Mira Ceti
Mira Ceti (oznaczana jako omikron Ceti lub ο Cet) to gwiazda zmienna w gwiazdozbiorze Wieloryba, oddalona od Słońca o około 419 lat świetlnych. Charakteryzuje się zmiennością jasności, osiągając maksimum na poziomie 2,0 magnitudo i minimum do 10,1 magnitudo.
Charakterystyka
Mira Ceti jest układem podwójnym, składającym się z dwóch gwiazd:
- Mira A – czerwony olbrzym klasy spektralnej M, zmieniający jasność co około 331 dni o wartość dochodzącą do ośmiu wielkości gwiazdowych.
- Mira B (VZ Ceti) – biały karzeł, który okrąża Mirę A w czasie około 400 lat.
W wyniku pulsacji Mira A, zmienia swą jasność cyklicznie, a długość okresu zmienności może się różnić o kilkanaście dni, co jest prawdopodobnie związane z oddziaływaniem z towarzyszącą gwiazdą.
Historia obserwacji
Zmiany jasności Miry zostały po raz pierwszy odkryte przez holenderskiego astronom David Fabricius 3 sierpnia 1596 roku. W 1639 roku Johannes Holwarda ustalił regularność tych zmian, co przyczyniło się do nazwania gwiazdy „Cudowną”. Pulsacja gwiazdy jest wynikiem cyklicznego powiększania się i zmniejszania jej wielkości, co wskazuje na jej schyłkowy okres istnienia.
Ogon Miry Ceti
W sierpniu 2007 roku NASA ogłosiła, że Mira Ceti porusza się z prędkością 130 km/s, pozostawiając za sobą znaczną ilość materii, co sprawia, że posiada ogon podobny do komety. Jego długość szacuje się na 13 lat świetlnych. Ogon, widoczny jedynie w świetle ultrafioletowym, składa się głównie z tlenu i węgla, a jego powstanie związane jest z utratą materii przez gwiazdę przez ostatnie 30 tysięcy lat.
Podsumowanie
Mira Ceti jest prototypem gwiazd zmiennych zwanych mirydami, a jej badania dostarczają cennych informacji o cyklu życia gwiazd i procesach zachodzących w ich otoczeniu.
