La invisible cua de l’estel Mira

Astronomia: Aquest estel de la constel·lació de la Balena es va guanyar el nom de Mira o Mira Ceti (la meravella de la Balena) arran de la publicació, el 1662, de Historiola Mirae Stellae de Johannes Hevelius (1611-87). L'estel es comportava com cap altre estel conegut. La major part del temps era massa poc brillant com per veure'l a ull nu, però cada onze mesos atenyia una magnitud considerable (fins a 2.0). Amb el temps hom ha aclarit el fenomen i ha enunciat una tipologia d'estels, "els estels variables 'Mira Ceti'", pròpia d'alguns estels de massa moderada i que es troben en les darreres fases de la seva evolució com a estels de fusió. Hom ha sabut també que aquests estels no són tan rars com abans es pensava i que, en les seves successives 'explosions', alliberen material a l'espai interestel·lar. Aquest material, ric en elements de pes atòmic superior al de l'heli (carboni, oxigen, ferro, etc.), servirà de base per la formació ulterior de nous sistemes estel·lars i planetaris. L'observació de Mira en l'espectre ultraviolat ha aprofundit el coneixement de les interaccions entre l'estel i el medi interestel·lar. Recentment, un grup d'astrònoms coordinat per Christopher Martin, del Caltech, ha analitzat més detingudament les imatges ultraviolades. Han posat de manifest les dimensions de la cua de material ejectada per l'estel. L'estudi d'aquest material els ha permès reconstruir en un article publicat a la revista Nature els darrers 30.000 anys d'aquest fascinant estel.[@more@]

És un bòlid? És un cometa? No, és l'estel Mira vist a l'ultraviolat. La cua consisteix en material estel·lar. Amb una llargada de 13 anys-llum, la cua conté material desprès de l'estel en els darrers 30.000 anys.

Un estel meravellós

En el seu cicle de 332 dies, Mira passa d'una magnitud aparent mínima de 8.6-10.1 a una de 4.9-2.0. En el primer cas és invisible a ull nu, i en el segon esdevé un estel més o menys visible, arribant en el millor dels casos a ésser l'estel més lluent de tota la constel·lació de la Balena. Uns canvis d'aquesta mena passaren desapercebuts als millors astrònoms d'Occident. Ni Ptolomeu (90-168), ni al-Sufi (903-986), ni Ulugh Beg (1394-1449), ni Tycho Brahe (1546-1601) en diuen ni ase ni bèstia en els seus catàlegs. És cert que tots ells, i sobretot Ptolomeu, s'ocupen més de les constel·lacions que no dels estels individuals, però també és cert que al-Sufi i els seus epígons s'ocupen de catalogar un per un els estels més brillants i de donar-los nom, i el mateix Brahe va fer un estudi interessantíssima de la supernova del 1572. Hom ha volgut interpretar un passatge de l'hiparquià 'Comentari a Aratos' com una referència a un pic de lluminositat de Mira escaigut l'any 134 a.C. Del mateix any hi ha una referència plausible en els registres astronòmics xinesos, i també hi hauria indicacions de pics similars dels anys 1070 i 1596.

En tot cas les referències xineses i coreanes són poc explícites. Per això l'honor de la descripció inicial d'aquest estel recau merescudament en David Fabricius (1564-1617). El pastor luterà d'origen frisó tenia en l'astronomia la seva màxima afició i, el 1598, fou dels primers (sinó el primer) en emprar el telescopi per fer recerques astronòmiques, descobrint així les taques solars i la rotació del Sol. En tot cas, el 1596, Fabricius treballava sense telescopi sobre l'òrbita de Mercuri. A finals de juliol i principis d'agost del 1596 hi havia una ocasió molt bona per observar Mercuri en el cel vespertí, en les primeres hores de la nit, tot just quan el Sol ja era sota l'horitzó i a Mercuri encara li quedava un curt espai per seguir-lo. Els cels relativament clars d'estiu feien aprofitables la majoria dels vespres. Calia, és clar, referenciar el moviment de Mercuri, de vespre en vespre, a uns punts fixos, els estels. Fabricius treballava amb catàlegs però trobava convenient completar-los amb la mesura de les posicions del nombre més gran possible d'estels. Així va triar un estel de tercera magnitud, situat a la base de la 'cua de la Balena' (o al coll, segons es miri i s'imagini el monstre que es volia cruspir Andromeda), i que no apareixia en els catàlegs. El 21 d'agost, l'estel havia augmentat netament la seva lluminositat, entrant en la segona magnitud. Amb Mercuri ja pràcticament invisible per la proximitat angular al Sol, Fabricius realitzà diverses observacions de l'estel, anotant-ne la caiguda en lluminositat i la pràctica desaparició el mes d'octubre. Pensà que era davant del fenomen ja conegut i descrit de les noves. El cas és que el 16 de febrer del 1609 va tornar a observar el mateix estel. No podia ésser, d'acord amb les definicions del moment, una nova.

Fou Johann Holwarda qui va determinar el període de reaparicions/desaparicions de l'estel en uns 11 mesos. El 1662, Johannes Hevelius publicà el seu opuscle sobre l'estel, arran del qual li quedà el nom de 'Mira Ceti', la meravella de la Balena. Es fixà llavors la identificació de 'Mira Ceti' amb l'estel catalogat com a Omicron Ceti (lletra de Bayer, 1603), i que després seria també catalogat com a 68 Ceti (número de Flamsteed, 1712). Per la mateixa època, Ismaël Boulliau (1605-91) aclarí que el període de Mira era força exacte, de 332-3 dies,

width=400

Fotocomposició d'ultraviolat de la cua de l'estel Mira. Les imatges individuals foren obtingudes entre el 18 de novembre i el 15 de desembre del 2006 pel Galaxy Evolution Explorer de la NASA

Els estels variables Mira

El cicle de Boulliau no és l'únic cicle de variació de la lluminositat de Mira. El màxim de lluminositat en el cicle pot oscil·lar entre valors de 2.0 (propers a l'observació del 1596) a 4.9: en el segon cas, sense telescopi, aquest màxim passaria desapercebut. El mínim de lluminositat sempre queda fora de l'abast de l'ull nu, però igualment oscil·la entre magnituds aparents de 8.6 i 10.1. L'amplitud del cicle podria arribar a un augment de lluminositat, doncs, de 1700 vegades. Això val, és clar, per la llum visible. La radiació infraroja, que constitueix la major part de les emissions d'aquest estel, no varia pas tant: és sis vegades superior en el màxim respecte del mínim.

A diferència dels telescopis d'ultraviolat, els telescopis de l'espectre visible i d'infraroig, com el Hubble, no poden detectar la cua de l'estel Mira. La imatge en qüestió, presa el 6 d'agost del 1997, ens mostra com els cicles d'expansió i contracció de l'estel li donen una forma oblonga.

Mira Ceti constitueix l'estel tipus dels anomenats 'variables Mira'. En total s'han descrit 6.000 estels d'aquesta classe. Són estels gegants vermells. Els períodes d'oscil·lació van dels 80 dies als 1000 dies, però són constants per cada estel individual.

Variació de la lluminositat de Mira Ceti entre el maig del 2003 i el febrer del 2007, segons el Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e.V. Veiem quatre cicles de variació, cadascun d'uns 332 dies. La fase d'augment dura uns 100 dies, mentre que la fase de decreixement es perllonga en 200 dies.

La distància de Mira Ceti a la Terra s'avalua en 417 anys-llum. Té una massa similar a la del Sol (2,4·1030 kg), si bé amb un radi estel·lar 400 vegades més gran (2,78·1011 m, més que la distància del Sol a Mart). La lluminositat mitjana és 8.400 vegades més gran que la del Sol.

El sistema de Mira Ceti compta amb un estel satèl·lit. Es tracta de Mira B o VZ Ceti, situat a 1·1013 m de Mira Ceti. Recentment s'ha descobert que Mira B, un estel de seqüència principal de tipus espectral K i de 0,7 masses solars, compta amb un disc protoplanetari. Amb les tècniques actuals no s'ha pogut confirmar l'existència de cap planeta, ni al voltant de Mira Ceti ni de VZ Ceti. Val a dir que tant Larry Niven com els guionistes de Star Trek han imaginat planetes i colònies en aquest sistema tan pintoresc.

Com funcionen els variables Mira. Hom pensa que els cicles de lluminositat es corresponen a cicles d'expansió i contracció de l'estel (variació del radi estel·lar) i de la temperatura superficial. El 75% dels estels mostren una forma oblonga (el cas de Mira Ceti mateix).

Trenta mil anys d'evolució estel·lar en una cua de tretze anys-llum de llargada

L'observació en l'espectre ultraviolat de Mira Ceti per part del telescopi orbital Galaxy Evolution Explorer (Galex) ha evidenciat l'existència d'una cua de material ejectat des de Mira Ceti.

El material estel·lar, en forma de plasma o de gas, és expel·lit per l'estel a una velocitat mitjana de 130 km/s. Aquesta velocitat, és clar, varia d'acord amb el cicle de 332 dies. També deu ser diferent la velocitat i intensitat d'expulsió segons la regió de la superfície de Mira. En tot cas, si assumim un valor mitjà, podem fer un càlcul senzill. Com que la cua, segons les imatges del Galex fa una longitud en 13 anys-llum (=1.2·1017 m), amb la dada de 130 km/s de formació de la cua, en resulta una antiguitat de 30.000 anys per les regions més allunyades. De la mateixa forma que una sèrie estratigràfica d'una formació sedimentària de la Terra, la cua de Mira Ceti informa de la història dels darrers 30.000 anys d'aquest estel.

El material de la cua és vent estel·lar, anàleg al vent solar que emet el nostre Sol. La composició elemental és, però, més rica, ja que les reaccions termonuclears d'un gegant vermell són més versàtils que les d'un nan groc. La riquesa metàl·lica (i.e. en elements diferents, i més pesants, que l'hidrogen i l'heli) de la cua de Mira Ceti pot alimentar la formació de futurs sistemes estel·lars amb una probabilitat més alta de generar planetes i planetes rocallosos en concret.

Quina és la causa de la formació i direccionalitat de la cua? Segons els astrònoms la causa cal cercar-la en l'alta velocitat relativa del sistema Mira Ceti respecte de l'espai interestel·lar circundant. La lluminositat (infraroja i ultraviolada) de la cua resulta del xoc entre les partícules de gas i de pols estel·lar amb les partícules (fonamentalment hidrogen molecular) de l'espai interestel·lar. Un arc similar, però molt més modest, ha de ser detectable en les regions externes del nostre sistema solar. Val a dir, que la velocitat relativa del Sol és molt més petita que la de Mira Ceti, i el contacte entre el vent solar i el vent interestel·lar és menys turbulent.

Per Martin et al. som davant d'un "excel·lent laboratori per estudiar les interaccions turbulentes entre el vent estel·lar i l'espai interestel·lar". A banda d'això, les dades obtingudes resseguiran l'evolució de Mira Ceti en els darrers milennis i les seves oscil·lacions. D'això s'inferirà la importància d'aquest tipus d'estels en la formació i qualitat dels sistemes estel·lars que es formen ulteriorment en la seva galàxia. O dit d'una altra manera, el cicle de formació i reciclatge d'elements pesats en l'espai intragal·làctic.

El telescopi Galex ha fet en l'estudi de Mira Ceti al seu nom. Eina d'estudi de l'evolució galàctica, la qüestió de la distribució dels elements pesants generats per estels en les seves darreres fases de fusió nuclear és vital per entendre la formació de planetes, rics en carboni, oxigen, ferro, silici, etc.

Lligams:

A turbulent wake as a tracer of 30,000 years of Mira's mass loss history. D. Christopher Martin, Mark Seibert, James D. Neill, David Schiminovich, Karl Forster, R. Michael Rich, Barry Y. Welsh, Barry F. Madore, Jonathan M. Wheatley, Patrick Morrissey & Tom A. Barlow. Nature 448, 780-783 (16 August 2007) | doi:10.1038/nature06003; Received 30 March 2007; Accepted 11 June 2007.

A star with a tail. Tom Geller. Nature News. doi:10.1038/news070813-5.

Speeding bullet star leaves enormous streak across sky, notícies de Galex.

Aquesta entrada ha esta publicada en General. Afegeix a les adreces d'interès l'enllaç permanent.

Deixa un comentari

L'adreça electrònica no es publicarà. Els camps necessaris estan marcats amb *

Aquest lloc utilitza Akismet per reduir el correu brossa. Aprendre com la informació del vostre comentari és processada