפיצה לחיפוש
עקומת ההארה של הכוכב המשתנה מסוג מירה χ בברבור

כוכב משתנה מסוג מירה או בקיצור משתנה מירהאנגלית: Mira variable) הוא כוכב משתנה מסוג ענק אדום שמתרחשות בו פעימות מחזוריות איטיות שיוצרות שינויים גדולים של לפחות 2.5 דרגות בבהירותו הנראית ועם זמן מחזור של בין 100 ימים ל-1,000 ימים. סוג זה של כוכבים משתנים נקרא על שם הכוכב מירה שהיה הכוכב המשתנה הראשון שהתגלה ובפרט הכוכב המשתנה הראשון מסוג זה שהתגלה. מכיוון שלענקים אדומים יש בהירות מוחלטת גדולה מאוד, ניתן להבחין בהם ממרחק רב וכיום מוכרים אלפי כוכבים מסוג זה.[1]

תכונות[עריכת קוד מקור | עריכה]

מיקומם של משתני מירה בדיאגרמת הרצשפרונג-ראסל

כוכבים משתנים מסוג מירה הם ענקים אדומים שנמצאים בקצה ענף הענקים האסימפטוטי של דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל, כלומר מדובר בענקים אדומים קרים יחסית עם טמפרטורות סביב 3,000 קלווין, עם רדיוס של 200-300 רדיוסי שמש, שמאירים בעוצמה של פי 4,000-3,000 מעוצמת ההארה של השמש. לכוכבים אלה מסה של בין מסת שמש אחת למספר מסות שמש והיתוך המימן בליבתם הסתיים והם מתיכים מימן להליום בשכבות הפנימיות שמקיפות את הליבה, והמסיביים שבהם גם מתיכים הליום ליסודות כבדים יותר ובשכבותיהם החיצוניות ניתן למצוא את תוצרי ההיתוך כמו פחמן וחמצן. כוכבים אלה יוצרים רוח שמש דחוסה ואיטית שגורמת לאובדן מסה בסדר גודל של מיליונית מסת שמש בשנה.[2] אורך החיים של משתני מירה הוא קצר, עשרות אלפי שנים בלבד, ואחריו הם צפויים להפוך לננסים לבנים כאשר המסה שנפלטה מהם תהפוך לערפילית פלנטרית.[3]

מנגנון ההשתנות[עריכת קוד מקור | עריכה]

בניגוד למשתנים קפאידיים, בענקים אדומים העברת האנרגיה מהשכבות הפנימיות לחיצוניות מתבצעת יותר באמצעות הסעה ופחות על ידי קרינה. כמו כן, הטמפרטורה הנמוכה לא מייננת את שכבות ההליום כמו במשתנים הקפאידיים ליצירת שכבה אטומה לאור. במשתני מירה האטימות נגרמת ממולקולות של תוצרי ההיתוך ובפרט תחמוצות של מתכות. חומרים אלו מצטברים בשכבות החיצוניות ובולעים את הקרינה באור נראה. הבליעה מפחיתה את הבהירות של הכוכב והשכבות הבולעות מתחממות ומתנפחות. בגלל הטמפרטורה הנמוכה, תהליך זה לוקח זמן רב יחסית ויכול להמשך ממאות ימים ועד לשנים, עד שלבסוף החום מפרק את המולקולות והשכבות החיצוניות נעשות שוב שקופות לאור נראה ובהירות הכוכב עולה.[4] גודל השינוי בבהירות תלוי בהרכב הכימי של השכבות ויכול להגיע עד ל-8 דרגות בהירות. לעומת זה הקרינה בתחום התת-אדום פחות מושפעת מחומרים אלה והשינוי בבהירות בתחום זה הוא מסדר גודל של דרגת בהירות אחת. בניגוד למשתנים הקפאידיים השינויים בבהירות הם לא קבועים והבהירות המקסימלית והמינימלית משתנים ממחזור למחזור. עם זאת אורך המחזור כמעט שלא משתנה.

משתני מירה בולטים[עריכת קוד מקור | עריכה]

  • מירה עצמו משתנה בין דרגות בהירות 2 ו-10 עם זמן מחזור של 332 ימים.
  • χ בברבור משתנה בין דרגות בהירות 3 ו-14 עם זמן מחזור של 408 ימים.
  • R בנחש מים משתנה בין דרגות בהירות 3.5 ו-11 עם זמן מחזור של 380 ימים.
  • R בשדרית משתנה בין דרגות בהירות 4 ו-10.5 עם זמן מחזור של 307 ימים.
  • R באריה משתנה בין דרגות בהירות 4.5 ו-11.5 עם זמן מחזור של 310 ימים.
  • R בדג זהב משתנה בין דרגות בהירות 5 ו-6.5 עם זמן מחזור של 340 ימים.
  • T בקפאוס משתנה בין דרגות בהירות 5 ו-11.5 עם זמן מחזור של 388 ימים.
  • R בארנבת משתנה בין דרגות בהירות 5.5 ו-11.5 עם זמן מחזור של 445 ימים.

קישורים חיצוניים[עריכת קוד מקור | עריכה]

ויקישיתוף מדיה וקבצים בנושא משתנה מירה בוויקישיתוף

הערות שוליים[עריכת קוד מקור | עריכה]

  1. ^ General Catalog of Variable Stars: Stars of the variability type M
  2. ^ J. A. Mattei: Introducing Mira Variables, The Journal of the American Association of Variable Star Observers, vol. 25, no. 2, p. 57 (1997)
  3. ^ P. R. Wood: Mira variables - Pulsation, mass loss and evolution (1990)
  4. ^ M. Catelan & H. A. Smith: Pulsating Stars, Chapter 8.2 Mira and Related Long-Period Variables, p. 219