ミラ

ミラ^[1]

ミラの位置（丸で囲んだ部分）
観測データ エポック J2000.0      春分 J2000.0
星座	クジラ
赤経	02時間19分20.79210秒[2]
偏角	−02° 58′ 39.4956″ [2]
見かけの等級 （V）	2.0から10.1 [3]
特徴
スペクトル型	M7 IIIe [4] (M5e-M9e [3] )
U−B色指数	+0.08 [5]
B−V色指数	+1.53 [5]
変数型	ミラ[3]
天体測量
視線速度(R v )	+63.8 [6]  km/s
固有運動（μ）	RA:  +9.33 [2] マス/年 十二月:  −237.36 [2] マス/年
視差（π）	10.91 ± 1.22 マス[2]
距離	約300 光年 （約90 パーセント）
絶対等級 (M V )	+0.99 [7] (可変)
軌道[8]
期間（P）	497.88年
半長径(a)	0.8インチ
偏心度（e）	0.16
傾斜（i）	112°
ノードの経度（Ω）	138.8°
近点期 （T ）	2285.75
近点引数（ω） （二次）	258.3°
詳細
質量	1.18 [9] メートル☉
半径	332–402 [10]  R ☉
光度（ボロメトリック）	8,400–9,360 [10]  L ☉
温度	2,918–3,192 [10]  K
年	6 [9] ジル
その他の指定
ステラ ミラ、くじら座コルム、ワンダフル スター、[11]くじら座 ο  、くじら座68  、BD −03°353、HD  14386、HIP  10826、HR  681、LTT  1179、SAO  129825
データベース参照
シンバド	データ

ミラ（/ ˈ m aɪ r ə /）、別名オミクロン・クジラ座（ο Ceti、略称Omicron Cet、ο Cet）は、くじら座にある赤色 巨星で、太陽から200～300光年離れていると推定される。

ο くじら座は、変光星である赤色巨星 (ミラ A) と伴星である白色矮星(ミラ B ) からなる連星系です。ミラ A は脈動変光星であり、アルゴルを除いて初めて発見された超新星以外の変光星です。ミラ変光星の原型です。

ο Ceti（ラテン語表記はOmicron Ceti）は、この星のバイエル名である。ヨハネス・ヘヴェリウスの著書Historiola Mirae Stellae （1662年）で、この星は Mira（ラテン語で「素晴らしい」または「驚くべき」）と名付けられた。2016年、国際天文学連合は星の名前に関する作業部会（WGSN）^[12]を組織し、星の固有名をカタログ化して標準化した。2016年7月のWGSNの最初の速報には、WGSNによって承認された最初の2つの名前の表が掲載されており、この星にはMiraが含まれていた。^[13]

ミラの変光が古代中国、バビロニア、ギリシャで知られていたという証拠は、せいぜい状況証拠に過ぎない。^[14]確かなのは、ミラの変光が1596年8月3日から天文学者デイヴィッド・ファブリキウスによって記録されていたということだ。彼は、水星（後に木星と特定された）だと思っていたものを観測し、位置を比較するための基準となる星が必要になり、近くにあるそれまで注目されていなかった3等星を選んだ。しかし、8月21日までにその星は1等級明るさを増し、10月までには見えなくなった。ファブリキウスはそれを新星だと考えたが、1609年2月16日に再びそれを目撃した。^[15]

1638年、ヨハネス・ホルワルダは、この星が再び現れる周期を11か月と決定した。彼はミラの変光を発見したとよく言われる。ヨハネス・ヘベリウスも同時期にこの星を観測しており、1662年にこの星が他のどの既知の星とも異なる動きをしていたことからミラと名付けた。イスマイル・ブイヨーはその後、この星の周期を333日と推定したが、これは現代の値である332日と1日も違わない。ブイヨーの測定は間違っていなかったのかもしれない。ミラは周期がわずかに変化することが知られており、時間とともにゆっくりと変化している可能性もある。この星は60億歳の赤色巨星と推定されている。^[9]

ミラがファブリキウス以前に観測されていたかどうかについては、かなりの憶測がある。確かにアルゴルの歴史（変光星として確実に知られるようになったのは1667年になってからだが、古代に遡る伝説などから、ミラは数千年にわたって疑いの目で観測されていたことがわかる）は、ミラも知られていた可能性があることを示唆している。ヒッパルコスの『アラトス注釈』の現代翻訳者であるカール・マニティウスは、 2世紀のそのテキストの特定の行がミラについてのものかもしれないと示唆している。プトレマイオス、アル・スーフィー、ウルグ・ベク、ティコ・ブラーエによる望遠鏡以前の西洋のカタログには、通常の星としてさえ言及されていない。中国と韓国のアーカイブには、1596年、1070年、そしてヒッパルコスが観測したのと同じ年（紀元前134年）の3つの観測記録があり、示唆に富んでいる。^[要出典]

1925年にウィルソン山天文台のフランシス・G・ピーズが干渉法から得た推定値によれば、ミラの直径は2億5000万～2億6000万マイル（4億200万～4億1800万km、約2億9000万～3億 R ☉ ）で、当時2番目に大きい恒星として知られ、ベテルギウスの歴史的推定値に匹敵し、[16] アンタレスのみがこれを上回る。[17] 一方、オットー・シュトルーベはミラを半径約500 R ☉ の 赤色_超巨星と考え^ており、現代^ではミラは高度_に進化した漸近巨星分枝星であることがコンセンサスとなっている。^[18]

ヒッパルコス以前の推定では、220光年が中心であった。^{[19]一方、2007年の縮小版のヒッパルコスのデータでは、}誤差11%で299光年の距離が示唆されている。 ^[2]ミラの年齢は約60億年と推定されている。その気体物質は散らばっており、その薄さは私たちの周りの空気の1000分の1ほどである。ミラは赤色巨星クラスで最も低温で明るい恒星としても知られており、温度は華氏3,000～4,000度（摂氏1,600～2,200度）である。他の長周期変光星と同様に、ミラの濃い赤色は最低でも、星が明るくなるにつれて明るいオレンジ色に薄れていく。今後数百万年のうちに、ミラは外層を脱ぎ捨てて惑星状星雲となり、後には白色矮星が残る。

この連星系は、質量を失っている赤色巨星（ミラ、ミラAと表記）と、主星から質量を吸収している高温の伴星（ミラB）から構成されている。このような星の配置は共生系として知られており、これは太陽に最も近い共生対である。チャンドラX線観測衛星によるこの系の調査では、主星から白色矮星への物質の橋を介した直接的な質量交換が示された。現在、2つの星は約70 天文単位離れている。^[20]

ミラAは現在、漸近巨星分枝（AGB）星であり、熱的に脈動するAGB段階にある。^{[21] [22]}各パルスは10年以上続き、各パルスの間には1万年程度の時間が経過する。各パルスサイクルでミラは明るさを増し、パルスは強くなる。これによりミラの動的不安定性も引き起こされ、より短く不規則な期間で明るさと大きさが劇的に変化する。^[23]

ミラAの全体的な形状が変化し、対称性から著しく逸脱していることが観測されている。これは表面の明るい斑点が3～14か月の時間をかけて形状を変化させることによって引き起こされているようだ。ハッブル宇宙望遠鏡による紫外線帯域でのミラAの観測では、伴星に向かって噴煙のような特徴が見られた。^[22]

ミラAは変光星、特に原型的なミラ変光星である。このクラスの既知の恒星6,000～7,000個^[24]はすべて赤色巨星であり、その表面は80日から1,000日以上の周期で明るさが増減するように脈動している。

ミラの場合、明るさが増すと平均で約 3.5等級となり、くじら座の中でも明るい方に入る。個々の周期もさまざまで、よく知られている最大等級は明るさが 2.0 等級から 4.9 等級までで、明るさの幅はほぼ 15 倍に及び、実際の範囲はこの 3 倍以上になる可能性があるという歴史的示唆もある。最小等級の範囲ははるかに狭く、歴史的には 8.6 等級から 10.1 等級で、光度では 4 倍である。明るさの絶対最大から絶対最小までの全変動 (同じ周期で発生しなかった 2 つのイベント) は 1,700 倍である。ミラは赤外線で放射の大部分を放出し、その帯域での変動はわずか約 2 等級である。その光度曲線の形状は、約 100 日かけて増加し、最小に戻るのに 2 倍の時間がかかる。^[25]ミラの現在のおおよその最大等級: ^[26]

ミラは太陽に近いため、北半球の温帯地域では、通常 3 月下旬から 6 月の間は見えません。つまり、肉眼で見える物体にならないまま数年が経過することもあります。

ミラ変光星の脈動は恒星の膨張と収縮を引き起こすが、温度も変化させる。温度は、視極大の少し後に最高となり、極小の少し前に最低となる。ロスランド半径で測定された光球は、視極大の直前、最高温度の時間に近く、最小となる。最大サイズは最低温度の少し前に達成される。放射輝度は温度の4乗と半径の2乗に比例するが、半径は20%以上変化するのに対し、温度は10%未満しか変化しない。^[27]

ミラでは、最も高い光度は、星が最も熱く、最も小さいときに発生します。視等級は、光度と可視波長で発生する放射の割合の両方によって決まります。可視波長で放射される放射はごくわずかで、この割合は温度に非常に強く影響されます (プランクの法則)。全体的な光度の変化と相まって、温度が高いときに最大となる非常に大きな視等級の変化が生じます。 ^[10]

ミラの位相0.13、0.18、0.26、0.40、0.47における赤外線VLTI測定では、半径が332 ± 38  R _☉最大値直後の位相0.13で402 ± 46  R _☉位相0.40で最小値に近づいています。位相0.13での温度は3,192 ± 200  Kおよび2,918 ± 183 K、位相0.26、最大値から最小値の中間付近。光度は次のように計算される。9,360 ± 3,140  L _☉位相0.13および位相0.26で_8,400 ± 2,820L☉。  [ ^10]

ミラの脈動は、脈動しない恒星に比べて光球を約50%拡大させる効果があります。ミラの場合、脈動していなければ半径はわずか240  R _☉程度とモデル化されています。^[10]

NASAの銀河進化探査機（GALEX ）によるミラの紫外線研究により、ミラは外層から物質の跡を残し、数万年かけて形成された13光年の長さの尾を残していることが明らかになった。^{[28] [29]圧縮されたプラズマ/ガスの熱い}弓状波が尾の原因であると考えられている。弓状波は、ミラAからの恒星風と星間空間のガスとの相互作用の結果であり、ミラは秒速130キロメートル（時速29万マイル）という非常に高速で移動している。^[30]尾は弓状波の先端から剥がれた物質で構成されており、紫外線観測でも見える。ミラの弓状衝撃波は最終的に惑星状星雲に進化し、その形状は星間物質（ISM）の動きによって大きく影響を受けるだろう。 ^[31]ミラの尾は、太陽のような恒星がどのように死に、最終的に新しい太陽系を形成するかを研究するユニークな機会を提供します。ミラが回転するにつれて、その尾からは炭素、酸素、および新しい恒星、惑星、さらには生命の形成に必要なその他の重要な要素が落ちます。この尾の物質は、今回初めて目に見えるようになり、過去3万年にわたって剥がれ落ちてきました。

伴星は主星から0.487 ± 0.006 秒角^{離れている。 [32]}ハッブル宇宙望遠鏡は1995年に主星から70天文単位の地点でこれを解像し、1997年に結果を発表した。ハッブル宇宙望遠鏡の紫外線画像とその後のチャンドラ宇宙望遠鏡によるX線画像には、ミラからミラBの方向に渦巻状のガスが上昇している様子が写っている。ミラの周りの伴星の公転周期は約400年である。^[要出典]

2007年の観測では、伴星であるミラBの周囲に原始惑星系円盤があることが示された。この円盤はミラからの太陽風に含まれる物質から集積しており、最終的には新しい惑星を形成する可能性がある。また、この観測では、伴星が当初考えられていた白色矮星ではなく、太陽質量の約0.7倍でスペクトル型Kの主系列星であることが示唆された。 ^[33]しかし、2010年のさらなる研究で、ミラBは実際には白色矮星であることが示された。^[34]

• 「ミラ（オミクロン座くじら座） 」。天体生物学、天文学、宇宙飛行の百科事典。2006年6 月 22 日閲覧。
• ロバート・バーナム・ジュニア著『バーナムの天体ハンドブック』第1巻（ニューヨーク：ドーバー出版、1978年）、634ページ。
• ジェームズ・ケーラー『The Hundred Greatest Stars』（ニューヨーク：コペルニクスブックス、2002年）、121ページ。

ウィキメディア・コモンズには、Mira Ceti に関連するメディアがあります。

• カリフォルニア工科大学の空に巨大な光跡を残す高速の弾丸星
• ミラの尾の長さは13光年近くある（BBC）
• 今日の天文写真:
  1998-10-11、2001-01-21、2006-07-22、2007-02-21、2007-08-17
• SEDSの記事
• BAV から見たミラの光度曲線。
• 今日の宇宙、あれは彗星ではなく星だ
• オミクロン・セティ（ミラ）
• 2006年冬: ミラ再訪