Mira zbliża się do maksimum, które wg. AAVSO wystąpi około 5 września. Wydaje się, że będzie to wysokie maksimum, gdyż już teraz jasność Miry jest porównywalna z jasnością gamma Ceti, czy alfa Piscium i gwiazda jest doskonale widoczna gołym okiem.
Wielu miłośników zainteresowanych obserwacjami gwiazd zmiennych swoją przygodę rozpoczyna właśnie od tej najsławniejszej, pierwszej odkrytej gwiazdy zmiennej długookresowej. Dała ona nazwę całemu typowi gwiazd zmiennych. Zmienność Miry, czyli Cudownej, odkrył w roku 1596 David Fabricius.
Mirę można sensownie obserwować od połowy lipca do połowy marca (w kwietniu, maju i czerwcu jest w ogóle niewidoczna ze względu na zbyt bliską odległość kątową od Słońca), gdy jest już (lub jeszcze) dostatecznie wysoko nad horyzontem.
Okres Miry wynosi 332 dni (około 11 miesięcy więć kolejne maksima wypadają o miesiąc wcześniej niż poprzednie. W tym roku maksimum wystąpi około 5 września, maksimum w 2002 roku wystąpi więc na początku sierpnia, kolejne w miesiącach nieobserwowalności tej gwiazdy i dopiero maksimum pod koniec lutego 2007 będzie mogło być w pełni obserwowane.
Mira prezentuje się najbardziej okazale, gdy wysokie maksimum (conajmniej 3 mag) osiąga w miesiącach jesiennych i zimowych i możemy ją obserwować w momencie górowania. Ale na to musimy poczekać kilka lat, zaś za kilka dni mamy dobrą okazję, do zaobserwowania maksimum tej najsłynniejszej zmiennej.
Co prawda, przez te kilka dni Księżyc w okolicach pełni będzie doskonale zakłócał obserwacje znajdując się dodatkowo w tamtym rejonie nieba, ale przynajmniej do 1 września będzie odpowiednio wcześnie zachodził i każdy może się do tego czasu gwieździe do woli przypatrzeć.
Jedyny kłopot więc w tym, że teraz i we wrześniu trzeba wykonywać obserwacje w drugiej połowie nocy, najlepiej na dwie godziny przed wschodem Słońca, gdyż wtedy jest najwyżej na niebie i jest jeszcze noc.
Zakres zmian jasności Miry wynosi od 2,0 magnitudo do 10,1 magnitudo.
Krzywą jasności zmiennej można odnaleźć tutaj.
Za informację dziękujemy panu Stanisławowi Świerczyńskiemu.
SSW
O odkryciu Mira Ceti — Mira Ceti czyli Cudowna Wieloryba
(tekst poniższy opracowano na podstawie książki F.J. Zigiela,
Sokrowiszcza zwiezdnogo nieba, Moskwa 1986)
Gwiazdozbiór Wieloryba (Cetus) – jeden z największych na nieboskłonie zawiera 100 gwiazd dostępnych nieuzbrojonemu oku. Która z nich jest najjaśniejsza?. Pytanie, wydawałoby się bardzo proste, ale odpowiedź na nie jest niejednoznaczna – zależy kiedy. Sekret w tym, że najjaśniejsza (czasami) gwiazda konstelacji Wieloryba jest jednocześnie gwiazdą zmienną!
Po raz pierwszy zauważył to współczesny Galileuszowi jeden z najlepszych w tym czasie obserwatorów niemiec Dawid Fabricius. Odkrycia dokonał całkiem przypadkowo. Nad ranem 13 sierpnia 1596 roku Fabricius zajmował się obserwowaniem Merkurego. Teleskopów wtedy jeszcze nie było, i Fabricius postanowił zmierzyć kątową odległość od planety do gwiazdy 3m z gwiazdozbioru Wieloryba. Wcześniej on tej gwiazdy nigdy nie widział, nie znalazł on jej na mapach nieba i gwiazdowych globusach tych czasów. Zarówno mapy jak i globusy były niedokładne i pominięcie jakiejś tam nie bardzo jasnej gwiazdy mogło się zdarzyć.
Tym nie mniej, Będąc skrupulatnym obserwatorem, Fabricius postanowił obserwować nieznaną gwiazdę. Pod koniec sierpnia jej blask wzrósł do 2m, ale później we wrześniu gwiazda gwiazda pociemniała, a w środku października wogóle znikła. Będąc przekonanym, że była to gwiazda nowa, podobna do tej, jaką w 1572 roku obserwował Tycho Brache, Fabricius przerwał obserwacje. Jakież było jego zdumienie, gdy po trzynastu latach, w 1609 roku ponownie zobaczył zadziwiającą gwiazdę!
W połowie XVII wieku ustalono ostatecznie, że zagadkowa gwiazda z gwiazdozbioru Wieloryba jest gwiazdą zmienną o bardzo długim okresie zmian blasku i dużą amplitudą. Tak została odktyta pierwsza, w pełnym znaczeniu tego słowa, gwiazda zmienna prototyp całej klasy długookresowych gwiazd zmiennych. Jan Heweliusz nazwał tę niezwykłą gwiazdę Cudowna (po łacinie Mira). Można powiedzieć, że fizyczne właściwości Miry wpełni tej nazwie odpowiadają.
Mira Ceti (o Cet) zmienia jasność wizualną w przedziale od 3.4m do 9.3m. W maksimum jest jedną z najjaśniejszych gwiazd w gwiazdozbiorze, a w minimum jest niwidoczna nawet przez dobrą lornetkę. Są to jednak średnie wartości blasku Miry w momentach maksimum i minimum. Czasami Mira jest gwiazdą 2m i wówczas jest najjaśniejszą gwiazą Wieloryba. Bywa i tak, że w minimum osiąga jasność 10.1m. Okres zmienności również nie jest stały. Średnio wynosi on 331.96 dni. Z cyklu na cykl może on różnić się od tej wartości nawet o kilkanaście dni. Zmienia się również kształt krzywej jasności. Odróżnia to Mirę i inne długookresowe zmienne od cefeid z ich prawie stabilnymi okresami i krzywymi jasności.
Ciekawski
Jak to działa? — Jaki właściwie proces prowadzi do tak dużej zmienności jasności gwiazd typu Mira?
SSW
Próba odpowiedzi — Zarówno Mira, jak i inne zmienne tego typu są chłodnymi czerwonymi olbrzymami z bardzo niską temperaturą powierzchniową (około 2300 K). Atmosfery ich są na tyle chłodne, że w widmach tych gwiazd obserwuje się pasma absorpcyjne różnych związków chemicznych w szczególności tlenku tytanu i tlenku cyrkonu. Związki te są bardzo czułe nawet na niewielkie wahania temperatury (zmienne typu Mira Ceti są gwiazdami pulsującymi), które od razu odbijają się w wahaniach natężenia pasm. Właśnie z tej przyczyny wahania blasku zmiennych długookresowych w zakresie światła widzialnego mają bardzo dużą ampilitudę, podczas gdy ogólne promieniwanie gwiazdy zmienia się w znacznie mniejszych granicach.
PiotrLek
Jak działa – w skrócie — Odpowiedź na takie proste pytanie jest bardzo skomplikowana.
Mniej więcej wygląda to tak:
Gwiazdy pulsujące (a do takich należą gwiazdy typu Miry)
zawdzięczają swą zmienność kolejnym zagęszczaniu i rozrzedzaniu
materii z której się składają. W fazie zagęszczania do warstwy
pulsującej musi być jakoś dostarczana energia, później zamieniona
na pracę w fazie rozprężenie (podobnie działa każda
maszyna cieplna).
Mechanizm dostarczania energii związany jest z tzw. nieprzezroczystością,
czyli zdolnością materii do pochłaniania przepływającego przez nią
promieniowania. W trakcie pulsacji materia zmienia swoje właściwości fizyczne –
objętość, temperaturę i zależną od niej nieprzezroczystość.
W skrócie – w fazie zagęszczenia materia jest bardziej nieprzezroczysta,
a w fazie rozprężenia mniej.
Po bardziej szczegółowe wytłumaczenie oddziaływania materii z promieniowaniem
i wpływu tych procesów na gwiazdy odsyłam do literatury, np. Marcin Kubiak
„Gwiazdy i materia międzygwiazdowa” – jeden z nielicznych podręczników astrofizyki
w języku polskim.
SSW
czy obserwowałeś? —
Jezeli obserwowałeś Mirę napisz jaką przypiasałeś jej jasność,
ja obserwowałem ją ostatnio 31.08.2001 o godz 0.15 UT (2.15 CSE) i oceniłem jej jasność na 3.2 mag.