Osserva Mira! Di John E. Isles Tratto da Sky & Telescope, febbraio 1996 (Edizione italiana a cura di Mario Farina)

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La più luminosa, meglio conosciuta e probabilmente vicina delle stelle rosse variabili è Mira, nota anche come omicron Ceti. Un paio di binocoli, o forse anche senza l'aiuto di alcuno strumento, sono tutto quello che serve per seguire l'aumento e la diminuzione della sua luminosità. Ed il 1996 è l'anno del 400° anniversario della sua scoperta ufficiale.

Mira si trova in una regione buia a circa 10° a sud-ovest della testa della Balena ed a 30° a sud-ovest delle Pleiadi e delle Iadi. La cartina che segue indica la sua esatta posizione e le magnitudini delle stelle di confronto per valutare i cambiamenti di luminostà della variabile.

(11K gif) Mira è facile da osservare con un binocolo e, a volte, anche ad occhio nudo. Si trova a 10° a sud-ovest della testa della Balena a 2h 19.3m di ascensione retta e -2° 59' di declinazione (coordinate 2.000). La precisione delle magnitudini delle stelle di riferimento, cortesia dell'American Association of Variable Star Observers, sono approssimate al decimale più vicino, la virgola è stata omessa per evitare confusione con le stelle più deboli.

E' possibile che quella di Fabricius non fu la prima osservazione riportata di Mira. Appena un anno prima, il 28 novembre 1592, astronomi coreani e cinesi notarono una stella "particolare" nella Balena che rimase visibile per 15 mesi (ma presumibilmente non per tutto questo periodo). Questo avrebbe permesso l'osservazione dei massimi di Mira per tre o quattro cicli prima della scoperta di Fabricius.

Discepolo di Tycho Brahe, Fabricius ritenne che la sua stella fosse una nova come quella scoperta da Brahe nel 1672 in Cassiopea (oggi classificata come supernova). Forse per questo motivo, mancò di osservare il ritorno del massimo di Mira ma il ritorno di una nova non era certo previsto! E così fino al 1609, quando osservò una nuova apparizione della stella.

Fabricius in seguito divenne un pioniere dell'uso del telescopio, inventato solo un decennio prima della scoperta di Mira. Utilizzò il nuovo strumento in particolar modo per le osservazioni del Sole ed il figlio Johann scoprì diverse macchie solari. Fabricius avrebbe potuto meritare un posto di rilievo nella storia dell'astronomia se solo avesse vissuto più a lungo, nel 1617 venne ucciso da un fedele della chiesa di cui era ministro. Secondo la leggenda, aveva appena annunciato dal pulpito di essere a conoscenza di chi gli aveva rubato una delle sue oche!

Nel frattempo, nel 1603, Johann Bayer inserì Mira nel suo atlante stellare Uranometria come una normale stella di 4° magnitudine denominandola omicron Ceti. Un altro astronomo olandese, John Phocylides Holwarda, nel dicembre 1938-39, osservò la stella aumentare nuovamente di luminosità, giungendo alla conclusione che il fenomeno era destinato probabilmente a ripetersi. La stella non fu più ignorata e dal 1638, ogni massimo è stato, almeno in parte, osservato. Alcuni picchi sono necessariamente tralasciati, da aprile a metà giugno infatti, la stella è troppo vicina al Sole per essere osservata.

Ismael Boulliau (1605-94) nel 1667 rivela la periodicità di Mira stimata in 333 giorni, un valore molto prossimo a quello accettato attualmente di 331, 96, come risulta dal General Catalogue of Variable Stars. Johannes Hewelcke (meglio conosciuto con il nome latinizzato di Hevelius) inizia le osservazioni regolari di Mira nel 1648 e nel 1662 pubblica uno studio intitolato Historiola Mirae Stellae, "Breve storia della stella meravigliosa", da qui è l'origine del nome popolare della stella, nonostante sembra sia stato Fabricius il primo a chiamarla Mira, "La meravigliosa".

Generalmente la magnitudine media di Mira è compresa tra 9,3 e 3,4. Durante alcuni cicli raggiunge la 2° magnitudine visuale, in altri raggiunge a malapena la 5°. Il massimo rilevato da Fabricius sembra però non essersi mai più ripetuto. La magnitudine massima fu raggiunta nel 1779, quando William Herschel rilevò che Mira "superava alfa Arietis così tanto da rivaleggiare con Aldebaran (di magnitudine 0,9) e così fu per tutto il mese". I massimi raggiunti dal 1920, osservati dai soci dell'American Association of Variable Star Observers (AAVSO) hanno spaziato dalla 2,4 alla 4,9. I minimi sono più stabili, variando secondo l'AAVSO, tra la 8,4 e la 9, 7. Anche il periodo è variabile, il massimo può arrivare anche con tre settimane di anticipo o di ritardo rispetto a quanto previsto.

Queste irregolarità non sono completamente casuali. Le luminostità massime e minime tendono ad alternarsi ma questa propensione è debole e non ha un alto valore previsionale. Come fu nel 1992, quando raggiunse la magnitudine 2,4, cui seguì non dal massimo indebolimento bensì da una luminosità media.

I tentativi di spiegare la natura di Mira, iniziarono nel momento in cui fu scoperta la sua natura periodica. Boulliau riteneva che la stella fosse un globo in rotazione abbastanza uniforma con l'eccezione di una parte estremamente luminosa. Pierre de Maupertuis (1698-1759) ipotizzò che fosse un oggetto piatto, simile ad una pietra miliare o agli anelli di Saturno, visibile con orientazioni diverse in momenti diversi. Edward Pigott (1753-1825) pensò che la stella fosse eclissata periodicamente da un satellite opaco alla luce. Rudolf Wolf (1816-93) propose un'analogia con il ciclo delle macchie solari. Buona parte di queste prime ipotesi risultarono essere corrette per spiegare le proprietà di altre classi di variabili, ma non per Mira.

Furono fatte anche delle ipotesi bizzarre. Nel 1865 Ernst Klinkerfues pensò che satelliti in orbite molto eccentriche intorno alla stella, al raggiungimento del periastro inducessero delle maree immani nella stella. Nel 1889, Sir Norman Lockyer per qualche strano motivo ritenne che le stelle come Mira fossero delle stelle doppie allo stato primordiale a causa delle collisioni di sciami meteorici.

La corretta spiegazione fu fornita alla fine da Sir Arthur Eddington che nel 1926 dimostrò che le stelle come Mira sono stelle pulsanti assimilabili alle variabili Cefeidi, con periodi molto lunghi a causa delle dimensioni estese e della bassa gravità superficiale.

Mira rimase un esempio unico fino al 1686, quando fu trovata una seconda variabile di quel tipo: chi Cygni. I cataloghi odierni elencano circa 6.000 variabili tipo Mira, molte delle quali stelle singole. Mira invece, è una doppia. Ha una compagna di decima magnitudine, una calda nana denominata VZ Ceti ad una frazione di secondo d'arco di distanza. La compagna fu osservata per la prima volta nel 1923 da Robert G. Aitken utilizzando il rifrattore Lick di 90 cm ma cinque anni prima Alfred H. Joy a Mount Wilson ne aveva già rilevato la presenza nello spettro di Mira.

Durante il massimo, nello spettro di Mira si rileva la presenza di diverse linee in emissione dell'idrogeno. Hanno origine nell'atmosfera rigonfia della stella primaria, una gigante rossa di classe spettrale M6 con una temperatura superficiale, in questa fase, di 2.500° Kelvin. Nello spettro sono presenti anche forti linee di assorbimento dell'ossido di titanio che possono essere osservate, oltre alle linee di emissione, con un semplice spettroscopio artigianale ed un telescopio di piccole dimensioni quando Mira è al massimo.

Quando la luminosità dell'astro diminuisce, il suo colore si fa rosso cupo e la sua temperatura superficiale scende 1.900° K. La classe spettrale diventa la M9. Le forti linee di emissione scemano ma al minimo ne compaiono di nuove. Joy suppose giustamente che quest'ultime erano originate nella calda e debole compagna. La magnitudine della compagna stessa varia tra 9,5 e 12 in un periodo di circa 13 anni ma sono state osservate anche delle rapide variazioni nell'ordine di ore o minuti e tra gli altri rari flares. Questa stella potrebbe essere una nana bianca circondata da un disco di accrezione formato da materia proveniente dal vento stellare della primaria. Mira potrebbe essere annoverata tra quelle che vengono definite stelle simbiotiche, con la singolare proprietà che la componente calda è sufficientemente lontana da poter essere separata. L'orbita è incerta, la soluzione proposta da Paul Baize nel 1980 da un periodo di 400 anni e la separazione è prevista in diminuzione da 0,4" del 1980 a 0,1" del 2.000 ma osservazioni recenti indicano che l'avvicinamento non sarà così rapido.

Mira può essere risolta con strumento amatoriali ? Occorrerebbe un telescopio di ottima qualità di almeno 50 cm, per non parlare della qualità del seeing. Il momento migliore sarebbe durante il minimo ed un filtro blu potrebbe essere d'aiuto. Mira B non dev essere confusa con due compagne ottiche che appaiono nello stesso campo visuale.

Le stelle come Mira sono giganti di massa simile al Sole che attraversano una fase di instabilità dovuta alla loro età, presto espelleranno gli strati esterni per mettere a nudo la nana bianca che rimmarra al posto del nucleo. Stime recenti indicano tra 100 e 600 la distanza in anni luce di Mira ed il suo diametro angolare di 0.06" (S&T: gennaio 1992, pagina 29) è stato misurato per la prima volta da Francis G. Pease a Mount Wilson con le tecniche di interferometria e da allora in diverse altre occasioni.A seconda della distanza cui poniamo Mira, il suo diametro è stimabile tre 200 e 1.200 volte quello del Sole, sufficientemente grande da comprendere l'orbita terrestre e forse anche quella di Giove. Con il telescopio Keck di 4 m e l'uso di particolari tecniche di interferometria si è scoperto che Mira attualmente ha una forma allungata, un fenomento particolare su cui si sta ancora indagando (S&T: febbraio 1992, pagina 130).

Le irregolarità delle variazioni di Mira risultano evidenti nelle curve di luce dell'AAVSO, basate sulle stime di oltre 17.000 osservazioni di astronomi non professionisti, in un'arco di tempo di oltre 20 anni. Poche stelle sono state seguite con tanta precisione! Le irregolarità possono essere dovute a quella che i fisici chiamano oscillazione caotica. Calcoli statistici che portano a queste conclusioni richiedono una mole di dati da elaborare notevole, come quella raccolta dall'AVVSO. Le registrazioni amatoriali delle variazioni della luminosità di Mira sono d'aiuto alle ricerche degli astronomi professionisti nell'interpretazione delle loro osservazioni delle variabili tipo Mira.

Osservatore di variabili dal 1963, John Isles è stato direttore della British Astronomical Association Variable Star Section per 10 anni e fa parte attualmente del consiglio direttivo dell'AVVSO.