Mirydy (miry) to grupa gwiazd zmiennych pulsujących. Prototypem tej grupy jest najstarsza znana regularnie zmienna gwiazda omicrom Ceti (o Cet) czyli Mira. Są to czerwone olbrzymy i nadolbrzymy typów widmowych M, C i S, zajmujących na diagramie H-R prawy kraniec gałęzi olbrzymów. Odznaczają się one bardzo dużą, rzędu kilku magnitudo, amplitudą zmian jasności wizualnej.

Okresy zmienności bardzo długie (zawierają się w przedziale od około stu do kilkuset dni), co jest zgodne z małą średnią gęstością tych gwiazd. Najczęściej występują okresy między 200 i 400 dni z maksimum ok. 280 dni. Gwiazdy te pulsują radialnie w modzie podstawowym.

(na podstawie: Marcin Kubiak, Gwiazdy i materia międzygwiazdowa)

Obok eksponowane jest losowo jedno z kilkudziesięciu zdjęć miryd wykonanych przez Leszka Marcinka

Mirydy szczególnie nadają się do obserwcji wizualnych gdyż mają duże amplitydy zmian jasności i długie okresy. Wystarczy obserwować je co kilka dni. Początkujący obserwatorzy powinni swoją przygodę z gwiazdami zmiennymi rozpocząć właśnie od tej grupy gwiazd zmiennych. Na marginesie po prawej stronie umieściłem linki do podstron poświęconych mirydom, dla których mam najwięcej obserwacji. Natomiast niżej wyświetla się skrypt, który zawiera dane dla kilkudziesięciu jasnych miryd i ich aktualne fazy. Proponuję także przeczytanie artykułu "Cechy obserwacyjne gwiazd zmiennych typu Mira Ceti"

Poniższa tabela przedstawia fazy jasnych miryd, które w średnim maksimum nie są słabsze od 8.5 mag a ich deklinacja jest nie mniejsza niż -20 stopni. Kolejno podano:

• nazwę gwiazdy, rektascencję (RA) i deklinację (DEC) dla epoki 2000,
• średnią jasność w maksimum (M) i minimum [mag], okres [d],
• ułamek okresu (M-m) od minimum do maksimum informujący o asymetryczności krzywej jasności: 0.50 - krzywa symetryczna, mniej niż 0.50 - bardziej stroma gałąź rosnąca, więcej niż 0.50 - bardziej stroma gałąź opadająca krzywej jasności,
• fazę obliczoną w oparciu o elementy GCVS z uwzględnieniem średniego O-C z ostatnich trzech cykli (wg AFOEV),
• kiedy gwiazda osiągnie maksimum (minimum) lub jest w maksimum (minimum): kolor czerwony oznacza, że gwiazda znajduje się na gałęzi rosnącej krzywej jasności lub w maksimum (faza pomiędzy 0.99 a 0.01), kolor zielony, że gwiazda znajduje się w minimum, kolor czarny, że gwiazda po osiągnięciu maksimum znajduje się na gałęzi opadającej krzywej jasności.

Czcionką pogrubioną oznaczono gwiazdy, których maksimum jasności wypada w bieżącym (dodano wykrzykniki) lub następnym miesiącu.

Faktycznie obserwowane momenty maksumum (minimum) mogą różnić się od obliczonych od kilku do kilkunastu dni (dla miryd zmieniających okres różnica ta może być jeszcze większa).

Jak rozpocząć obserwacje miryd?

Aby rozpocząć obserwację mirydy należy:

• wybrać interesującą nas mirydę z tabeli fazy jasnych miryd (tabela wyżej),
• posługując się obrotową mapą nieba, atlasem lub jakimś programem typu planetarium oraz współrzędnymi mirydy, zlokalizować ją na niebie i określić okres obserwowalności,
• pobrać z AAVSO mapki (link na górze strony w linkach stałych): mapka skali A zawiera gwiazdy porównania do ok 7.5 mag. oraz z reguły jasne gwiazdy umożliwiające dość łatwe dojście do zmiennej, mapka B zawiera gwiazdy do ok 11 mag, mapki (C), D, E odpowiednio jeszcze słabsze gwiazdy,
• sprawdzić za pomocą generatora krzywych jasności AAVSO (link też na górze strony) czy aktualna jasność gwiazdy jest w zasięgu używanego instrumentu. Jeżeli tak to należy zapomnieć o tej jasności i wykonywać własne, niezależne obserwacje. Jeżeli nie to należy poczekać aż jasność zmiennej odpowiednio wzrośnie,
• zapisać wynik obserwacji: gwiazda, data godzina:minuta [UT], data juliańska JD, magnitudo, gwiazdy porównania, użyta mapka a także uwagi o warunkach obserwacyjnych,
• nie trzymać w szufladzie poprawnie wykonanych obserwacji a podzielić z innymi (przesłać do AAVSO, VSNET czy AFOEV lub na strony poświęcone wizualnym obserwacjom gwiazd zmiennych).