Mira Ceti, een wonderlijke ster

Het mysterie doorgrond

Mira varieert in helderheid van 9,3 tot 3,4. Dit zijn echter maar gemiddelden. De maximale helderheid van de ster varieert soms enorm, zoals de bijgevoegde tekening laat zien. De helderheid tijdens het maximum van 1596 moet dus behoorlijk geweest zijn, en in 1779 rapporteerde William Herschel dat Mira Aldebaran (magnitude 0,9) bijna evenaarde ! Mira-waarnemingen sinds 1920 door leden van de American Association of Variable Star Observers (AAVSO) geven maxima-waarden variërend van 2,4 tot 4,9. Het minimum is iets stabieler: variërend van 8,4 tot 9,7 volgens de AAVSO-gegevens.

Ook de periode is veranderlijk; maxima kunnen soms drie weken voor of na het voorspelde maximum. Pogingen om te schatten hoe helder Mira zal worden, leverden meestal weinig op. De maximale helderheid is onvoorspelbaar variabel.

Natuurlijk werden ook pogingen ondernomen om het veranderlijke karakter van Mira te verklaren. Zo werd er gesuggereerd dat Mira een vrij uniforme ster was, met één bijzonder heldere vlek, die door de rotatie soms naar de Aarde toe gericht werd. Anderen veronderstelden een analogie met de elfjarige zonnevlekkencyclus, of beweerden dat de verduisteringen te wijten waren aan de periodieke bedekkingen door een nog niet geziene begeleider.

The juiste verklaring werd uiteindelijk in 1926 door Sir Arthur Eddington geleverd: Mira was een enorme pulserende rode reus. Rode reuzen zijn sterren die in de laatste fase van hun leven gekomen zijn, en instabiel worden. De stralingsdruk, die de ster laat expanderen, en de aantrekkingskracht, die de ster wil doen ineenstorten, houden elkaar bij gewone sterren stabiel in evenwicht. Maar in het geval van Mira krijgen beide krachten afwisselend de bovenhand, zodat de ster inkrimpt en uitzet. Dit heeft natuurlijk helderheids-veranderingen tot gevolg.

Mira bleef een unieke ster, tot in 1686 een tweede Mira-type veranderlijke werd gevonden: Chi Cygni. Tegenwoordig zijn ongeveer 6000 Mira-veranderlijke sterren bekend. De meeste daarvan zijn enkelvoudige sterren. Maar Mira zelf, het type-voorbeeld, is een dubbelster. Ze wordt omcirkeld door een ster van 10de magnitude, een hete dwerg die VZ Ceti genoemd wordt en die slechts een fractie van een boogseconde van Mira af staat. De begeleider werd voor het eerst gezien door Robert G. Aitken in 1923. Aitken gebruikte de 36-inch Lick-lenzenkijker van Mount Wilson.

Tijdens haar maximum vertoont het spectrum van Mira verschillende heldere waterstoflijnen. Die zijn afkomstig van de opgezwollen atmosfeer van de rode reus, die tot spectraalklasse M6 behoort. Op het moment van het maximum bedraagt de oppervlaktetemperatuur "slechts" 2500°. Het spectrum verraad ook de aanwezigheid van titaniumoxide. Als Mira zwakker wordt, verkleurt de ster naar een dieper rood. De temperatuur daalt tot 1900° en het spectrum verschuift naar M9. De massa van Mira is ongeveer even groot als die van de zon, maar de diameter is onzeker. Vast staat dat de ster honderden keren groter is dan de zon. Met behulp van spikkelinterferometrie heeft men de schijnbare diameter van de ster kunnen meten. Maar om dit om te zetten naar een reële diameter, moet de afstand gekend zijn. Een ster die 200 keer zo groot is als de zon, en die op 100 lichtjaar afstand staat, heeft een zelfde schijnbare diameter als een ster die 1200 keer zo groot is als de zon en die 600 lichtjaar ver staat. Hoe groot en hoe ver Mira dus precies is, staat nog niet vast. Haar afmetingen moeten in elk geval tussen de hiervoor vermelde waarden liggen.

Om het nog moeilijker te maken, hebben de beelden die door spikkelinterferometrie verkregen zijn, aangetoond dat de ster ovaal van vorm is. Eén as is ongeveer 20 procent langer dan de andere as. De oorzaak van dit verschijnsel is ook nog niet gevonden.

De begeleider zelf is ook veranderlijk: haar helderheid varieert tussen 9,5 en 12. De periode ervan is langer dan die van Mira zelf: vermoedelijk zo'n 13 jaar. Nochtans zijn kortperiodieke opflakkeringen waargenomen, die slechts enkele uren of zelfs maar minuten duurden. Die korte opflakkeringen van de begeleider zijn te wijten aan plotse, eruptieve uitbarstingen. De kleine ster is waarschijnlijk een witte dwerg met een accretieschijf: materiaal dat van de onstabiele rode reus wordt weggeblazen, valt spiraalsgewijs op de compactere witte begeleider. De baan van de witte dwerg is nog onzeker, maar de omloop duurt ongeveer 400 jaar.

Mira blijft dus een bijzonder interessant geval. Op dit moment, februari 1997, is de ster weer naar een maximum aan het groeien. Op 20 januari was reeds een helderheid van 2,8 waargenomen, helderder dus dan een gemiddeld maximum. Het echte maximum is pas voor 15 februari, tenzij de ster natuurlijk weer enkele weken voor tijd is. Indien Mira zich toch aan het schema houdt, heeft ze nog enkele weken om nog te groeien. Het huidige maximum zou dan wel eens één van de helderste maxima van deze eeuw kunnen worden. Bij dit schrijven, is het maximum jammer genoeg al gepasseerd. Maar geen nood: Mira blijft nog wel enkele weken helder aan de hemel. Kans genoeg om een heel wonderlijk sterretje waar te nemen.

Zoekkaart met referentiesterren


Om verwarring te voorkomen zijn de helderheden van de sterren uitgedrukt zonder de decimalen: dus m61 betekent: magnitude 6.1.