Mira Ceti
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Mira Ceti in un'immagine dell'HST: a destra
nel visibile e a sinistra nell'ultravioletto.
Questa celebre stella fu osservata dall'ecclesiastico olandese e seguace di Ticone, nonché amico e corrispondente di Keplero, Davide Fabricius la notte del 13 agosto 1596, senza tuttavia pensare a una sua presunta variabilità; Fabricius, anzi, spiegò il fenomeno pensando che Omicron Ceti altro non fosse che una nova, analoga, anche se di gran lunga meno luminosa, a quella apparsa nel 1572 in Cassiopea. Ebbe l'occasione di rivedere questa stella solamente 13 anni dopo, vale a dire ne1 1609, ma nonostante ciò non riuscì ad avvertire una ricorrenza periodica del fenomeno.
Una sorte analoga era toccata alcuni anni dopo al Bayer quando nella sua Uranometria, pubblicata nel 1693, la classificò come stella di 4ª grandezza assegnandole il nome della lettera greca con la quale è oggi conosciuta. Bisogna arrivare al 1638 perché le variazioni di luminosità venissero individuate, osservate e regolarmente registrate sino ai giorni nostri, grazie al lavoro di un altro olandese, J. P. Holwarda, cui va il merito ufficiale della scoperta. Nel 1667 Ismael Bolliau, tuttavia, annunciò che Mira diventava visibile a occhio nudo ogni 333 giorni circa; si trattava di una stima molto precisa rispetto al valore oggi accertato, tanto più accurato se teniamo conto del fatto che il periodo di Mira è soggetto a piccole fluttuazioni tra un ciclo e il successivo.
Parlando del Cetus dicevamo che la stella più brillante della costellazione è la Beta; ebbene, ciò non è sempre rigorosamente vero. Quand'è al suo massimo, mediamente attorno alla 3ª grandezza in un ciclo medio di 332 giorni, Mira può talvolta giungere alla magnitudo 1,7 superando, quindi, in luminosità tutte le altre. Per la maggior parte del periodo si mantiene, però, al di sotto della soglia di visibilità a occhio nudo e per seguirla nel corso di un intero ciclo, escluso ovviamente il periodo in cui è prossima alla congiunzione eliaca, è necessario un piccolo telescopio o un binocolo di una certa potenza, come un 20×80).
Che si trovi al massimo o al minimo di splendore, quando osserviamo Mira ricordiamoci che stiamo guardando un astro molto vecchio che ha probabilmente visto la nascita del nostro Sistema Solare, ma soprattutto un oggetto enorme; le dimensioni, per la verità, non sono note con precisione, perché incerta è la distanza della stella, il cui range dei valori stimati varia tra i 100 e i 600 anni luce. Dal momento che si è potuto determinare il diametro apparente mediante sistemi interferometrici — ed è, anzi, la prima stella per la quale si siano tentate misure di questo tipo — e che questo è risultato di 0",06, il raggio effettivo di Mira spazierebbe da un minimo di 0,9 a un massimo di 5,5 unità astronomiche. Nella prima ipotesi, immaginandola al posto del Sole, si estenderebbe sin quasi al nostro pianeta; nella seconda arriverebbe addirittura a inglobare l'orbita di Giove!
Ma che modo varia di splendore Omicron Ceti? Possono rivelarsi divertenti alcune speculazioni che erano state fatte sino alla prima metà del secolo scorso per tentar di spiegare un comportamento che appariva così insolito: poteva Mira essere una stella in lenta rotazione di un colore scuro che presentava una zona particolarmente brillante? O possedeva forse una forma allungata e appiattita sì da mostrarsi in diverse orientazioni — e quindi con diversa luminosità — a seconda di quando veniva osservata? E perché non supporre che una sorta di grosso satellite opaco eclissasse periodicamente l'astro principale? Soltanto nel 1926 Eddington riuscì a dimostrare che queste stelle pulsano come le cefeidi, ma con periodi enormemente più lunghi a causa delle loro notevoli dimensioni e, conseguentemente, della loro bassissima gravità superficiale. Si pensi, infatti, che una stella come Mira possiede una massa poco maggiore di quella del Sole, ma diluita in un volume di spazio che è centinaia di milioni di volte superiore; se, cioè, un metro cubo di materia solare portato sulla Terra peserebbe 14 quintali (la densità media del Sole è infatti poco superiore a quella dell'acqua) il peso dello stesso metro cubo di materiale rarefatto di una mireide sarebbe di 5 milligrammi! Tutto ciò, naturalmente, quando si trova alla massima espansione, ma anche durante il periodo di permanenza al minimo, quand'è più fredda e di un color rosso più cupo, la sua densità rimane comunque nettamente inferiore a quella dell'aria che respiriamo.
Mira Ceti è anche una stella doppia, perché possiede un piccolo compagno caldissimo — una nana bianca o blu — che le orbita a una distanza di un centinaio di unità astronomiche; in realtà la compagna è massiva grosso modo come la principale, per cui si deve, più propriamente, parlare di rotazione attorno al baricentro del sistema che avviene in un periodo di 260 anni. Il sospetto della duplicità di Mira risale al 1918 quando l'astronomo americano A. H. Joy aveva notato alcune anomalie nello spettro di Mira, quando questa era al minimo di luce, e le aveva correttamente attribuite alla presenza di una stellina ravvicinata. Anche quest'ultima, oggi conosciuta con la sigla VZ Ceti, è variabile, ma con un periodo attorno ai 13 anni (!) durante il quale muta il proprio splendore dalla magnitudo 9.5 alla 12. È un astro tuttavia molto difficile da scorgere visualmente; l'impresa riuscì per la prima volta nel 1923 a R. G. Aitken col rifrattore da 90 cm dell'osservatorio di Lick quando Mira era al minimo: la separazione angolare era risultata di 0.9''.

Curva di luce di Mira Ceti dal dicembre 1974 al luglio 1995: si noti la forte irregolarità nei massimi di luce.

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Da Nuovo Orione, "Stelle e Profondo Cielo" (Dicembre 1996)

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