Наразі переліченими «новими зірками» були всі нови/наднові, проте, був ще один об’єкт, який вперше був побачений у 1596 році (чи був він виявлений на той момент, дуже сумнівно, але про це пізніше). .
Згідно з легендами астрономічної історії, його відкривачем був Давид Фабрицій (1564-1617). Фабріціус Тихо Браге писав про подію у відповідному році:
"Я готувався спостерігати за Юпітером вранці 3 серпня цього року, щоб виміряти його відстань від більш відомих сусідніх зірок (які були ледь помітні через літню атмосферу та світанок ...), коли на півдні, у сузір'ї Цет, незвичний і раніше не бачений, я помітив зірку, яку, як я підозрював, була кометою через її положення та зовнішній вигляд, потім я подивився на свою повітряну кулю, переглядаючи прусські столи, чи не є в ній така яскрава зірка, але не знайшов нічого, що більш-менш відповідало б позиції та величині, яку бачили ".
Цей лист з’явився лише в минулому столітті, коли сучасники дізнались про новий об’єкт із творів Кеплера (Ad Vitellionem paralipomena та De stella nova). Хоча Фабріціус, як він пише, спочатку підозрював комету, незабаром стало зрозуміло, що цього не може бути. Тож його записали як «нову зірку» за зразком нової зірки Тихо 1572 року, і про це питання повільно забули. Не всі вірили в його існування. Джованні Баттіста Річчолі (1598-1671) - чернець-єзуїт із чудовим Almagestum novum c. у його роботі, де це відомо до тих пір, відп. перераховує передбачувані нові зірки, викликає сумніви у Фабриція.
Чому відкриття Фабріціюса незрозуміле? Його сучасники не надто звертали на це увагу (див. Спочатку), Вільгельм Шикард (1592-1635), можливо, був єдиним німецьким астрономом, який здійснював "спостереження" згідно з Фабриціусом (а точніше Кеплером). У 1638 році Йоханнес Фоцілід Гольварда ( 1618-1651), професор Університету Франкека знову відкрив "нову зірку" на Цеті. Хоча він знав про зірку Фабриція, але вважав її відмінною від своєї! Річчолі також вважав їх двома різними об'єктами: зіркою Фабриція на 11-му та 17-м у списку Гольварди. Пізніше Фламстід навіть не згадує Фабріціуса, і навіть в середині 19 століття дарує Аргеландера Холварду дослідником. У цьому випадку проблема була такою ж, як і з Андромедою в 1885 році: той, хто вперше помітив явище, не знав, що бачив. З іншого боку, "слава" відкриття належить тому, хто зрозумів, що бачив щось особливе (у випадку з S І це був Хартвіг, а у випадку з Мірою - це Голварда).
Відкриття Голварда полягало не лише в тому, щоб побачити зірку. Хоча можливість того, що періодично з'являються та зникають "нові зірки", вже була піднята (Кіпріан Леовітік, 1524-1574), це було вперше, коли та сама зірка демонстративно з'явилася після її зникнення.
З тих пір кілька людей вже сприймали (сприйняття тут не означає те саме, що сьогодні) зірку. Його назвали Йоганнесом Гевелієм (1611-1687), і саме він нарешті помітив, наскільки Міра була близька до нової Фабріціуса та Байєра о Сеті. Кілька років потому Ісмаель Булліалдус (Булліо, 1605-1694), також використовуючи спостереження Гольварди, зрозумів, що у зірки період 333 дні і вперше в історії астрономії зміг передбачити максимум.
Ранні криві світла
Протягом перших 300 років шкала величин залишала бажати кращого. Практично кожен спостерігач використовував інший масштаб (власний), тому порівняння сприйняття не є особливо значущим завданням. Однак, оскільки амплітуда Міри величезна, у нашому випадку такі відмінності не мають значення.
Однак більш серйозною проблемою була відсутність слабких величин. Шкала величини (також) була успадкована від греків, і за відсутності бінокля вони могли спостерігати небо лише неозброєним оком. Зірки, видимі неозброєним оком, були розділені на шість порядків (величини), і з тих пір ми практично використовували це (звичайно, з невеликою зміною). XVII-XIX. він також використовувався в 16 столітті, і все ще було лише 1-6 величин. таким чином, хоча у них вже був бінокль, дуже довго не спостерігалося мінімумів, це почалося лише тоді, коли шкала величини з Bonner Durchmusterung становила приблизно. Визначається Арджеландером до 10м.
Для ілюстрації, на малюнках 1 і 2 показані криві світла. На рисунку 1 показано спостереження Гевелія (зменшення Аргеландера), побудовані за фазою (P = 330 днів).
З рисунка 1 видно, що Гевелій не помітив мінімуму. Також помітна характерна особливість кривої світла Mira: максимальна яскравість не є постійною.
На рисунку 2 показано спостереження шведського астронома Міри Пер Вільгельм Варгентін (1717-1783) (скорочення за Норденмарк). Період тут становив P = 332 дні. У цій справі не було мінімуму.
Ніхто не думає, що сприйняття в ці часи означало те саме, що і сьогодні. Для спостережень використовували компаратори, але процедура була досить грубою. Наприклад, Вільям Гершель (1738-1822) описав свої спостереження в 1780 році наступним чином (деталі):
"19 вересня. Періодична зірка значно яскравіше, майже дорівнює дельті Цеті. 24 вересня. Цеті - те саме, що дельта. 30 вересня. Цеті не відчутно прояснені, все ще подібна до дельти".
Тут Гершель зробив паузу в спостереженнях, оскільки визнав максимальне сприйняття нецікавим ! Він також скаржився, що не очікував того, що сталося:
"7 листопада. Періодична зірка ледве досягає світла дельти. 24 листопада. Періодична зірка тьмяніша, ніж була, замість того, щоб сяяти, ніж я очікував. 15 грудня. Цеті зникла з тих пір, як я її побачив. Грудень . 17. o Сеті ледве видно неозброєним оком, хоча дельта досить яскрава. 23 грудня. Я не можу знайти періодичну зірку ".
Практика залишатиметься до часу Арджеландера, який значно розвине цей метод.
Міра в Угорщині
В Угорщині вік відкриття Міри був не найсприятливішим для астрономії. Звістка про "нових зірок" прийшла сюди, про що свідчить календар Великої Суботи. У виданні 1675 року ми можемо прочитати таку деталь:
"Звідки беруться" нові зірки "? Відповідь:" Нові зірки "походять від випаровування та витікання Сонця та інших зірок. Ці витоки, де вони ущільнюються і освітлюються Сонцем, з'являються у формі" нові зірки. "
Але через сто років від схоластів немає й сліду. Янош Молнар (1728-1804), уже опублікований у 1777 р. У своїй книзі "Природне", як слід учнів Невтона, вже знає, що "Зірки, що стоять, здається, усі мають якості, якими володіє" саме Сонце; 'таким чином (серед інших) вони не рухаються, а сяють світлом від насіння ". Він знає "нових зірок", але не згадує Міру.
Ситуація зміниться через кілька десятиліть. Міхалі Катона (1764-1822) опублікував у 1814 р. Опис «Земної математики. Разом із Конституцією «Світу», з якої ми дізнаємось, що «над цими блищать ліворуч приваблюють увагу тіллаги, що привертають увагу,« Цетал або Глава цієї «Морської Цуди», опубліковані Менкаром; "Цетал на шиї", який змінює свою велич і не завжди видно; звідси "Ім'я". Тут він дає лише опис сузір'я, але згодом обговорюються змінні зірки:; іноді вони на деякий час зникають .... Таким чином, у "Лебедя" є три; одна на шиї "Цеталя", яка в 11 Місяці, від третього за розміром Тілага, на час зникають ". У той час професійні астрономи того часу не знали набагато більше про Міру.
У четвертому томі Бібліотеки наук (1835) працюється Ференч Шедель (пізніше Толді) (1805-1875) під назвою «Всесвіт», «Математичний рух». Він також вшановує нашу зірку: зірку «Омікрон», розміщену в сузір’ї «Сетал», бачать лише дванадцять разів за одинадцять років; ‘S потім протягом 14 днів при повному світлі; крім цього, протягом якихось трьох місяців він буде втрачати все більше і більше, поки остаточно не зникне. через п’ять місяців воно з’являється знову, «його світло знову старіє на цілих три місяці». Шедель (за німецьким оригіналом) вказує причину зміни перекриття.
Освітні роботи поширилися в 1860-х роках. Юстиніан Холлозі (1819-1900) Бенедиктинська жертва Популярна астрономія c. її книга була увінчана Угорською жіночою премією Угорської академії наук. Він, безумовно, заслужив це, не в останню чергу через тривалість вироків:
"Девід Фабріціус був першим, хто помітив це явище в 1596 році на зірці Кетала О; 13 серпня він побачив цю зірку третьою за величиною, але вже не був помітний у жовтні того ж року, в 1639 р. Холварда, вчитель у Франекері, зірка, про яку йдеться, яку через цю помітну особливість називають Чудом Кеталя, стає шостою за величиною, тобто видима неозброєним оком, її інтенсивність світла зростає в середньому приблизно на 50 днів, до яких він починає зменшуватися, а потім стає шостим за 69 днів, його інтенсивність світла в цей час зменшується ще більше, після досягнення найнижчого значення він знову починає збільшуватися, щоб стати шостою величиною, і все це в цій версії Диво Кеталя проходить через 331 день 20 годин і в середньому близько 4 місяців, але насправді 3-, іноді видно неозброєним оком протягом 5 місяців, у найкращому світлі воно іноді розглядається як друга, а іноді лише чверть -зірка і світловий ефект це було вже 11 або 12 у найменшому розмірі, а в інший час його не було видно в біноклі ".
Холлозі вже пише про можливі причини зміни світла. Він бере періодичні та "нові" зірки під одну капелюх, і по суті шукає причину у фізичних процесах, що відбуваються в зірках (але не відомих ним), хоча він не вважає зовнішні ефекти немислимими, напр. темна хмара між зіркою і нами.
Через рік інший жертва, Йозеф Молнар (1825–…), з округу Печ, видав книгу під назвою «Популярна астрономія». Він робить дуже лаконічну заяву про Міру, лише згадуючи про її існування, але цікаво, що він пише про можливі причини зміни світла:
"Що може спричинити мінливість? Ми не знаємо; ми можемо інтерпретувати це по-різному. Або лише одна сторона, або значно менша частина зірки підсвічується, і в цьому випадку період змін буде часом обертання; або велика планета, яка обертається навколо неї, вона проходить між нами та зіркою і яка в цьому сенсі може закрити її здебільшого або повністю від нас, або, нарешті, відбуваються зміни на поверхні зірки, с.
Імператор Карл (1842-1891) Зоряне небо> c. його робота не пропонує нічого нового порівняно з попередніми. Він також повідомляє про відкриття Міри та можливі причини зміни світла.
Саме в цей час він заснував обсерваторію Міклоша Конколи Теге (1842-1916) в Ог'яллі, що поклало початок новітній історії астрономії в Угорщині.
Минуле століття
XVIII. Перший «золотий вік» змінної астрономії розпочався наприкінці 19 століття. Спочатку англійці більше зацікавилися ними (Гершель, звичайно, але Едвард Піготт (1753-1825) і Джон Гудріке (1764-1786) зробили більш значну роботу). У XIX ст. На початку XIX століття багато німецькі астрономи також спостерігали змінні зірки. Інтерес викликала довга стаття Йоганна Фрідріха Вурма (1760-1833) про Міру в "Zeitschrift für Astronomie". у номері журналу за березень 1816 року. У цьому, після історичного резюме, Вурм підбиває підсумки зроблених до цього часу спостережень, визначає період дії зірки та вивчає її зміни, а потім згадує про можливі причини зміни світла. На жаль, з цього часу збереглося мало спостережень, хоча багато (Генріх Вільгельм Маттеус Ольберс (1758-1840), Йоганн Елерт Боде (1747-1826), Карл Людвіг Гардінг (1765-1834), Вурм, Йоганн Фрідріх Вестфаль (1794-1831 ) Але, як зазначив Арджеландер, "спостереження в шухляді робочого столу - це неіснуючі спостереження".
Після двадцятих років була довша пауза (спостерігачі померли), і в 1844 р. У щорічнику Шумахера з'явилася фундаментальна стаття Фрідріха Вільгельма Августа Аргеландера (1799-1875). У ньому він (серед іншого) закликає аматорів спостерігати за змінними зірками, а також дає основи процедури спостереження, яку пізніше назвали методом Арджеландера. Стаття містить каталог змінних зірок, опис зірок, відомих на сьогодні, а також порівняльні зірки.
Все більше і більше людей стали помічати змінні зірки (включаючи Міру). Найважливіший астрономічний журнал доби, Astronomische Nachrichten, також публікував регулярні спостереження. До кінця століття сформувалась група астрономів, що займалися, насамперед, змінними. Опубліковані довгі серії спостережень. А. А. Ніджланд (1868-1936) публікував ці спостереження практично щороку між 1895 і 1923 роками. Про відсутність мінімумів тут як можна довше не йдеться, Найджланд помітив зірку.
Наприкінці століття астрономічне використання фотографії набуло все більшого поширення. Це поклало початок широкомасштабній астрономії, яка продовжується з тих пір.
Пояснення старої Міри
Нова зірка Тихо Браге була головним завданням для філософів-схоластів. Якщо нова зірка справді є зіркою, тобто за межами Місяця, вона поставить твердження про незмінність неба у дуже скрутне становище.
Якою була реакція? Ми вже бачили приклад із календаря Великої Суботи, але було кілька інших можливостей:
Те, що сталося, було все субунарне. Все, що вони побачили від домішок атмосфери, несправностей інструментів тощо. виникло.
Те, що вони побачили, все було зроблено з волі Божої, тому це могло статися навіть на небі, тому навіть незмінність не страждає.
Можна було припустити різні складні рухи, в результаті яких могли виникнути існуючі, але ще не побачені зірки, або кілька зірок могли бути дуже близько один до одного.
Річчолі згадує ще більше подібних пояснень у "Almagestum novum".
Зовсім іншої думки був Джон Фламстід (1646-1719), перший королівський астроном. За аналогією з сонячними плямами він уявив, що дві третини поверхні Міри (бо в іншому випадку зірка зникне лише на дуже короткий час) покриті товстою кіркою, яка не пропускала світло зірки. Зміна світла є результатом обертання зірки навколо своєї осі. Оскільки зміна світла Міри була досить нерегулярною, це стало найпопулярнішим поясненням до народження теорії пульсацій.
У своїй вже цитованій статті Аргеландер також детально обговорює можливі причини змін. У ній перелічено три:
Модель виправлення вже цитована. Зірка обертається навколо своєї осі, і поверхня не однаково яскрава.
Дуже деформована зірка обертається навколо своєї осі.
Величезні планети обертаються навколо зірки.
Аргеландер вважає першим найбільш вірогідним. Згідно з дослідженнями Гершеля та інших (пише Аргеландер):
"... Сонце - це темне тіло з нерівною поверхнею, заповнене переважно гірськими хребтами і високими вершинами навколо Екватора. Воно оточене атмосферою, що світиться [...]. Світло, що подібно до Землі, може значно рухатися, який іноді може бути таким, що змушений потрапляти під вершини, які потім стають помітними у вигляді темних плям.
Припускаючи тепер, що подібні умови переважають у випадку змінних зірок, ми також повинні припустити, що існують такі високі та великі висоти, які постійно сягають вище атмосфери, що світиться. Якщо тепер через обертання навколо осі зірка повернеться до нас стороною, де ці висоти повністю або лише у великій кількості, і де таким чином випромінююча поверхня значно менша, ніж з іншого боку, вона буде виглядати тьмянішою, ніж якби воно повернуло б до нас там, де менше висот. Для зміни світла в кожній зірці ми можемо легко знайти розташування темних плям, які можуть повністю пояснити будь-яку фазу кривої світла ... "
Крива світла у Міри досить нерегулярна, але рухаючись горами та атмосферою, Арджеландер каже, що ми можемо пояснити все.
Арджеландер також досліджував зміну періоду Міри. Як і форма кривої світла, період демонструє, здавалося б, нерегулярні зміни. Арджеландер багато намагався зробити максимум зірки передбачуваним за формулою:
1751. верес. 9,76 + 331, d3363 E + 10, d48 sin (360 °/11 E + 86 ° 23 ′) +
+ 18, d16 sin (45 °/11 E + 231 ° 42 ′) + 33, d90 sin (45 °/22 E + 170 ° 19 ′) +
+ 65, d31 гріх (15 °/11 сх. Д. + 6 ° 37 ′)
Ця формула використовується довгий час (хоча вона не працювала), і каталоги змінних зірок століття регулярно цитують.
Можна також згадати лекцію Міклоша Конколи Теге 5 лютого 1886 р., Де він пише:
"... Хоча повільніші зміни дозволяють припустити, що на поверхні зірки є величезні великі плями, а точніше величезні темні поверхні, які, повернувшись до нас внаслідок обертання своєї осі, світло зірки буде набагато слабшим, ніж коли світиться поверхня півдня ".
Окрім моделі патча, іншою популярною ідеєю була подвійність. Хоча теорія пульсацій була вже добре відома (хоч і не загальновизнана) в 1910-х і 20-х роках, у 1925 році Джеймс Джинс (1877-1946) все ще уявляв Міру і Цефеїди як близнюків. Кінець історії (поки).
Хоча ми знаємо про Міру досить давно і маємо у своєму розпорядженні досить довгий матеріал сприйняття, ми все ще не можемо сказати, що існує велика згода щодо основних властивостей Міри. Однак деталізувати це вже завдання іншої статті.
На прощання на малюнках 3 та 4 показана (повна) крива світла Міри, починаючи з перших «спостережень» Фабріціуса.
Крива світла Міри між 1596 і 1801 роками. Довжина кожного вікна - 10 000 днів, найвища - 31 січня 1585 р. (2 300 000 Дж. Д.).
Крива світла Міри між 1807 і 1994 роками. Довжина кожного вікна становить 10 000 днів, початок починається 13 лютого 1804 р. (23 800 000 Дж. Д.)
Метеор 1998/7-8. Друга публікація статті, опублікованої в