Maksimum gwiazdy Mira Ceti, 24 maja 2024 r.

Opracowanie: dr Marcin Kolonko, dr Grzegorz Duniec, IMGW-PIB CMM.

Omicron Ceti zwana Mirą Ceti (czyli Cudowna Wieloryba, nazwę Mira ukuł Jan Heweliusz a Wieloryb – Cetus – jest jednym z gwiazdozbiorów widocznych i na naszym niebie) jest gwiazdą zmienną długookresową, tj. o okresie zmian blasku wynoszącym ponad 100 dni. Aktualnie okres ten to około 332 dni, ale podlega stopniowym zmianom. Jasność zmienia się od 2 do 10 magnitudo, a jej klasa spektralna zmienia się z M5 na M9 [1]. Masa Omicron Ceti jest zbliżona do masy naszego Słońca. Mira jest czerwonym olbrzymem o średnicy przekraczającej średnicę Słońca o kilkaset razy. Gdyby znalazła się w miejscu Słońca, wewnętrzne planety (takie, jak Merkury, Wenus, Ziemia i Mars) uległyby stopieniu lub odparowaniu razem z naszą cywilizacją. W świetle widzialnym jej liniowe rozmiary wahają się od 300 do 400 promieni Słońca. W podczerwieni jej rozmiary są dwukrotnie większe [1]. Mira porusza się w przestrzeni kosmicznej z dużą prędkością rzędu 130 km/s. Tak duża prędkość poruszania się gwiazdy powoduje, że pozostawia ona ogon materii, który może przypominać kometę [1,2]. Oddziaływanie szybko poruszającej się Miry A z materią międzygwiazdową prowadzi do powstania bow shock, co jest obserwowane w ultrafiolecie [1].

Ryc. 1. Okolice gwiazdy Mira w gwiazdozbiorze Wieloryba (Cetus). Leży około 10 km na południowy zachód od głowy Wieloryba. Źródło: Sky & Telescope, AAVSO.

Ryc. 2. Ogon materii jaki wyrzuca ze swojej powierzchni Mira rozciąga się na około 13 lat świetlnych, czyli tysiące razy więcej niż odległość Plutona od Słońca. Źródło: Galex, Sky & Telescope.

Jak wspomniano wyżej rozmiary gwiazdy są zbliżone do masy Słońce, natomiast jej duże rozmiary powodują, że pole grawitacyjne jest na tyle małe, że jej zewnętrzna atmosfera jest słabo związana z gwiazdą i gromadzi się w otoczce. Część tej materii ucieka z gwiazdy w postaci wiatru gwiezdnego, co skutkuje utratą masy rzędu
10^-7 – 10^-6 masy Słońca rocznie [1].

Gwiazdy zmienne fizycznie, tj. zmieniające swój blask dzięki przemianom fizycznym zachodzącym na ich powierzchni lub we wnętrzu, odróżniają się od zmiennych zaćmieniowych (gdzie jeden składnik układu podwójnego przesłania część drugiego składnika, tak, jak Księżyc przesłania Słońce w zjawisku zaćmienia). Pulsacje kontrolowane są przez dwa czynniki, a mianowicie przez pole grawitacyjne oraz przez temperaturę wnętrza gwiazdy. Kiedy gwiazda się rozszerza wówczas dochodzi do rozrzedzenia materii w jej wnętrzu i ochłodzenia. Zmniejszone ciśnienie gazu nie jest w stanie przeciwstawić się sile grawitacji. Wskutek dominacji sił grawitacji następuje „skurczenie” się gwiazdy i wzrost gęstości materii. Wzrost gęstości materii powoduje wzrost temperatury oraz ciśnienia w jej wnętrzu, które zaczyna przezwyciężać siły grawitacji co powoduje, że gwiazda ponownie rozszerza się. Temperatura efektywna zmienia się w zakresie od 2400 K do 3300 K. Przy temperaturze efektywnej 3300 K jej jasność jest około 8500 razy większą od jasności słonecznej [1].

Ryc. 3. Obraz tarczy gwiazdy wykonany w 1997 r. kosmicznym teleskopem Hubble’a. Źródło: NASA/HST.

Każdy przypadek zmienności jest rozpatrywany pod kątem mechanizmu prowadzącego do zmian blasku. Jej pulsacje są fizyczne – a dzięki względnie niewielkiej odległości od nas, możemy obserwować tarczę Miry. I śledzić, na ile się zmienia w świetle widzialnym a na ile np. w ultrafiolecie. A potem dociekać, dlaczego widzimy ją taką a nie inną i dzięki czemu się tak bardzo zmienia (amplituda zmian blasku wynosi około 8 magnitudo, czyli jakieś 1600 razy w jasności bezwzględnej).

Ryc. 4. Diagram Hertzsprunga-Russell’a i główne struktury, w jakie układają się gwiazdy. Źródło: Wikipedia.

Podstawowym diagramem, na który nanosi się parametry gwiazd, jest wykres H-R – czyli diagram Hertzsprunga-Russell’a. Na jednaj osi (Y) odkładamy jasność a na drugiej (X) – temperaturę gwiazdy. Gdy tak się usystematyzuje dane, gwiazdy zaczynają się układać w pewne struktury. I wiadome jest też, że gwiazdy zmienne (a jest ich wiele rodzajów, nie tylko mirydy) też mają swoje położenia na tym wykresie. Podobnie, jak określenie „czerwony olbrzym” („Red Giant”) lokuje Mirę Ceti w konkretnym miejscu wykresu. Należy podkreślić, że gwiazda znajduje się w końcowym etapie swojego życia [1].

Ryc. 5. Zrzut ekranu w programie do nawigacji gwiezdnej Variable Star Plotter. Źródło: Robin Kelly, AAVSO.

Mira Ceti (Mira A) posiada towarzysza. Jest nim biały karzeł, chociaż tutaj nie do końca wszyscy się zgadzają [1]. Według niektórych astronomów Mira B powinna być sklasyfikowana jako karzeł należący do ciągu głównego. Jego masa powinna być mała a to wynika z tego, że promieniowanie rentgenowskie i całkowita jasność Miry B są znacząco za duże jak dla białego karła. Obserwacje w bliskiej podczerwieni sugerują, że Mira B jest gwiazdą ciągu głównego o klasie spektralnej K5 i o masie 0,7 masy Słońca, otoczoną dyskiem o promieniu co najmniej 10 jednostek astronomicznych [1]. Jest to również gwiazda zmienna. Jej jasność zmienia się od 9,5 do 12 magnitudo w okresie 13 lat [1]. Odległość obu składników od siebie to zaledwie 65 AU [1]. Okres obiegu obu gwiazd wokół wspólnego środka masy szacowany jest na około 500 lat [1]. Z obserwacji wynika [2], że układ Mira A i B stanowią układ półrozdzielony [3]. Mira A jest składnikiem układu, którego rozmiary przekroczyły rozmiary krytyczne powierzchni Roche’a. Przestaje zachowywać symetrie kulistą. Część materii gwiazdy znajdującej się na zewnątrz powierzchni Roche’a jest na wspólnej powierzchni ekwipotencjalnej obu gwiazd co skutkuje tym, że materia przestaje być związana z gwiazdą macierzystą i przepływa w kierunku drugiej gwiazdy opadając na nią [1,2,3].

Historycznie, Mira Ceti została uwzględniona w katalogu 48 gwiazdozbiorów, jakie Ptolemeusz przedstawił w swoim dziele Almagest, powstałym około 150 roku naszej ery. Jednak pierwszy raz jej zmienność stwierdzona została około 1596 roku przez Davida Fabriciusa, niemieckiego astronoma. W 1662 roku Jan Heweliusz nadał jej nazwę pod jaką funkcjonuje do dziś („cudowna”). Krzywa blasku Miry silnie się wznosi a potem wolniej opada. W minimum blasku nie sposób jej dostrzec gołym okiem. W maksimum – świeci jako jedna z najjaśniejszych gwiazd w gwiazdozbiorze Wieloryba.

Ryc. 6. Widok Miry w ultrafiolecie. Źródło: Margarita Karovska, Harvard-Smithsonian Centre for Astrophysics.

Żeby znaleźć Mirę na niebie, można potraktować gromadę otwartą Hiady (w Byku) jako wskaźnik kierunku (strzałkę), w którym mamy podążać naszym okiem. Żeby być pewnym odnalezienia Miry, dobrze jest mieć ze sobą lornetkę. Lub posłużyć się programem komputerowym rysującym wycinek nieba na życzenie (jak np. Variable Star Plotter, oferowany przez AAVSO – American Association of Variable Star Observers). Warto wiedzieć, że amatorskie organizacje także mają swój wkład w rozwój nauki i warto śledzić ich strony.

Prognoza maksimum Miry Ceti

W kolejnych latach przewiduje się, że Mira Ceti osiągnie maksimum w drugiej połowie kwietnia 2025 roku, a następnie w drugiej połowie marca 2026 roku i drugiej połowie lutego 2027 roku [1].

Literatura

1. Jeff Kanipe, Dennis Webb, Annals of the Deep Sky, A survey of Galactic and Extragalactic Objects, Vol. 5, Willmann-Bell. Inc., 2017.
2. https://pl.wikipedia.org/wiki/Mira_Ceti
3. Marcin Kubiak, Gwiazdy i materia międzygwiazdowa, PWN, Warszawa 1994.

— UDOSTĘPNIJ —