Miridy

Hvězdy typu Mira Ceti, zvané též miridy nebo dlouhoperiodické pulzující hvězdy, jsou červení obři s periodami čítajícími stovky dnů. Pro mimořádně velkou amplitudu jejich světelných změn (až 10 magnitud) jsou vyhledávaným objektem amatérských pozorovatelů. K jejich oblibě přispívají i nepravidelnosti světelných křivek. Nepravidelně se mění periody, výšky maxim i povšechně tvary světelných křivek. Tabulka 8 přináší údaje o 27 nejjasnějších miridách dobře pozorovatelných z našich zeměpisných šířek. Uvedené předpovědi pokrývají časový úsek od prosince 2011 do ledna 2013. Autorem je pan Ladislav Šmelcer (Hvězdárna Valašské Meziříčí). Pozorování mirid je sice běh na dlouhou trať a vyžaduje dost trpělivosti, ale člověk může být za své úsilí odměněn velmi zajímavými výsledky. Jeden příklad za všechny.

V předpovědích maxim jasnosti se v minulosti objevovala jedna hvězda - T UMi. Díky dramatickým změnám ve struktuře hvězdy je v současné době velmi obtížné spočítat, kdy dojde k následujícímu maximu jasnosti. Proč tomu tak je, objasní krátce následující řádky. Do roku 1980 měla tato dlouhoperiodická proměnná hvězda periodu změn 315 dní s amplitudou změn hvězdné velikosti ve filtru V 7,8 – 15,0 mag. Od roku 1980 byl pozorován pokles periody průměrnou rychlostí 3,8 dne za rok až do roku 2008, kdy se hodnoty pohybovaly kolem 200-220 dní. Již před rokem 2008 byl zřejmý postupný pokles amplitudy změn jasnosti. Současně se na světelné křivce začaly objevovat deformace a případně dvojitá maxima během jednoho cyklu změn jasnosti. Zlomovým rokem se stal rok 2008, kdy hvězda změnila mód pulsace a pravděpodobně se změnila na polopravidelnou pulsující hvězdu. Tomu by odpovídal i pokles amplitudy ve filtru V pod 2 magnitudy, což je dolní hranice definující miridy. Současná hodnota periody je kolem 113 dní. V roce 1999 Whitelock spekulovala, že by k této situaci mohlo dojít. Mattei a Foster (1995) navrhli, že během počáteční fáze héliového záblesku je možné očekávat změny periody a zároveň rychlý pokles svítivosti. Pokud by došlo ke zmiňovanému héliovému záblesku, měla by se tato situace projevit přítomností těžších prvků s krátkým poločasem rozpadu, jako například technecium. V nové spektroskopické studii mirid Uttenthalera a spol. (květen 2011) se uvádí, že ve spektru T UMi se žádné technecium nevyskytuje. To může znamenat, že není tak vyvinutá jako ostatní zkoumané hvězdy, anebo nemá dostatečnou hmotnost, aby proběhl proces třetího „bagrování“. Jestliže proběhl v nedávné době tepelný puls, který způsobil změnu periody, jedná se možná prvotní (slabý) tepelný puls.