Zmienne typu Omikron Ceti - MIRYDY

[Paether]

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

 

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

[Behlur_Olderys]

Czy to pokłosie ostatniego Astronarium? Jak tylko obejrzałem to od razu chciałem być jak pan Stanisław Swierczyński

[Paether]

Yyyyy nie...nie oglądałem. Od kilku dni planowałem tą część Celestii odświeżyć, przebudować i wrzucić na forum

[Gość Bellatrix]

Piękny artykuł.

Bardzo ciekawa informacja z tą intensywną utratą masy przez mirydy. Czy spowodowana jest ona działaniem wiatru słonecznego?

 

Chciałam też zwrócić uwagę na wyjątkową cechę gwiazdy Chi Cygni. Otóż należy ona do typu widmowego S, czyli jest gwiazdą cyrkonową. Jest to typ pośredni między późną emką, a węglówką. W widmie spektroskopowym gwiazdy są widoczne linie cyrkonu. Baza danych SIMBAD podaje, że Chi Cygni należy do typu S 6-9 (ta zmienność typu widmowego zapewne ma związek ze zmienną jasnością gwiazdy).

[Paether]

Przed nami dobry czas na obserwacje głównej bohaterki tematu. Omikron Ceti rozpoczyna właśnie ostre podchodzenie pod maksimum, które osiągnie na sam koniec stycznia (31.01)

 

[Rybi]

W 2012 roku zarejestowałem krzywą blasku Miry w okolicach maksimum jasności moim zestawem do cyfrowej fotometrii lustrzankowej.

 

 

 

Od tego czasu kolejne maksima są niepełne - brakuje obserwacji (patrz rys. w info Paethera).

Wynika to ze specyficznego okresu pulsacji tego olbrzyma zbliżonego do roku ziemskiego (~332 dni).

Kolejne maksima w latach 2013-2016 przypadały, gdy gwiazda była schowana za Słońce.

 

Najbliższe maksimum kiedy nie będzie problemów z obserwacjami jest prognozowane na 31 stycznia 2017 roku.

Edytowane 18 Grudnia 2016 przez Rybi

[Gość Bellatrix]

Prawda, że cudna? Bardzo chciałabym ujrzeć. Czy ktoś z Was ją obserwował?

[majer]

Dopiero teraz zauważyłem, że współrzędne R Aql masz skopiowane z R Leo?

 

Warto tu dodać może jeszcze co najmniej R And - położona tylko 5 stopni na zachód od M31 (maksimum 9 czerwca 2017, może mieć wtedy +5,8 mag), zatem łatwa do znalezienia oraz R Hya - w maksimum (25 maja 2017) może mieć +3,5 magnitudo, czyli bez problemu jest wtedy widoczna gołym okiem. Jednak w tym przypadku wadą jest niskie położenie nad widnokręgiem, zaś zaletą - znacznie ułatwiające odnalezienie położenie tylko 2,5 stopnia na wschód od gwiazdy 3. wielkości γ Hya i 12° prawie dokładnie na południe od Spiki.

[majer]

Prawda, że cudna? Bardzo chciałabym ujrzeć. Czy ktoś z Was ją obserwował?

 

Tej nie obserwowałem, ale kilkukrotnie widziałem R Leo i ona też jest wyraźnie czerwona - trudno mi tu napisać bez porównania na żywo czy mniej, czy bardziej - a przy tym o ponad magnitudo jaśniejsza w maksimum (w przyszłym roku 27 kwietnia) i znacznie u nas wyżej nad widnokręgiem. Ta z kolei gwiazda znajduje się 5° na zachód od Regulusa i jednocześnie 2° na północny wschód od świecącej z jasnością 3,5 magnitudo gwiazdy o Leonis.

[Gość Bellatrix]

Ciekawy przykład ta R Leonis: z jednej strony bardzo późna emka, a z drugiej wskaźnik barwy (B-V) około +1,5. Ciekawe czemu... Z kolei Ty piszesz, że intensywnie czerwona. Pewnie w katalogach jest błąd z tym wskaźnikiem, bo to aż niemożliwe, aby taka zimna gwiazda typu M7-9 miała wskaźnik jak gwiazda typu widmowego późne K.

[DARK]

Prawda, że cudna? Bardzo chciałabym ujrzeć. Czy ktoś z Was ją obserwował?

Rzeczywiście czerwień R-Lep jest imponująca nie mająca niemal sobie równych wśród innych miryd. Chyba tylko U-Cyg może z nią konkurować

[Gość Bellatrix]

To niesamowity miałeś widok Podobno Wskaźnik barwy (B-V) dla U Cygni to aż +6,0! (sic!) a dla R Lep: +5,7,

Ja miałam okazję widzieć tylko T Lyr, która ma (B-V)= +4,9 i widoku nie zapomnę nigdy. Przepiękna głęboka czerwień, zimna, bez kapki żółtego. Przypominała barwę miąższu czereśni. Dark, a czy u UCyg i RLep ten kolor jest także zimny? Również bez żółto-pomarańczowych odcieni?

[DARK]

Nie potrafię Ci odpowiedzieć na to pytanie. Może dlatego, że chcąc ocenić jasność tak czerwonej gwiazdy rozogniskowałem jej obraz (Efekt Purkiniego).

Jej kolor wtedy nie jest tak istotny i nie wpływa na blask, który trzeba ocenić.

[kjacek]

Nie potrafię Ci odpowiedzieć na to pytanie. Może dlatego, że chcąc ocenić jasność tak czerwonej gwiazdy rozogniskowałem jej obraz (Efekt Purkiniego).

Jej kolor wtedy nie jest tak istotny i nie wpływa na blask, który trzeba ocenić.

Ciekawe, myślałem, że właśnie po rozogniskowaniu kolor jest bardziej widoczny... Robi się większa plamka i nic jej nie zakłóca.

Muszę sprawdzić, jeśli kiedyś będzie niebo bez chmur ;-).

 

EDIT: czy dobrze rozumiem, że Efekt Purkiniego możemy zaobserwować dla gwiazd na granicy widoczności? Mógłby to ktoś wyjaśnić?

Edytowane 19 Grudnia 2016 przez kjacek

[bajastro]

14.10.2016 przypadkiem zarejestrowałem widmo Miry, bez uwzględniania charakterystyki spektralnej kamery, bo byłoby jeszcze bardziej strome w kierunku podczerwieni:

 

 

Wg generatora krzywych na stronie AAVSO wynika, że Mira była wtedy w okolicy minimum jasności.

 

O ile pogoda dopisze pod koniec stycznia, spróbuję jej widmo jeszcze raz uchwycić i zrobić porównanie.

Edytowane 19 Grudnia 2016 przez bajastro

[DARK]

Podobno Wskaźnik barwy (B-V) dla U Cygni to aż +6,0! (sic!) a dla R Lep: +5,7,

Dark, a czy u UCyg i RLep ten kolor jest także zimny? Również bez żółto-pomarańczowych odcieni?

 

Korzystając z ostatnich pogodnych nocy rzuciłem okiem na R-Lep. Jej czerwień ma w sobie ciepły odcień pomarańczu a nawet żółci.

U-Cyg natomiast ma aktualnie ok 11mag i nie jest na tyle jasna by zagłębiać się w odcieniach jej blasku.

[bajastro]

Czy mirydami mogą być gwiazdy węglowe?

Spora liczba węglówek, to gwiazdy mocno zmienne, których jasność zmienia się o kilka wielkości gwiazdowych.

Zarówno U Cyg jak i R Lep to gwiazdy węglowe, U Cyg była za słaba do rejestracji widma, a do R Lep jeszcze nie doszedłem.

 

Wczoraj wykorzystałem dziurę w chmurach i skierowałem teleskop w kierunku Miry Ceti, wygląda na to, że jest w okolicy maksimum jasności.

Udało się zrobić amatorskie porównanie zmian w widmie Miry od minimum do maksimum (mniej więcej). Porównanie wykonałem dla Star Analyser-a 100:

 

 

Krzywa jasności Miry z ostatniego roku, z oznaczeniami obserwacji widmowych:

 

Źródło: https://www.aavso.org/LCGv2/

 

To mi nie wystarczyło, w widmie Miry są linie emisyjne wodoru. A w moich obserwacjach prawie nic się nie zarejestrowało.

Od 2 miesięcy mam też Star Analysera 200. Wczoraj go zastosowałem po raz pierwszy,

obraz złożyłem z dwóch fragmentów i po transformacji pionowej rezultat jest następujący (skala 0,2 nm/pix):

 

 

VS SA100 w tych samych warunkach (skala 0,4 nm/pix):

 

 

Analiza obrazu z użyciem SA200:

 

Rozdzielczość 0,2 nm/pix (2Å/pix).

 

Linie emisyjne H-γ i H-δ są wyraźne, brak linii emisyjnej H-α.

Edytowane 12 Lutego 2017 przez bajastro