Mira Ceti
Z Wikipedii
| Mira Ceti | |
| ο Ceti | |
 Mira Ceti |
|
| Epoka J2000 | |
| Gwiazdozbiór | Wieloryb |
| Rektascensja | 2h19m21s |
| Deklinacja | -2°58.7' |
| Odległość | 419 ly (128.5 pc) |
| Rodzaj gwiazdy | Miryda |
| Typ widmowy | M |
| Jasność obserwowana | 2.0 – 10.1 m |
| Inne nazwy | Omikron Ceti, Mira, Cudowna |
Mira Ceti (ο Cet / omikron Ceti) – gwiazda zmienna w gwiazdozbiorze Wieloryba, która osiąga 2.0m podczas maksimum jasności, podczas minimum jasność jej spada do 10.1m. Odległa od Słońca o ok. 419 lat świetlnych.
Mira Ceti jest układem podwójnym, w skład którego wchodzą Mira A (czerwony olbrzym) oraz Mira B (VZ Ceti) (biały karzeł) – ten mniejszy składnik okrąża większy w czasie ok. 400 lat. Mira A należy do klasy spektralnej M, w ciągu ok. 331 dni zmienia swą jasność o wartość dochodzącą nawet do ośmiu wielkości gwiazdowych. Średnica tego czerwonego olbrzyma wynosi 550 mln km, czyli 390 średnic Słońca. Na zdjęciach z teleskopu kosmicznego Chandra widać, że od składnika A do B przepływa materia gazowa w postaci smugi łączącej obie gwiazdy, opadając następnie na mniejszy składnik.
W roku 1639 Johann Holwalda zauważył, że gwiazda ta wykazuje regularne zmiany w jasności. Ta własność przyczyniła się do tego, iż niektórzy zaczęli ją nazywać „Cudowną”. Powodem zmian w jasności jest cykliczne powiększanie się i później zmniejszanie wielkości gwiazdy - pulsacja. Mira znajduje się bowiem już w schyłkowym okresie swego istnienia - tuż przed odrzuceniem swoich zewnętrznych warstw gazowych, z których powstanie mgławica planetarna.
Mira Ceti jest prototypem gwiazd zmiennych nazwanych od jej imienia mirydami.
