| Mira | |
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 La gigante rossa Mira A (in alto a destra) e la nana bianca Mira B (in alto a sinistra). L'attrazione gravitazionale di Mira B forma un ponte gassoso tra le due stelle | |
| Classificazione | Gigante rossa variabile,doppia |
| Classe spettrale | M7 IIIe |
| Tipo di variabile | variabile Mira (prototipo della classe) |
| Periodo di variabilità | 332 giorni |
| Distanza dal Sole | 420 anni luce |
| Costellazione | Balena |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000) | |
| Ascensione retta | 02h 19m 20,79s |
| Declinazione | -02° 58′ 39,5″ |
| Dati fisici | |
| Raggio medio | 332-402 R⊙ |
| Massa |
1,18 M⊙
|
| Temperatura superficiale | 2.200 K (media) |
| Luminosità |
15.000 (al massimo) L⊙
|
| Indice di colore(B-V) | 1,42 |
| Età stimata | 6×109 anni |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | da 2,0 a 10,1 |
| Magnitudine ass. | da -2.5 a +6,5 |
| Parallasse | 7,79 ± 1,07 mas |
| Moto proprio | AR: 10,33 mas/anno Dec: -239,48 mas/anno |
| Velocità radiale | +63,8 km/s |
| Nomenclature alternative | |
| Omicron Ceti, 68 Ceti Stella Mira, Collum Ceti,HR 681, BD −03°353, HD 14386, LTT 1179, SAO 129825, HIP 10826 | |
Mira (ο Cet / ο Ceti / Omicron Ceti) è una stella variabile pulsante che ha dato il nome alla classe delle variabili Mira. È stata la prima stella variabile ad essere scoperta (se si escludono novae, supernovae e la strana Eta Carinae) ed è la più luminosa tra le variabili periodiche che scompaiono alla vista ad occhio nudo durante parte del loro ciclo.
Storia e caratteristiche
Mira fu scoperta (o almeno, notata come speciale per la prima volta) dopo una serie di osservazioni dall'astronomo David Fabricius, a partire dal 3 agosto 1596. Durante le sue osservazioni del pianeta Mercurio, Fabricius ebbe bisogno di una stella di riferimento per misurarne la posizione, e scelse una vicina stella anonima di terza magnitudine. Quando la riosservò il 21 agosto, si accorse che la stella era diventata di prima magnitudine, e che invece in ottobre era così debole da scomparire alla vista. Fabricius pensò che fosse una nova, ma la rivide il 16 febbraio 1609 (cosa che in genere non succede con le novae).
Johann Holwarda riuscì a determinare il periodo delle riapparizioni di questa stella: undici mesi. Johannes Hevelius la stava osservando negli stessi anni e la chiamòMira (che significa "meravigliosa") nel suo lavoro Historiola Mirae Stellae del 1662, perché si comportava come nessun'altra stella. Ismail Bouillaud perfezionò la stima del periodo a 333 giorni, sbagliando di meno di un giorno rispetto al valore moderno di 332 (poiché le variabili Mira variano lentamente il loro periodo col tempo, la stima di Bouillaud potrebbe anche essere stata esatta per la sua epoca).
Dopo questa scoperta, Mira divenne il prototipo di questa classe di variabili a lungo periodo. Essa, insieme alle altre 6.000 stelle dello stesso tipo oggi conosciute, è una gigante rossa la cui superficie oscilla in modo da aumentare e diminuire la propria luminosità in periodi che vanno da 80 giorni a più di 1000. Nel caso particolare di Mira, il suo aumento di luminosità la porta fino alla magnitudine apparente 3,5 in media, il che significa una stella facilmente visibile ad occhio nudo. Anche i cicli individuali variano: massimi registrati con cura arrivano fino alla magnitudine 2, oppure scendono fino alla magnitudine 4,9 (appena visibile ad occhio nudo, e con una differenza di luminosità fino a 15 volte tra i diversi massimi), e ci sono indizi storici che suggeriscono che l'intervallo reale possa essere anche tre volte superiore a questo. I minimi differiscono tra loro molto meno, e sono sempre stati tra 8,6 e 10,1 durante le osservazioni storiche, cioè una differenza di solo un fattore 4. Il cambiamento totale di luminosità tra il minimo più basso e il massimo più alto (cosa che non succede in un singolo ciclo) è di 1700 volte. La forma della curva di luce è composta da un incremento che dura 100 giorni, seguito da un decremento che dura il doppio.
Sono state fatte molte ipotesi sull'eventualità che Mira possa essere stata osservata prima di Fabricius. Certamente la storia di Algol (la cui variabilità è nota solo dal 1667, ma sulla quale l'esistenza di leggende che risalgono all'antichità dimostra come sia stata osservata con sospetto per millenni) suggerisce che anche Mira possa essere stata notata prima. Karl Manitius, un traduttore del Commento su Arato di Ipparco, ha suggerito che alcune frasi di quel testo del II secolo a.C. possano riferirsi a Mira. Gli altri grandi dell'astronomia occidentale pre-telescopica - Tolomeo, al-Sufi, Ulugh Beg e Tycho Brahe - non mostrano di sapere niente di Mira, neppure come stella normale. Ci sono tre osservazioni di Mira negli archivi cinesi e coreani, nel 1596, nel 1070 e nello stesso anno in cui Ipparco avrebbe fatto le sue osservazioni (134 a.C.) che sono suggestive, ma la pratica cinese di identificare le osservazioni in modo non più preciso di una costellazione cinese rende difficile essere certi che stiano parlando proprio di Mira. Il 15 agosto 2007 esce sulla rivista Nature uno studio dell'equipe del prof. Christopher Martin delCalifornia Institute of Technology di Pasadena che descrive una coda di 13 anni luce composta di gas stellari prodotti negli ultimi 30000 anni dalla stella. La coda è stata individuata grazie alle osservazioni del telescopio spaziale Galaxy Evolution Explorer.
Mira B
Mira è anche una stella doppia. La stella compagna è stata risolta dal telescopio spaziale Hubble nel 1995, quando si trovava a 70 unità astronomiche dalla primaria; i risultati sono stati annunciati nel 1997. La compagna, Mira B o VZ Ceti, è anch'essa una stella variabile.
La teoria più convincente sulla sua natura è che sia una nana bianca circondata da un disco di accrescimento composto da materia prelevata dalla primaria. Le immagini ultraviolette dell'HST mostrano una spirale di gas che si alza da Mira in direzione di VZ Ceti. Il periodo orbitale della compagna attorno a Mira è di circa 400 anni. L'attrazione gravitazionale di Mira B forma un ponte gassoso tra le due stelle.
La teoria più convincente sulla sua natura è che sia una nana bianca circondata da un disco di accrescimento composto da materia prelevata dalla primaria. Le immagini ultraviolette dell'HST mostrano una spirale di gas che si alza da Mira in direzione di VZ Ceti. Il periodo orbitale della compagna attorno a Mira è di circa 400 anni. L'attrazione gravitazionale di Mira B forma un ponte gassoso tra le due stelle.
Come sistema binario visuale Mira Ceti è catalogata nel Washington Double Star Catalog (WDS, edizione 2006.5) come 02193 -0259 JOY 1 Aa, ma è meglio conosciuta dagli osservatori di stelle doppie visuali come ADS 1778 (dalla catalogazione che la doppia aveva nel notissimo catalogo di Aitken del 1934). L'arco d'orbita osservato dalla scoperta, avvenuta nel 1923, ad oggi è di circa 25°, insufficiente per il calcolo di elementi orbitali che non siano, nella migliore delle ipotesi, preliminari. La prima determinazione dell'orbita di Mira venne fatta nel 1980 dal noto osservatore francese di stelle doppie visualiPaul Baize (1901-1995). Il periodo stimato allora fu di 400 anni. Già pochi anni dopo l'orbita non rappresentava più le osservazioni che mano a mano venivano raccolte dagli astronomi e così nel 2002, utilizzando tutte le osservazioni disponibili, l'ultima delle quali fatta con la speckle camera P.I.S.CO. al fuoco cassegrain del telescopio B. Lyot di 2 metri di apertura dell'Osservatorio di Pic du Midi neiPirenei, M. Scardia ricalcolava gli elementi orbitali di o Ceti. In particolare i nuovi valori del periodo e del semiasse maggiore sono ora, rispettivamente, 498 anni e 0,80 secondi d'arco. La massa totale del sistema di Mira, ottenuta utilizzando la terza legge di Keplero e la parallasse trigonometrica misurata dal satellite Hipparcos (pari a 0,00779 secondi d'arco), è di 4,4 masse solari mentre il semiasse maggiore è lungo 102,7 UA. Questo valore della massa totale di Mira è ragionevolmente accettabile, se si considerano l'incertezza dell'orbita ed il fatto che il sistema è costituito da una stella di tipo spettrale M7III (2,5 masse solari) e da una stella nana (0,6 masse solari). La precedente determinazione orbitale (Baize, 1980) portava invece ad un'eccessiva massa totale del sistema di 8,1 masse solari.
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