Stanisław Świerczyński, Dobczyce

Fragmenty referatu wygłoszonego na seminarium obserwatorów gwiazd zmiennych w Puławach,
22-23.09.2001.

Streszczenie.

  W artykule omówiono podstawowe właściwości obserwacyjne gwiazd
  zmiennych typu Mira Ceti w oparciu o przykładowe krzywe jasności otrzymane
  dzięki wizualnym obserwacjom wielu obserwatorów amatorów z różnych krajów
  świata. Wykresy wykonano w programie Excel, wykorzystując pliki danych AFOEV
  (Francuskie Towarzystwo Obserwatorów Gwiazd Zmiennych).

1. Co to są zmienne typu Mira Ceti?

Prototypem gwiazd zmiennych typu Mira Ceti, zwanych mirydami lub mirami, jest gwiazda omikron Ceti, pierwsza gwiazda tego typu odkryta w 1596 roku przez D. Fabriciusa, a nazwana przez J. Heweliusza Mira Stella (Cudowna Gwiazda). Ostatnie maksimum jasności miała około 5 września 2001 roku. Świeciła z jasnością 3 magnitudo pięknie przyozdabiając gwiazdozbiór Wieloryba (Cetus).

Mirydy są bardzo chłodnymi czerwonymi olbrzymami o temperaturze około 3000K. Ich rozmiary są bardzo duże - 200 do 300 promieni Słońca. Są też bardzo jasne, 3000 do 4000 jaśniejsze od Słońca. Na diagramie H-R zajmują prawy kraniec gałęzi czerwonych olbrzymów. Gwiazdy te pulsują radialnie w modzie podstawowym z okresami z przedziału około 100 - 1000 dni. Najkrótszy okres ma T Centauri - 90.65d, a najdłuższy BX Monocerotis - 1374d. Najczęściej spotykamy okresy 200 - 400d z maksimum około 280d. Amplitudy zmian jasności wizualnej zawierają się w przedziale 2.5 - 9 magnitudo.

W zależności od stosunku węgla do tlenu w powierzchniowych warstwach, miry mogą mieć typ widmowy M, S lub C. Dla typu widmowego M stosunek C/O < 1, dla typu S stosunek C/O ~ 1 a dla typu C (gwiazdy węglowe) C/O > 1. W ich widmach występują linie emisyjne tlenu, przesunięcia dopplerowskie, i dowody na fale uderzeniowe.

Mirydy charakteryzuje szybkie tempo utraty masy rzędu 10^-6 M_S/rok (M_S - masa Słońca) co powoduje, że odgrywają dużą rolę w galaktycznej ewolucji poprzez wzbogacanie międzygwiazdowego ośrodka w ciężkie pierwiastki. Dzięki utracie masy unikają wybuchów jako supernowe. Niektóre mirydy są poprzedniczkami mgławic planetarnych, podczas gdy inne ewoluują bezpośrednio do stadium białego karła.

Mirydy posiadają rozległe atmosfery a znaczna ich liczba ma okołogwiazdowe pyłowe otoczki. Są one źródłem hydroksylowej (OH) i podczerwonej (IR) emisji.

Znamy ponad 6000 gwiazd typu Mira Ceti.

2. Okres i kształt krzywych jasności.

Okres, odstęp czasu pomiędzy dwoma kolejnymi maksimami, wyrażony w dniach, jest bardzo ważnym parametrem miryd ponieważ daje wskazówki o ich rozmiarach, a także o ich wieku, początkowej metaliczności, modzie pulsacji i ewolucji. Inne ważne korelacje pomiędzy okresem i innymi parametrami to np. okres a amplituda,  czy okres a tempo utraty masy.

Zmiany jasności miryd nie są ściśle okresowe zarówno w fazie jak i  amplitudzie. Okres z cyklu na cykl może odchylać się od średniej warotści. W znaczącej liczbie miryd maksimum jasności zmienia się znacznie z cyklu na cykl (wykres 1).

Wykres 1. Krzywa jasności R Cygni - duże różnice w wysokościach poszczególnych maksimów.

Wznaczącej liczbie miryd wizualne krzywe jasności ukazują kompleks zmian, zarówmo maksimów i minimów z cyklu na cykl a także zmiany w długiej skali czasu (wykres 2). Przypuszcza się, że za te wielookresowe modulacje krzywych jasności odpowiadają okołogwiazdowe pyłowe otoczki.

Wykres 2. S Canis Minoris - wielookresowe modulacje krzywej jasności.

Jeżeli chodzi o korelację pomiędzy okresem a kształtem krzywej jasności to mirydy o okresie krótszym niż 200 dni mają dość symetryczną krzywą jasności i przeważnie niewielkie amplitudy (wykres 3). Mirydy o okresie dłuższym niż 200 dni mają większą amplitudę i bardziej stromą gałąź rosnącą krzywej jasności (wykres 4). Wreszcie, mirydy o okresie dłuższym niż 300 dni mają największe amplitudy, na krzywych jasności często występują "zatrzymania" i "wyboje" szczególnie na gałęzi rosnącej (wykres 5).

Wykres 3. X Camelopardalis, okres 145 d - symetryczna krzywa jasności.

Wykres 4. Omikron Ceti(Mira), okres 332 d - stroma gałąź rosnąca krzywej jasności.

Wykres 5. R Aurigae, okres 458 d - "zatrzymania" i "wyboje" na rosnącej gałęzi krzywej jasności.

Często obserwuje się korelację pomiędzy maksimum a poprzedzającym je minimum; gdy minimum jest płytkie to następujące po nim maksimum jest wysokie i odwrotnie (wykres 6). W wielu wypadkach obserwuje się podwójne maksimum (wykres 7).

Wykres 6. RT Cygni. Płytkie minimum - wysokie maksimum; głębokie minimum - niskie maksimum.

Wykres 7. T Camelopardalis - podwójne maksima.

Mirydy odgrywają ważną rolę w naszym rozumieniu ewolucji gwiazd i kinematyki Galaktyki. Monitorowanie tych gwiazd w długich skalach czasowych wzbogaca dane umożliwiające badania różnych korelacji i trendów parametrów krzywych jasności i zmian okresów, zwiększając nasze rozumienie tych gwiazd.

3. Rola amatorskich obserwacji miryd.

Ponieważ mirydy są względnie jasne, ich amplitudy zmian jasności duże a okresy długie, to one szczególnie nadają się do obserwacji wizualnych. W istocie zmiany jasności miryd są prawie zawsze wyznaczane z wizualnych obserwacji gromadzonych przez różne organizacje (AAVSO, AFOEV, BAV...). Wszystkie wykresy, które zamieściłem w tym artykule, wykonane zostały w oparciu o obserwacje amatorskie! Widać z tego, że każda amatorska dobrze wykonana obserwacja , przesłana do odpowiedniej organizacji jest bardzo cenna.
Aby dołączyć do grona obserwatorów miryd nie trzeba mieć jakiegoś "super" sprzętu. Kilkadziesiąt z tych gwiazd w maksimum można obserwować za pomocą lornetki pryzmatycznej, a dysponując teleskopem o średnicy 15-20 cm można je obserwowac w całym cyklu. Trzeba tylko zaopatrzyć się w mapkę z gwiazdami porównania, wytrenować "dojście" do danej gwiazdy na niebie i... systematycznie (!) obserwować.

4. Literatura.

1. The Journal of the AAVSO, Volume 25 No.2 1997,
2. Marcin Kubiak, "Gwiazdy i materia międzygwiazdowa", Warszawa 1994,
3. Słownik Szkolny - Astronomia, WSiP, Warszawa 1994,