ミラ (恒星)

ミラ（Mira）

ミラは、くじら座のオミクロン星（ο Ceti）としても知られる、非常に著名な脈動変光星です。ミラ型変光星の代表格であり、その光度は約332日周期で2.0等から10.1等の間で変化します。ただし、極大等級や周期は必ずしも一定ではありません。

性質と構成

ミラは実視連星であり、主星である赤色巨星のミラAと、その伴星であるミラBから構成されています。ミラAは赤色巨星の最終段階であり、毎年およそ2.5×10−7太陽質量を放出しており、やがては400万年で太陽一つ分の質量を失うペースです。ミラAは半径や温度が一定でなく、引き延ばされた形状をしていますが、平均的には464±60太陽半径で、約2800ケルビンの有効温度を持つとされています。この非対称な形状の理由として、脈動、自身が生成した塵、さらには伴星ミラBの影響などが考えられています。

ミラAは脈動変光星特有の性質を持ち、収縮が最も進んでいる瞬間に最も明るくなります。これは、収縮中に恒星が高温になり、表面の明るさが増加することに起因しています。一方、膨張時には明るさが低下し、低温の恒星大気に生成される酸化チタンの雲によって光が遮られるため、さらに光度が減少することが考えられています。

伴星のミラBも独自の明るさの変動を示す変光星で、くじら座VZ星として知られています。この星は白色矮星で、降着円盤を持つと考えられており、ミラ全体は共生星系として分類され、太陽系に最も近い存在の一つとされています。

特異な構造

ミラの後方には、約13光年にわたって新たな構造物が存在しており、これは脈動に伴って放出された恒星の外層部からの残骸と推測されています。通常、恒星から放出された物質は惑星状星雲を形成するか、拡散するため見えにくくなりますが、ミラは周囲の星間物質に対して高速で動いているため、その特異な形状が観測されています。

歴史的な発見

ミラの発見については、紀元前2世紀に遡る文献に言及が見られ、続いてさまざまな時代の天文学者たちがミラに触れています。1596年にダーヴィト・ファブリツィウスによって再発見され、その後、さまざまな観測や記録によって明るさの変化が解明されていきました。特に、2005年にはX線観測により、ミラAがX線アウトバーストを起こしていることが判明し、ミラBへの物質の流入が観測されたことも大きな発展でした。

名称の由来

ミラという名前は、1662年に出版されたヘヴェリウスの著作「不思議な星の小史」から由来しています。これは「不思議な」という意味を持つラテン語です。この名前は、1782年の星図で初めて使用され、2016年には国際天文学連合によって正式に固有名として認められました。しばしばミラ・ケーティー（ミラ Ceti）とも呼ばれています。

中国での認識

中国においてミラは古くからはさほど重要視されておらず、後に「蒭藁」という星官に加えられました。昔の天文学では、ミラを含む星々が特定の星官に分類され、ミラはその中でも位置づけられることになりました。

結論

ミラはその変光特性や専門的な連星系の構成、歴史的な背景などから、天文学において非常に重要な位置を占めています。研究が進むことで、その新たな側面が発見され続けています。

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