Mira

Dari Wikipedia bahasa Indonesia, ensiklopedia bebas
Langsung ke: navigasi, cari
Mira
Mira 1997.jpg
Mira as seen by Hubble. NASA image.
Mira the star.jpg
Mira as seen from the Earth.
Data pengamatan
Epos J2000.0
Rasi bintang Cetus
Asensio rekta  02j 19m 20.7927d[1]
Deklinasi  -02° 58′ 39.513″[1]
Magnitudo tampak (V) 2.0 to 10.1
Ciri-ciri
Kelas spektrum M7 IIIe[2]
Indeks warna U-B +0.08[3]
Indeks warna B-V +1.53[3]
Jenis variabel Mira variable
Astrometri
Kecepatan radial (Rv) +63.8[1] km/s
Gerak diri (μ) RA: 10.33[1] mas/thn
Dek.: -239.48[1] mas/thn
Paralaks (π) 7.79 ± 1.07[1] mas
Jarak sekitar 420 tc
(sekitar 130 pc)
Magnitudo mutlak (MV) 0.93
Detail
Massa 1.18[4] M
Radius 332–402[5] R
Luminositas 8400–9360[5] L
Suhu 2918–3192[5] K
Usia 6×109[4] tahun
Penamaan lain
Stella Mira, Collum Ceti, Wonderful Star,[6] Omicron Ceti, 68 Ceti, HR 681, BD −03°353, HD 14386, LTT 1179, SAO 129825, HIP 10826.[1]

Mira, pengucapan: /ˈmaɪrə/, yang juga dikenal dengan Omicron Ceti (or ο Ceti / ο Cet), adalah bintang raksasa merah yang berada pada jarak 418 tahun cahaya pada rasi Cetus. Mira adalah bintang ganda, terdiri dari bintang raksasa merah Mira A berpasangan dengan Mira B. Mira A juga berputar pada sumbunya.

Sejarah pengamatan[sunting | sunting sumber]

Bukti dari variabilitas Mira sudah mulai diketahui pada masa Cina Kuno, Babilonia Kuno dan Yunani Kuno.[7] Observasi ini dilanjutkan oleh astronom David Fabricius dimulai pada tahun 1596.

Pada 1638 Johann Holwarda mencatat periode pemunculan bintang ini dalam 11 bulan, dan mencatat variabilitas dari bintang ini. Ismail Bouillaud memperkirakan periode orbit dari bintang ini, yaitu 333 hari.

Sistem[sunting | sunting sumber]

Komponen A[sunting | sunting sumber]

Mira A adalah bintang yang tergolong Asymptotic Giant Branch (AGB)[8][9]

Secara keseluruhan bentuk Mira A selalu berubah. Pemunculan yang berubah ini dsebabkan oleh titik-titik cemerlang yang berubah-ubah bentuk selama 3 sampai 14 bulan. Observasi Mira A yang menggunakan Hubble Space Telescope menghasilkan fitur seperti bulu yang mengarah kepada pasangannya, Mira B.[9]

Variabilitas[sunting | sunting sumber]

Mira A adalah contoh bintang yang bergolong variabel bintang yang dikenal dengan variabel Mira. Yang tergolong bintang dalam variabel ini adalah sekitar 6000-7000 bintang yang diketahui[10], semuanya adalah bintang raksasa merah yang berputar pada sumbunya dan memiliki kecemerlangan yang berubah-ubah setiap 80 sampai 1000 hari.

Massa yang Hilang[sunting | sunting sumber]

Ultraviolet mosaic of Mira's bow shock and tail

Observasi Mira yang menggunakan ultraviolet oleh teleskopNASA Galaxy Evolution Explorer (Galex) memperliharkan bentuk "ekor" sepanjang 13 tahun cahaya yang terbentuk 10.000 tahun yang lalu [11][12]It is thought that a hot bow-wave of compressed plasma/gas is the cause of the tail; the bow-wave is a result of the interaction of the stellar wind from Mira A with gas in the interstellar space, through which Mira is moving at an extremely high speed of 130 kilometres/second.[13][14] "Ekor" tersebut menunjukkan bahwa keluarnya materi dari "kepala", yang menyebabkan hilangnya sebagian massa dari Mira.

Komponen B[sunting | sunting sumber]

Pasangan komponen Mira A, Mira B Hubble Space Telescope terpisah sekitar 70 AU dari komponen utamanya. Hasil obeservasi yang diumumkan pada tahun 1997 menunjukkan semburan gas yang mengarah dari Mira A ke Mira B yang terbentuk selama 400 tahun.

Etimologi[sunting | sunting sumber]

Johannes Hevelius juga mengpengamatan bintang ini dan menamakannya "Mira" (berarti "menakjubkan" " dalam bahasa Latin). Nama lain yang diberikan oleh para astronom adalah :

nama lain asal bahasa arti
芻蒿增二 / Chúhāozēngèr China bintang kedua (lanjutan) pada rasi Jerami[15]

Referensi[sunting | sunting sumber]

  1. ^ a b c d e f g "V* omi Cet -- Variable Star of Mira Cet type". SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Diakses 2006-08-10. 
  2. ^ Castelaz, Michael W.; Luttermoser, Donald G. (1997). "Spectroscopy of Mira Variables at Different Phases.". The Astronomical Journal 114: 1584–1591. doi:10.1086/118589. Diakses 2007-12-10. 
  3. ^ a b Celis S., L. (1982). "Red variable stars. I - UBVRI photometry and photometric properties". Astronomical Journal 87: 1791–1802. doi:10.1086/113268. Diakses 2007-12-10. 
  4. ^ a b Wyatt, S. P.; Cahn, J. H. (1983). "Kinematics and ages of Mira variables in the greater solar neighborhood". Astrophysical Journal, Part 1 275: 225–239. doi:10.1086/161527. Diakses 2007-12-17. 
  5. ^ a b c Woodruff, H. C.; Eberhardt, M.; Driebe, T.; Hofmann, K.-H.; Ohnaka, K.; Richichi, A.; Schert, D.; Schöller, M.; Scholz, M.; Weigelt, G.; Wittkowski, M.; Wood, P. R. (2004). "Interferometric observations of the Mira star o Ceti with the VLTI/VINCI instrument in the near-infrared" (PDF). Astronomy & Astrophysics 421: 703–714. doi:10.1051/0004-6361:20035826. Diakses 2007-12-07. 
  6. ^ Allen, Richard H. (1963). Star Names: Their Lore and Meaning. New York: Dover Publications. ISBN 0486210790. 
  7. ^ 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. Diakses 2007-12-07. 
  8. ^ Pogge, Richard (January 21, 2006). "Lecture 16: The Evolution of Low-Mass Stars". Ohio State University. Diakses 2007-12-11. 
  9. ^ a b Lopez, B. (1999). "AGB and post-AGB stars at high angular resolution". Proceedings IAU Symposium #191: Asymptotic Giant Branch Stars: 409. Diakses pada 2007-12-11. 
  10. ^ GCVS: vartype.txt from the GCVS catalogue (statistics at the end of the file indicate 6006 mirae and 1237 probable mirae)
  11. ^ Martin, Christopher (August 17, 2007). "A turbulent wake as a tracer of 30,000 years of Mira's mass loss history". Nature 448: 780–783. doi:10.1038/nature06003.  Unknown parameter |access-date= ignored (|accessdate= suggested) (help)
  12. ^ Minkel, JR. "Shooting Bullet Star Leaves Vast Ultraviolet Wake", "The Scientific American", August 15 2007 Accessed August 21 2007.
  13. ^ Wareing, Christopher (November 6, 2007). "It's a wonderful tail: the mass-loss history of Mira". Astrophysical Journal 670: L125–L129. doi:10.1086/524407. 
  14. ^ Clavin, W. (15 August 2007). "GALEX finds link between big and small stellar blasts". California Institute of Technology. Diakses 2007-08-16. 
  15. ^ salah satu rasi bintang menurut bangsa Cina

Pranala luar[sunting | sunting sumber]