Zmienne typu Omikron Ceti – MIRYDY

Mirydy (miry) to grupa długookresowych gwiazd zmiennych pulsujących. Nazwa pochodzi od pierwszej odkrytej gwiazdy zmiennej tego typu – omicron Ceti (o Cet) czyli Miry. Zmienność gwiazdy odkrył 3 sierpnia 1596 roku holenderski astronom David Fabricius. W 1639 roku Johannes Holwarda zauważył, że gwiazda ta wykazuje regularne zmiany w jasności i wyznaczył amplitudę zmian jej blasku oraz okres zmienności. Obecnie znamy ponad 6000 takich gwiazd. To czerwone olbrzymy i nadolbrzymy późnych typów widmowych, które za kilka milionów lat odrzucą zewnętrzne warstwy swej atmosfery. Mirydy bardzo szybko tracą masę, ok 10-6 mas Słońca na rok. Dzięki utracie masy unikają wybuchów jako supernowe. Ich zmiany jasności są bardzo duże, rzędu kilku, a czasem nawet kilkunastu magnitudo, a okresy zmienności zawierają się zwykle między 100 a 1000 dni. Najkrótszy znany okres ma T Centauri – 90.65 dni, a najdłuższy BX Monocerotis – 1374 dni. Niektóre mirydy wykazują zmiany swojego okresu pulsacji – okres wzrasta lub maleje nawet trzykrotnie w czasie od kilku dekad do kilku stuleci. Powodem zmian w jasności jest cykliczne powiększanie się i później zmniejszanie wielkości gwiazdy. Zmiana jest jednolita, gwiazda zwykle nie zmienia swojego kształtu (często dalekiego od kuli).

Są to gwiazdy bardzo wygodne do obserwacji z racji dużej amplitudy zmian jasności – obserwując co kilka dni wyraźnie widzimy jak gwiazda jaśnieje/słabnie, dlatego można je polecić szczególnie początkującym obserwatorom gwiazd zmiennych. 

Aby rozpocząć obserwację trzeba wybrać interesujące nas gwiazdy. Następnie sprawdzić w atlasie, albo programie typu planetarium jej położenie i czas, kiedy można będzie ją obserwować (pamiętajmy o długim okresie zmienności). Gdy już mamy swoją wybraną “mirę”, pobieramy z AAVSO mapki z gwiazdami porównania, oraz sprawdzamy (również za pośrednictwem AAVSO) czy obecna jasność gwiazdy jest w zasięgu używanego instrumentu. Jeżeli tak to należy zapomnieć o tej jasności i wykonywać własne, niezależne obserwacje. Jeżeli nie, to trzeba poczekać aż jasność zmiennej odpowiednio wzrośnie.
Wyniki obserwacji oczywiście dokumentujemy (gwiazda, data godzina:minuta [uT], magnitudo, gwiazdy porównania, użyta mapka a także uwagi o warunkach obserwacyjnych). Taki raport można przesłać do instytucji zajmującymi się wizualnymi obserwacjami gwiazd zmiennych. Takie obserwacje są bardzo cenne, ponieważ krzywe jasności Miryd, zwykle wyznaczane są właśnie z ocen wizualnych.

Kilka ciekawych przykładów:

Omikron (Mira) Ceti – gwiazda zmienna w gwiazdozbiorze Wieloryba. Pod odkryciu dużych zmian jasności, ta własność przyczyniła się do tego, iż niektórzy zaczęli ją nazywać „Cudowną” (istnieją źródła, które sugerują, że to Jan Heweliusz nadał jej taką nazwę). Średnia jasność zmienia się w granicach od 3 do 9 mag, choć zdarzają się rekordowe maksima sięgające 2 mag i minima poniżej 10 mag.
Obserwacje z 2007 ujawniły, że gwiazda “ciągnie” za sobą ogon o długości 13 lat świetlnych, zbudowany z materii, którą gwiazda gubi już przynajmniej od 30.000 lat.
Mira Ceti jest układem podwójnym, w skład którego wchodzą Mira A – czerwony olbrzym, oraz Mira B – biały karzeł, znany też jako VZ Cet – również gwiazda zmienna. Dzieli je około 0,5″, więc rozdzielenie składników Miry jest w zasięgu dużych amatorskich teleskopów, oczywiście przy bardzo dobrym seeingu.

Dane katalogowe:

  • Rektascensja: 2h19m20
  • Deklinacja: -2°58’39”
  • Zakres jasności: 2.0-10.1 mag
  • Okres: 331.96 dni

Temat obserwacyjny na forum – http://astropolis.pl/topic/9124-mira/

Chi Cygni (χ Cyg) – gwiazda zmienna typu Mira w konstelacji Łabędzia. Dane z Hipparcosa pozwalają umieścić ją 550 lat świetlnych od nas (jest to większa wartość niż przewidywano wcześniej) Astronom Gottfried Kirch odkrył zmienność Chi Cygni w 1686 r badając ten obszar nieba przy okazji obserwacji gwiazdy Nova Vulpeculae, zauważył, że brakuje gwiazdy oznaczonej jako χ w Uranometri Bayera. Zdecydował się nadal monitorować ten obszar i 19 października 1686 roku zanotował obserwację gwiazdy 5 wielkości.
χ Cygni generuje jedną z największych zmian w pozornej wielkości wśród gwiazd zmiennych tego typu. Obserwowane skrajności to 3,3 i 14,2 mag. Gwiazda zatem zmienia swą jasność około 10000-krotnie.
Okresy od maksimum do minimum lub maksimum do minimum nie są stałe i mogą się różnić nawet o 40 dni. Średni czas zależy od okresu obserwacji, ale zazwyczaj przyjmuje się 408,7 dnia. Istnieją pewne dowody, że średni okres wzrósł o około 4 dni w ciągu ostatnich trzech stuleci.

Dane katalogowe:

  • Rektascensja: 19h 50m 33
  • Deklinacja: +32° 54′ 50
  • Zakres jasności: 3.3-14.2 mag
  • Okres: 408 dni

Temat obserwacyjny na forum – http://astropolis.pl/topic/12948-chi-cygni/

T Cephei – miryda w gwiazdozbiorze Cefeusza. Położona około 190 parseków (620 lat świetlnych) od nas. Jest jedną z jaśniejszych miryd, w niektórych maksimach można ją zobaczyć gołym okiem nawet pod średnio ciemnym niebem (świeci wtedy z jasnością między 5 a 6 mag). To gwiazda dogodna do obserwacji z racji na jej położenie – leży w okołobiegunowym gwiazdozbiorze, więc w Polsce można ją obserwować przez cały rok. Charakterystyczną cechą tej gwiazdy jest występujące często “zatrzymanie” jasności w fazie jej wzrostu, na ogół w okolicach 7-8 mag (widoczne na wykresie poniżej).

Dane katalogowe:

  • Rektascensja: 21h 09m 31
  • Deklinacja: +68° 29′ 27
  • Zakres jasności: 5.2 – 11.3 mag
  • Okres: 388.14 dni

TCep_2012may2016aug_LC.png

R Leonis – gwiazda zmienna w gwiazdozbiorze Lwa odkryta w roku 1782 przez J. A. Kocha. Pozorna wielkość R Leonis waha się między 4,31 a 11,65 mag w okresie 310 dni. W maksimum może być widoczna gołym okiem, Przy jasności minimalnej konieczna jest pomoc teleskopu. Temperatura gwiazdy oceniana jest na od 2930 do 3080 kelwinów a promień osiąga 350 promieni słonecznych (czyli ok. 1.36-1.5 jednostek astronomicznych).
W 2009 roku zasugerowano, że niewielkie anomalie w wahaniach jasności gwiazdy R Leonis mogą być spowodowane obecnością towarzysza, prawdopodobnie planety o podwójnej masie Jowisza, okresie orbitalnym 5,2 roku i separacji orbitalnej ocenianej na 2.7-3 jednostki astronomiczne.

Dane katalogowe:

  • Rektascensja: 09h 47m 33
  • Deklinacja: +11° 25′ 43
  • Zakres jasności: 4.4-11.3 mag
  • Okres: 310 dni

Wątek obserwacyjny na forum – http://astropolis.pl/topic/11969-r-leo-maksimum/

R Aquilae – jasna miryda w gwiazdozbiorze Orła. Ciekawą jej cechą jest szybko skracający się okres zmian jasności – przez 130 lat od jej odkrycia w 1856 okres skrócił się z 346 do 271 dni. To bardzo szybkie tempo jak na skalę astronomiczną – oznacza to dynamiczne zmiany struktury wnętrza gwiazdy. Podobnym przypadkiem jest gwiazda R Hydrae.

Dane katalogowe:

  • Rektascensja: 19h 06m 22
  • Deklinacja: +08° 13′ 48
  • Zakres jasności: 5.2 – 11.3 mag
  • Okres: 271 dni

R Cassiopeiae – typowa miryda o dość stabilnym okresie. W średnim maksimum osiąga jasność 7 mag a w średnim minimum 12.6 mag. Jednak w ostatnich kilkunastu cyklach średnie maksimum jest wyraźnie wyższe niż 6 mag i może być widoczna gołym okiem. Jako gwiazda okołobiegunowa jest dostępna do obserwacji przez cały rok.

Dane katalogowe:

  • Rektascensja: 23h 58m 24
  • Deklinacja: +51° 23′ 19
  • Zakres jasności: 4.70 – 13.50 mag
  • Okres: 430 dni

 

Share This:

Może Ci się również spodoba

Dodaj komentarz

Twój adres email nie zostanie opublikowany.