W c z e śn ie jsze prace pośw ięcone k i n e m a t y c e ( M e r r i l l 1941, M e r r i l l i Wi l s o n 1942) oraz ro zm ie sz c ze n iu ( K u k a r k i n 1949) gwiazd typu Mira pokazały,
Gwiazdy zmienne długookresowe 209
że zmienne o różsych okresach posiadają cechy typowe dla różnych podsyste mów. Miry o najdłuższych okresach tworzą podsystem płaski i posiadają cechy kinematyczne podobne do obiektów populacji I; zmienne o okresach w przedziale 150—200 dni przypominają zarówno rozmieszczeniem, jak i kinematyką obiekty populacji II. Oprócz tej wyraźnej zależności od okresu istn ie ją i inne dane świadczące o tym, że w obrębie każdego przedziału okresów mamy do czynienia z m ieszaniną gwiazd należących do różnych podsystemów. Jak dotąd jednak wszelkie dyskusje ograniczają się do podziału tylko wg okresów — brak bowiem wyraźnych kryteriów populacyjnych.
Najnowsze dane odnośnie do rozmieszczenia gwiazd typu Mira póchodzą z pracy I k a u n i e k s a (1963). Je ś li chodzi o rozmieszczenie w kierunku R, to dane I k a u n i e k s a nie s ą zbyt pewne, głównie ze względu na efekty se le k cji, absorpcji międzygwiazdowej itp. Znacznie dokładniejsze s ą dane o roz mieszczeniu w kierunku osi z. Przyjmując, że rozmieszczenie daje się opi sywać wzorem
D (z) = D (o) exp ( — Iz I/(3), (1)
Ikaunieks wyznaczył dla poszczególnych okresów wartości parametru (i; poda jemy je tutaj w tab. 3,
W dziedzinie kinematyki lata ostatnie przyniosły wyraźny postęp, je śli chodzi o ilość danych obserwacyjnych. Najwartościowsze s ą tu, oczywiście, prędkości radialne. Dane M e r r i l l a (1941) dla jasnych gwiazd ("*p ł < 10 mag.) półkuli północnej uzupełnione zostały analogicznym materiałem dla półkuli południowej przez F e a s t a (I963a). Na półkuli północnej wyznaczono pręd kości radialne dla ponad. 250 słabych (mpg =- 10—15 mag.), a zatem odległych Mir ( S ma k i P r e s t o n 1965). W sumie dysponujemy w tej chwili ponad 600 gwiazdami tego typu o znanych prędkościach radialnych. Wyznaczone w oparciu o ten materiał najważniejsze parametry kinematyczne zawarte s ą w tab. 3.
Kot i est prędkością rotacji galaktycznej w sąsiedztwie Słońca, A — stałą
Oorta; ostatnie kolumny podają dyspersje prędkości (elipsoidy prędkości). Charakter rotacji galaktycznej gwiazd typu Mira o różnych okresach pokazuje rys. 3, na którym kątowe prędkości rotacji naniesione s ą jako funkcja odle głości od środka Galaktyki ( S ma k i P r e s t o n 1965).
Przedstawione powyżej dane wymagają komentarzy. Po pierwsze: uwagę zwraca grupa o najkrótszych okresach ( < 140—150 dni). Zarówno rozmieszcze nie, parametry kinematyczne, jak i jasności absolutne (patrz R ozdział III) gwiazd tej grupy przypominają odpowiednie charakterystyki dla grupy o okre sach 300—350 dni. W związku z tym F e a s t (1963a) wysunął hipotezę, że mamy tu do czynienia z gwiazdami pulsującymi w pierwszym obertonie. Po drugie: zauważmy, że prędkość rotacji dla grupy o okresach 140—240 dni maleje w miarę oddalania się od płaszczyzny Galaktyki; podobną sytuację obserwuje się i dla
T a b e l a 3
K oiicen tracja względem p łaszczyzn y G alaktyki i parametry kinem atyczne gw iazd typu Mira
Grupa P
Ikaunieks (1963) Smak i P resto n (1965) (tylko dla Izl < 1 k pc)
F e a s t (1963) (dla w szystkich z)
P ^rot A
(sta ła Oorta) n cta 0
k az n I 1 < 149 1 228 ± 13
_
22 46 ± 14 30 ± 14 34 ± 18 22 f 914 ± 1 0 0 II 140—2001 J 194 ± 15 +15 ± 6 68 94 ± 24 91 ± 2 8 61 ± 51 41 III 200—250 638 ± 193 196 ± 11 +16 ± 5 94 41 ± 1 6 43 ± 14 50 ± 13 70 IV 250—300 426 ± 33 225 ± 8 +12 ± 5 112 60 ± 10 46 ± 12 26 ± 2 5 73 V 300-350 300 ± 11 230 ± 5 +16 ± 4 127 40 ± 5 28 ± 7 35 ± 8 80 VI 3 5 0 -4 0 0 5 253 ± 36 242 ± 9 +32 ± 8 59 38 ± 6 48 ± 6 21 ± 14 54 VII > 4004 165 ± 22 241 ± 7 +22 ± 8 66 56 ± 8 - — 33 V IIIs 1 4 0 - 240’ - 147 ± 24 ( + 4 ± 10) 53 - 85 ± 17 79 ± 27 37W szystkie dane kinematyczne wg F e a s t a (1963)*
D yspersje prędkości ( F e a s t 1963) dla okresów 150—200 dni* D yspersje prędkości ( F e a s t 1963) dla okresów 350—410 dni* D yspersje prędkości ( F e a s t 1963) dla okresów > 410 dni*
Gwiazdy zmienne długookresowe 211
Rys. 3. Prędkość kątowa rotacji galaktycznej jako funkcja odległości od środka Galakty ki. Trzy części wykresu odpowiadają trzem grupom zmiennych typu Mira o różnych okresach. Krzywe przerywane — to zależności dla cefeid wg Kr a f t a i S c h m i d t a (1963). Krzywe ciągłe — to zależności dla Mir oparte na wartościach co w sąsiedztwie Słońca i wartościach stałych Oor t a. Punkty reprezentują oddzielne grupy wg odległości od środka Galaktyki, dla których wyznaczono wartości V' ot • Wszystkie dane odnoszą się do gwiazd z Iz! < 1 kpc. Puste kółko w górnej części wykresu reprezentuje gwiazdy
212
J . Smakinnych obiektów . Z daniem 'autora w iąże s ię to głów nie z niejednorodnością tej grupy (patrz p on iże j). Po trzecie: wartość s ta łe j A dla grupy 350—400 d n i prze w yższa w sposób zn a c zący m aksym alną m o żliw ą wartość IB k m /s e k A p c (odro- w ia d a ją c ą ruchowi w polu punktu m aterialnego).. Wynik ten sugeruje, że odle* g ło ś c i wyznaczone dla poszczególnych obiektów m u szą być system atycznie błędne — m ianow icie za małe. W rze czyw istości K i n i n a n (1965) i v a n H e r k fl9 6 5 ) podali ostatnio, że katalogowe ja s n o śc i gw iazd zmiennych słabszych od ok. 10 mag. s ą system atycznie błędne o ok. 0 .5 mag; w rzeczyw istości gw iazdy te s ą słabsze n iż to wynika z katalogu. P onie w aż gw iazdy te w chodzą do w yznaczenia stałych Oorta z najw iększym i wagami, przeto sprawa wydaje s ię być w yjaśniona. W konsekw encji w szystkie w artości s ta łe j A w tab. 3 s ą w ięc zaw yżone o ja k ie ś 60%.
Wreszcie przejdźmy do faktów , które ś w ia d c z ą o kinem atycznej niejedno rodności poszczególnych grup, a przynajm niej grupy z okresami 140—240 d ni. Przede w szystkim stosunek osi elip soidy prędkości <j* /cta je s t dla w szystkich grup (z w yjątkiem grupy I) znacznie w iększy, n iż d la innych , , typowych” obiektów . Wartość średnia tego stosunku d la w szystkich Mir wynosi 0.87 ± 0.11 ( F e a s t 1963a). b a rd zie j szc ze g ó ło w ą a n a liz ę wykonano dla gw iazd o okre sach 140-240 dni ( S m a k i P r e s t o n 1965). W ramach teorii elip so id a ln e j ( O o r t 1928) powinny obow iązyw ać następujące za le żn o śc i
1/ ( 2 a2) = c1 + c5 z 2, (2)
1 / ( 2 o * ) = + c 2 R 2 + c& z 2, (3)
F r o t = C 3 R / ( c l + C 2 R 2 + C 5 z 2 ) - ( 4 )
O k a z u je s ię jednak, że obserwowana za le żn o ść Vfot od fi i z może być przedstaw iona za pomocą wzoru (4) tylko wtedy, kiedy przyjmiemy, że ® ^ / ^ = = 0.4, co je s t sprzeczne z obserw acjam i. P ow y ższe fakty można w ytłum aczyć, je ś li przyjmie s ię , że gwiazdy typu Mira tw o rzą cały szereg grup kinem atycz nych, o nakładających się na sie bie funkcjach c zę s to śc i okresów. W takiej sy tu a c ji w obrębie jakieg oś przed ziału okresów wartość 6^ będzie śre dnią w a żo n ą z wartości w ystępujących w obrębie każdej grupy kinem atycznej. War tość o k jednakże będzie zawierać dodatkowo różnice między śre d n ią w artością prędkości rotacji i aktualnym i jej w artościam i w obrębie każdej grupy. W wyniku stosunek o s i ulegnie sztucznem u zw ięk szeniu, tak jak to w łaśnie obserwujemy. Warto dodać, że je ś li pow yższa hipoteza je st poprawna, to obserwowany rozkład prędkości sw oistych pow inien ró żn ić s ię znacznie od elipsoidalnego. Odpo w iedni test wykonany przez F e a s t a (1963a) nie przyniósł jednak pozytywnego rezultatu; prawdopodobnie jednak ilo ść gw iazd w próbie była nie w ystarczająca, by wynik uw ażać było można za przekonyw ający. Zauw ażmy d a le j, że w ramach
Gwiazdy zmienne długookresowe 213
przyjętej hipotezy obserwowane w artości V za le że ć powinny od R i z w spo sób bardziej skom plikowany, n iż to podaje wzór (4).
Z u p ełn ie nowe św iatło na sprawę niejednorodności gw iazd typu Mira rzu c a j ą ostatnie wyniki P r e s t o n a (1965). D la gw iazd o okresach 150—200 dni stw ierdził on istnie nie dwu wyraźnych korelacji: a) między prędkościam i i wai* tościam i A-E (różnicy prędkości w yznaczanych z lin ii absorpcyjnych i emi sy jnych), oraz b) między prędkościami i typami widmowymi (w obrębie danego interwalu okresów). Gw iazdy szybkie w y k a zu ją system atycznie w cześn iejsze typy widmowe i w iększe wartości A-E. D la gwiazd o dłu ższy ch okresach is tn ie je korelacja między typami widmowymi i A-E (przy d a n y m i) , ale brak wyraźnej korelacji z prędkością. Być może na tej drodze szukać należy kryteriów przy n a le żn o śc i do różnych pop u lacji i podsystemów.
5. P R O B L E M Y SPEK T RO SK O PO W E
a) K l a s y f i k a c j a w i d m o w a
O gólne zasady k la s y fik a c ji widmowej olbrzymów typu M zostały niedawno omówione w artykule K e e n a n a (1963). W tym m iejscu zatem ograniczymy się tylko do zagadnień zw iązanych z widmami gwiazd zmiennych długookresowych.
D la olbrzymów typu M, o widmach p óźnie jszych od M5, które z reguły s ą gw iazdam i zmiennymi (zwykle typu Mira), M e r r i l l , D e u t s c h i K e e n a n (1962) pokazali niedaw no, że w obrębie spektroskopii fotograficznej znacznie d ok ład niejsze oceny typów widmowych uzyskuje się poprzez użycie stosunków intensyw ności pasm T iO o różnym potencjale w zbudzenia, zam iast samych intensyw ności poszczególnych pasm. D la podtypów M7 i p ó źnie jszy c h jeszc ze czulszym w skaźnikiem typu widmowego s ą stosunki natężeń pasm VO i T iO .
W og ólno ści jednak k la sy fika c ja widmowa gw iazd typu Mira komplikowana je s t znacznie przez istnie nie efektu o sła b ie n ia lin ii absorpcyjnych (patrz p o n iże j). W zw iązku z tym wielu kryteriów, stosowanych do zwykłych olbrzy mów typu M, nie stosuje s ię do gwiazd typu Mira; kryteria te prowadzą do typów widmowych system atycznie za wczesnych w porównaniu z temperaturą.
Dopiero niedawno dokonano pierwszych prób zastosow ania do k la s y fik a c ji widmowej gw iazd typu M metod fotometrii fotoelektrycznej. K o v a r (1964) z n a la z ł szereg kryteriów fotometrycznych typu widmowego i klasy ja s n o ś c i w obszarz’e czerw ieni i b lis k ie j podczerw ieni. Dwa w s k a źn ik i, zw iązane z na tężeniem pasm T iO , p o z w a la ją na w yznaczanie typów widmowych:
W = - 2.5 [ log (6190-6290
A)
- log (6350-6450 X )] , (5)214 J. Smak
Rozrzut w zależnościach W — Sp. i — .Sp. jest mniejszy od jednej pod- klasy. Dla klasyfikacji jasnościowej K o v a r próbował użyć lin ii 8662
A
z pod czerwonego tripletu C ali. Odpowiedni wskaźnik:Y = - 2.5 [log (8627-8697
A)
- log (7440-7540A)
] (7)jest istotnie funkcją klasy jasności. Na wykresie X-Y olbrzymy i nadolbrzymy tworzą, dwa ciągi odległe o ok. 0.15 mag. Okazuje się jednak, że nie jest to efekt lin ii wapnia, a głównie efekt różnic w poziomie tła ciągłego w dwu uży tych przedziałach. Podobne efekty klasy jasności widoczne s ą również na wy kresie X-Z, gdzie Z jest innym wskaźnikiem, zdefiniowanym jako
Z = - 2.5 [log (7140-7240 A) - log (8265-8335
X)
]. (8)Nie wnikając przeto w przyczyny takiego stanu rzeczy, móżemy przyjąć, że układy X, V lub X, Z pozwalają na dwuwymiarową klasyfikację widmową olbrzymów typu M.
Warto jednak zwrócić uwagę na kilka dodatkowych okoliczności. Po pier wsze, wskaźniki K o v a r a przestają być użyteczne dla silnie poczerwienionych obiektów. Po drugie, nie wiadomo jeszcze, czy gwiazdy typu Mira dad zą się „dopasow ać” do* powyższego schematu klasyfikacyjnego. Po trzecie, ze wzglę du na n is k ą czułość fotomnożników czułych na promieniowanie podczerwone, praktyczne zastosowania omawianego systemj kończą się na gwiazdach ja śniejszych od ok. 10 wielkości.
Jeże li chodzi o sam ą tylko klasyfikację widmową, to znacznie korzystniej sza jest (przynajmniej na razie) sytuacja w niebiesko-zielonej części widma. Autor niniejszego artykułu ( S ma k 1965b) wprowadził wskaźnik t, oparty na pomiarach intensywności pasma 4955
A
tlenku tytanu za pośrednictwem trzech frltrów interferencyjnych o efektywnej szerokości 80A.
Wskaźnik ten
t = 2.5 (log 5100
A
+ log 4900A)
- log 5000A
] (9)jest skorelowany liniowo z typem widmowym (w przedziale M0-M8). Tę samą zależność t-Sp. sp e łniają zarówno niezmienne olbrzymy typu M, jak i nadolbrzy my oraz zmienne różnych typów. Pojedynczy pomiar wskaźnika i pozwala na wyznaczenie typu widmowego z dokładnością 0.5—1.0 podklasy. Wskaźnik t, dzięki odpowiedniej definicji, jest niezależny od ekstynkcji atmosferycznej i między gwiazdowej.
W połączeniu z dyskutowanym poprzednio wskaźnikiem b-V, wskaźnik t tworzy zatem wygodny układ fotometryczny, pozwalający na jednoczesne wy znaczanie typów widmowych oraz poczerwienienia. Zasięg pomiarów jest
znacz-Gwiazdy zmienne długookresowe 215 ny; dla przykładu — teleskop o średnicy 60 cm pozwala na dokładny pomiar obydwu wskaźników dla gwiazd do 12 w ielkości, przy całkowitym czasie po miaru nie przekraczającym 5 minut (dla słabszych obiektów czas obserwacji wydłuża się odpowiednio).
W ramach tego samego programu autor próbował wprowadzić wskaźnik klasy jasności oparty na lin ii 4226 A neutralnego wapnia. Wskaźnik taki, wyznaczany poprzez pomiary z dwoma filtrami o szerokościach 40 i 100 A, pozwala wpraw dzie na odseparowanie olbrzymów i nadolbrzymów, ale podział ten nie jest dostatecznie wyraźny, a dokładność zbyt mała dla celów praktycznych. Prawdo podobnie wiąże się to ze zbyt w ielką szerokością węższego z dwu filtrów. Gwiazdy typu Mira wykazują trudne do wytłumaczenia a priori zmiany wskaźnika ,,4226” z fa z ą oraz znaczną dyspersję, co sprawia, że opisane tutaj próby uznać można za zakończone niepowodzeniem.
b) O s ł a b i e n i e l i n i i
Jedną z najważniejszych osobliwości widm gwiazd typu Mira jest osłabienie lin ii absorpcyjnych i pasm, które w dawniejszych publikacjach było zwykle określane terminem ,,veiling effect” . Według M e rr i 11 a, D e u t s c h a i K e e n a - na (1962) omawiany efekt przejawia się w: a) ogólnym osłabieniu lin ii absorp cyjnych, b) osłabieniu silnych pasm TiO w stosunku do pasm słabych oraz c) zmniejszeniu kontrastu w słabych pasmach TiO. W sumie widma m ają „roz myty” wygląd, łatwy do zauważenia nawet w umiarkowanej dyspersji. Bezkry tyczne stosowanie kryteriów widmowych prowadzi do błędnych typów i klas jasności. Bardziej szczegółowa analiza pokazuje, że zjawisko osłabienia lin ii wygląda inaczej dla gwiazd o różnych okresach (i typach widmowych).
Zmienne o typach widmowych od MO do M6 wykazują osłabienie lin ii w ca łym przedziale widmowym od 3600 do 6500 A, bez wyraźnej zależności od dłu gości fali. Największemu osłabieniu ulegają silne linie niezjonizowanych atomów, powstające na tłumieniowej części krzywej wzrostu. Przykłady: Ca I 4226 A, Cr I 4254
A
i Fe I 4045A.
Osłabienie lin ii Cr 1 4254A
jest typowe dla wszystkich zmiennych o krótkich okresach. Po raz pierwszy stwierdzone u zmiennych w gromadzie 47 Tuc (F e a s t i T h a c k e r e y 1960), było następnie obserwowane przez F e a s t a (1963a) w widmach wielu innych Mir. W związku z tym stosunek natężeń Cr I 4 2 5 4 /F e I 4250, który zwykle jest dobrym kry terium typu widmowego (dla olbrzymów typu M) prowadzi tutaj do zbyt wcze snych typów widmowych (np. w porównaniu z typami opartymi na pasmach TiO). Silne linie jonów s ą osłabione w znacznie mniejszym stopniu. Przykłady: H i K wapnia, Sr II 4078 A i Ba II 4554 A,Według M e r r i l l a i in. (1962) osłabienie lin ii nie daje się wytłumaczyć wpływem lin ii emisyjnych (hipoteza wysunięta przez I w a n o w s k ą 1958) ani teź efektami absorpcji w pasmach TiO. W pierwszym wypadku nie obserwuje się korelacji pomiędzy natężeniem składników emisyjnych lin ii i stopniem
osła-216 ] . Smak
bie nia lin ii absorpcyjnych; w drugim przypadku — brak jak iejk olw ie k z a le żn o śc i o sła bien ia od typu widmowego lub fazy.
Nieco inaczej przedstawia s ię sytuacja w przypadku zmiennych o n a jp ó ź niejszych typach (i odpowiednio n a jd łu ższy ch okresach). O słab ienie lin ii zm ie nia się od cyklu do cyklu. D la o Cet na przykład ( M e r r i l l i in. 1962) w yższym maksimom bla sk u towarzyszy zwykle m niejsze osłabien ie lin ii, a niższym — w iększe. Istn ie je też wyraźna za le żn o ś ć od długości fa li. Maksimum przypada na obszar ok. 4350
A;
dla ultrafioletu, poniżej 3900 A , o słabien ie w ogóle nie w ystępuje. Z faktu, że lin ie rezonansowe s ą mniej osłabio ne od lin ii nierezo- nansow ych, wysnuć można wniosek o n iżs z e j temperaturze warstwy odwraca ją c e j.Jak dotąd nie udało s ię w pełni wytłum aczyć obserwowanych efektów. Nie wydaje s ię , by słu s zn a była hipoteza o rozpraszaniu prom ieniowania na c z ą stkach stałych lub kropelkach płynu, pow stających w obrębie atmosfery gw iazdy; h ipoteza ta dyskutowana była w monografii M e r r i l l a (1940) i do niej w łaściw ie stosuje s ię termin „ v e ilin g effect” . H ipoteza „ v e ilin g ” nie tłum aczy jednak zbyt w ielu faktów obserwacyjnych, takich jak różne o słabien ie różnych lin ii. Inna, bardziej w spółczesna hipoteza — w ysunięta przez M e r r i l l a , D e u t s c h a i K e e n a n a (1962) — w iąże obserwowane efekty z deficytem cię ższy c h pier wiastków w atmosferach gw iazd typu Mira.
c) S k ł a d c h e m i c z n y
M e r r i l l i in . (1962) p rz y ję li, że osłabien ie lin ii absorpcyjnych jest wy nikiem deficytu pierw iastków c ię żk ic h . Przy tym za ło żeniu otrzymuje s ię , że stosunek ob fito śc i m etali do o bfitości wodoru je st w zmiennych o wczesnych typach zaniżony o A log A = + 1.6 — + 2.0 (w stosunku do Słońca); D la zmien nych o późnych typach deficyt wyraża s ię lic z b ą 1 0 '1. Warto przy o k a z ji dodać, że je ż e li pasma T iO s ą głównym źródłem nieprzezroczystości w tej c z ę ś c i widma, w której w ystępują, to ich natężenie powinno być prawie zupełnie nie zależne od o bfitości TiO.
P o w y ższa interpretacja nasuwa jednak poważne zastrze że n ia . F e a s t (1963b) zauw aży ł, że intepretacja taka stoi w wyraźnej sprzeczności z wieloma faktam i obserw acyjnym i. Zmienne w gromadzie 47 Tuc p o k a zu ją poważne o sła bienie lin ii m e ta li, gdy jednocześnie widma olbrzymów typu M (niezm iennych) w tej samej gromadzie s ą najzup ełniej „no rm alne” . Is tn ie ją c e dane sugerują, że deficyt m etali w 47 Tuc wyraża s ię lic z b ą rzędu 1 /4 (w stosunku do Słońca). A zatem osłabien ie lin ii metali w widmach zmiennych długookresowych tej gromady nie może być wynikiem tylko zaniżonej obfitości m etali. W przypadku zmiennych typu Mira o późnych typach F e a s t zwraca uwagę na zmiany w stop niu o sła bien ia lin ii od cyklu do cyklu. Te ostatnie nie d a ją s ię wytłumaczyc w ramach prostej interpretacji M e r r i l l a i in . Można ocze k iw a ć, że
wyjaśnię-Gwiazdy zmienne długookresowe 217
nie tej zmienności będzie równoważne podaniu poprawnej interpretacji całego zjawiska.
Tak więc sytuacja, jaka istnieje dla niebiesko-żółtej części widma, jest zbyt skomplikowana, by natężenia linii występujących w tym obszarze służyć mogły do bezpośredniej analizy składu chemicznego. Być może bardziej ko rzystna jest sytuacja w podczerwieni. Tu zanotować możemy rozpoczęcie przez S p i n r a d a (1964, 1965) większego programu obserwacyjnego w oparciu o widma w wysokiej dyspersji w obszarze bliskiej podczerwieni. Dzięki odkryciu linii
S
(2) i 5(3) pasma rotacyjno-wibracyjnego molekuły Ha w widmach wielu olbrzy* mów typu M (włącznie z Mirami), otwierają się obecnie możliwości wyznaczania stosunków O/H i O/C z obserwowanych natężeń pasm Ha i Ha0 . Według wstęp nej analizy ( Spi n rad 1965) dla o Cet otrzymuje się na tej drodze znaczny deficyt tlenu (w porównaniu ze Słońcem). Dalsze obserwacje, a w szczegól ności prześledzenie zmian z fazą nateżeń pasm Ha i Ha0 , powinny wkrótce wyjaśnić, jak wiele spodziewać się możemy od tej metody.Podsumowując, z czysto obserwacyjnego punktu widzenia, o składzie che micznym gwiazd typu Mira wiemy bardzo niewiele. Na podstawie zupełnie ogólnych rozważań można jednak podać, jaki ów skład chemiczny „powinien” być. Najprostsze jest tu porównanie Mir do gwiazd innych typów, o podobnym rozmieszczeniu przestrzennym i kinematyce. W ten sposób F e a s t (1963a, 1964) oceniał, że zmienne o dłuższych okresach (i późnych typach widmowych) powinny mieó skład chemiczny zbliżony do Słońca; zmienne o okresach 140— —200 dni są prawdopodobnie uboższe w metale o czynnik 4. Ta ostatnia ocena opiera się jednak wyłącznie na danych dla gromady 47 Tuc.
6. INNE PROBLEMY