24 maja 2024 r. gwiazda Mira Ceti osiągnie maksimum blasku.
Omicron Ceti, zwana Mirą Ceti (czyli Cudowna Wieloryba) jest gwiazdą zmienną długookresową, tj. o okresie zmian blasku wynoszącym ponad 100 dni. Aktualnie okres ten to około 332 dni, ale podlega stopniowym zmianom. Jej jasność zmienia się od 2 do 10 magnitudo, a klasa spektralna zmienia się z M5 na M9.
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.
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. Oddziaływanie szybko poruszającej się Miry A z materią międzygwiazdową prowadzi do powstania tzw. bow shock, co jest obserwowane w ultrafiolecie.
Ogon materii, jaki wyrzuca ze swojej powierzchni Mira, rozciąga się na około 13 lat świetlnych. Źródło: Galex, NASA/JPL-Caltech
Rozmiary gwiazdy są zbliżone do masy Słońca, 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.
Gwiazdy zmienne fizycznie, tj. zmieniające swój blask dzięki przemianom fizycznym zachodzącym na ich powierzchni lub we wnętrzu (np. pulsacjom), odróżniają się od zmiennych zaćmieniowych, gdzie jeden składnik układu podwójnego przesłania część drugiego składnika. 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 oddziaływania grawitacyjnego następuje skurczenie się gwiazdy i wzrost gęstości materii. Wzrost gęstości materii powoduje wzrost temperatury oraz ciśnienia w jej wnętrzu, które zaczyna przezwyciężać grawitację 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. Dzięki względnie niewielkiej odległości od nas, możemy obserwować tarczę Miry i śledzić, jak zmienia się w różnych zakresach promieniowania, 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).
Obrazy gwiazdy Mira Ceti w świetle widzialnym (po lewej) i UV (po prawej) wykonane w 1997 r. przez HST. Źródło: Margarita Karovska (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) i NASA
Mira Ceti (Mira A) posiada towarzysza. Jest nim prawdopodobnie biały karzeł, chociaż tutaj nie do końca wszyscy się zgadzają. 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 (AU). Jest to również gwiazda zmienna. Jej jasność zmienia się od 9,5 do 12 magnitudo w okresie 13 lat. Odległość obu składników od siebie to zaledwie 65 AU. Okres obiegu obu gwiazd wokół wspólnego środka masy szacowany jest na około 500 lat.
Z obserwacji wynika, że układ Mira A i B stanowią układ półrozdzielony. Mira A jest składnikiem układu, którego rozmiary przekroczyły rozmiary krytyczne powierzchni Roche’a. Przestaje zachowywać symetrię 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.
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”).
Prognoza maksimum Miry Ceti
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. W tym roku maksimum blasku gwiazdy nastąpi 24 maja, kiedy gwiazda znajduje się na niebie dziennym. Przewiduje się, że Mira Ceti osiągnie kolejne maksimum w drugiej połowie kwietnia 2025 roku, a następnie w drugiej połowie marca 2026 roku i drugiej połowie lutego 2027 roku.
Więcej:
- Opracowanie w ramach #AkademiaCMM w serwisie informacyjnym IMGW-PIB Centrum Modelowania Meteorologicznego
- Gwiazdy zmienne w Astronarium (odc. 10)
Autorzy: dr Grzegorz Duniec, dr Marcin Kolonko, IMGW-PIB CMM
Opracowanie: Magda Maszewska
Ilustracja: Zdjęcie Miry Ceti w świetle widzialnym z United Kingdom Schmidt Telescope w Australii, uzyskane za pośrednictwem Digitized Sky Survey, programu stowarzyszonego ze Space Telescope Science Institute w Baltimore, Maryland.
