Červený pulzující veleobr na asymptotické větvi (AGB), který dal jméno celé třídě mirid. Vykazuje gigantickou ztrátu hmoty a 13 světelných let dlouhý chvost v UV oboru.
V srpnu roku 1596 pozoroval německý pastor a astronom David Fabricius v souhvězdí Velryby hvězdu 3. velikosti, kterou považoval za novou hvězdu (novu). O několik týdnů později však objekt zeslábl a zcela zmizel z dohledu. Fabricius se domníval, že hvězda definitivně zanikla.
O třináct let později, v roce 1609, však ke svému úžasu spatřil hvězdu na stejném místě znovu! V roce 1638 nizozemský astronom Johannes Holwarda spočítal, že hvězda se objevuje a mizí s železnou pravidelností přibližně každých 11 měsíců (332 dní). Johannes Hevelius ji v roce 1662 ve svém spise nazval Mira – což v latině znamená „Podivuhodná“.
Mira se stala první objevenou periodickou proměnnou hvězdou v dějinách astronomie a dala jméno celé skupině tzv. mirid (dlouhoperiodických proměnných hvězd).
2. Extrémní kolísání jasu: Od pouhého oka po teleskop#
Kolísání jasnosti Miry patří k nejdivočejším úkazům na noční obloze:
V maximu dosahuje obvykle 3. magnitudy (výjimečně až 2,0 mag – je tak jasná jako Polárka a dominuje celému souhvězdí Velryby).
V minimu její jasnost klesá až k 10. magnitudě – stává se zhruba 1 500-krát slabší a je zcela neviditelná pouhým okem i běžným triedrem.
Důvodem takto extrémního vizuálního kolísání je teplota: Když se hvězda smrští, její povrchová teplota vzroste z 2 000 K na zhruba 3 000 K. Podle Planckova vyzařovacího zákona se při vyšší teplotě obrovská část vyzařované energie posune z neviditelného infračerveného pásma do viditelného světla. Celkový zářivý výkon hvězdy (bolometrická svítivost) se proto mění „jen“ zhruba dvojnásobně, ale ve viditelném světle je rozdíl ohromující!
3. Co je Mira ve skutečnosti? Hvězdný obr před zánikem#
Mira je červený obr nacházející se v závěrečném stádiu svého života na tzv. asymptotické větvi obrů (AGB). Hvězda již dávno vyčerpala vodík i helium ve svém středu, kde se vytvořilo netečné uhlíkovo-kyslíkové jádro.
Obří rozměry: Kdybychom Miru umístili do středu naší Sluneční soustavy, její povrch by pohltil Merkur, Venuši, Zemi i Mars!
Hvězdný dech: Vnější atmosféra Miry je gravitačně poutána jen velmi slabě. Hvězda pulzuje, chladne a v jejím obalu kondenzují drobná prachová zrnka (převážně křemičitany). Zářivý tlak z nitra hvězdy se opírá do prachových zrnek a odfukuje je do vesmíru. Mira tak ztrácí přibližně jednoho pozemského měsíce materiálu každých několik měsíců.
V roce 2007 přinesla kosmická družice NASA GALEX (Galaxy Evolution Explorer), která pozorovala oblohu v ultrafialovém spektru, senzační objev: Za Mirou se táhne gigantický zářící chvost z plynů a prachu o neuvěřitelné délce 13 světelných let (čtyřikrát více, než je vzdálenost ze Slunce k nejbližší hvězdě Proxima Centauri!).
Mira se totiž pohybuje prostorem obrovskou rychlostí 130 km/s (cca 470 000 km/h) napříč galaktickým halem. Hvězdný vítr materiálu vyfouknutého z Miry naráží do řídkého mezihvězdného plynu, vytváří příďovou rázovou vlnu (bow shock) a zanechává za sebou stopu plynu, který z hvězdy unikal v průběhu posledních 30 000 let.
Odborný astrofyzikální text včetně stavových rovnic, efemerid a spektrální klasifikace.
Mira (Omikron Ceti A) se nachází v termálně pulzující fázi asymptotické větve obrů (Thermally Pulsing AGB, TP-AGB). Struktura hvězdy sestává z:
Degenerovaného uhlíkovo-kyslíkového jádra (Mcore≈0,6M⊙).
Heliové slupky oddělené mezislupkovou zónou od vodíkové slupky.
Extrémně rozsáhlé a zředěné konvektivní obálky (R≈350R⊙,ρˉ∼10−7 g/cm3).
K periodickým zábleskům heliové slupky (tzv. termální pulzy čili heliové záblesky v obálce) dochází každých 104 až 105 let v důsledku nestability tenké slupky (thin-shell instability podle Schwarzschild-Härmova kritéria):
drdP=−r2GMrρ
Při tepelném pulzu dochází k jevu zvanému třetí výlov (third dredge-up), kdy hluboká konvekce vynáší produkty heliové fúze (12C) a prvky vzniklé pomalým záchytem neutronů (s-proces, např. technecium, baryum, zirkonium) z mezislupkové vrstvy přímo na povrch hvězdy.
2. Mechanismus ztráty hmoty hnané prachem (Dust-Driven Wind)#
Ztráta hmotnosti u mirid dosahuje hodnot M˙≈10−7 azˇ10−6M⊙/rok, což je o 8 řádů více než u slunečního větru. Proces probíhá dvoustupňovým mechanismem:
Levitace atmosféry pulzacemi: Radiální rázové vlny generované mechanickými pulzacemi obálky vynášejí chladný plyn nad fotosféru do vzdálenosti r∼1,5−2,5R∗, kde teplota klesá pod kondenzační mez (Tcond≈1000−1400 K).
Akcelerace zářivým tlakem na prach: V levitujícím plynu kondenzují zrna křemičitanů (forsterit Mg2SiO4, enstatit MgSiO3) a oxidu hlinitého (korund Al2O3). Síla záření působící na prachové zrno o poloměru a a účinném průřezu Qpr je dána:
Frad=4πr2cL∗πa2Qpr
Pohyb prachových zrn je třením přenášen na okolní neutrální plyn (gas-grain drag), což uděluje celé vnější obálce terminální rychlost v∞≈10 km/s, přesahující únikovou rychlost z hvězdy vesc=2GM/r.
3. Hydrodynamická interakce s ISM: Bow shock a turbulentní chvost#
Při nadzvukovém pohybu Miry mezihvězdným prostředím (ISM) s relativní rychlostí v∗≈130 km/s (MMach≈10 vzhledem k teplému ISM) dochází ke kolizi hvězdného větru s okolním médiem. Vzdálenost příďové rázové vlny (stagnation point distance R0) od centrální hvězdy je dána rovnováhou dynamických tlaků:
ρwvw2=ρISMv∗2⟹R0=4πρISMv∗2M˙vw
Pro naměřené parametry Miry vychází R0≈4,2 sveˇtelneˊ roky (1,3 pc). V rázové vlně dochází k excitaci atomů vodíku a emisi v čáře Lyman-α a molekulárního vodíku H2 ve vakuovém UV pásmu, což vysvětluje unikátní detekci chvostu sondou GALEX. Chvost představuje turbulentní stopu v režimu Kelvin-Helmholtzovy nestability, uchovávající fosilní záznam o ztrátě hmotnosti Miry za uplynulých 30 000 let.
Literatura a vědecké reference
Martin, D. C., et al. (2007).A turbulent wake as a tracer of 30,000 years of stellar mass loss by Mira. Nature, 448(7155), pp. 780–783[online]
Holwarda, J. (1640).Dissertatio astronomica complectens nova phaenomena. Franeker[online]
Habing, H. J., & Olofsson, H. (2004).Asymptotic Giant Branch Stars. Astronomy and Astrophysics Library, Springer-Verlag New York[online]
Karovska, M., et al. (2005).High-Resolution Imaging of the Mira Binary System with the Chandra X-Ray Observatory. The Astrophysical Journal, 623(2), L137[online]
