Mira ( / ˈ m aɪ r ə / ), designación Omicron Ceti ( ο Ceti , abreviado Omicron Cet , ο Cet ), es una estrella gigante roja que se estima que se encuentra a 200-300 años luz del Sol en la constelación de Cetus .
ο Ceti es un sistema estelar binario , que consta de una gigante roja variable (Mira A) junto con una compañera enana blanca ( Mira B ). Mira A es una estrella variable pulsante y fue la primera estrella variable no supernova descubierta, con la posible excepción de Algol . Es el prototipo de las variables Mira .
ο Ceti ( latinizado como Omicron Ceti ) es la designación de Bayer de la estrella . Fue nombrado Mira ( en latín , "maravilloso" o "asombroso") por Johannes Hevelius en su Historiola Mirae Stellae (1662). En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) [12] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El primer boletín de la WGSN de julio de 2016 incluía una tabla de los dos primeros lotes de nombres aprobados por la WGSN, que incluía a Mira para esta estrella. [13]
La evidencia de que la variabilidad de Mira era conocida en la antigua China , Babilonia o Grecia es, en el mejor de los casos, sólo circunstancial. [14] Lo que sí es seguro es que la variabilidad de Mira fue registrada por el astrónomo David Fabricius a partir del 3 de agosto de 1596. Al observar lo que pensaba que era el planeta Mercurio (posteriormente identificado como Júpiter ), necesitaba una estrella de referencia para comparar posiciones y eligió una estrella cercana de tercera magnitud que no había sido notada anteriormente. Sin embargo, el 21 de agosto había aumentado su brillo en una magnitud y luego, en octubre, se había desvanecido de la vista. Fabricius asumió que era una nova, pero luego la vio nuevamente el 16 de febrero de 1609. [15]
En 1638, Johannes Holwarda fijó un período de reaparición de la estrella en once meses; A menudo se le atribuye el descubrimiento de la variabilidad de Mira. Johannes Hevelius la observó al mismo tiempo y la llamó Mira en 1662, porque actuaba como ninguna otra estrella conocida. Ismail Bouillaud estimó entonces su período en 333 días, menos de un día menos que el valor moderno de 332 días. Es posible que la medición de Bouillaud no haya sido errónea: se sabe que Mira varía ligeramente en el período e incluso puede estar cambiando lentamente con el tiempo. Se estima que la estrella es una gigante roja de seis mil millones de años . [9]
Existe una considerable especulación sobre si Mira había sido observada antes que Fabricius. Ciertamente, la historia de Algol (conocida con certeza como variable recién en 1667, pero con leyendas y cosas similares que se remontan a la antigüedad que muestran que había sido observada con sospecha durante milenios) sugiere que Mira también podría haber sido conocida. Karl Manitius , un traductor moderno del Comentario de Hiparco sobre Arato , ha sugerido que ciertas líneas de ese texto del siglo II pueden tratar sobre Mira. Los otros catálogos occidentales pretelescópicos de Ptolomeo , al-Sufi , Ulugh Beg y Tycho Brahe no encuentran menciones, ni siquiera como estrellas habituales. Hay tres observaciones procedentes de archivos chinos y coreanos, de 1596, 1070 y el mismo año en que Hiparco habría hecho su observación (134 a. C.) que son sugerentes. [ cita necesaria ]
Una estimación obtenida en 1925 a partir de interferometría por Francis G. Pease en el Observatorio Mount Wilson le dio a Mira un diámetro de 250 a 260 millones de millas (402 a 418 millones de km, o aproximadamente 290-300 R ☉ ), lo que la convertía en la segunda más grande en ese momento. Estrella conocida y comparable a las estimaciones históricas de Betelgeuse , [16] superada sólo por Antares . [17] Por el contrario, Otto Struve pensó en Mira como una supergigante roja con un radio aproximado de 500 R ☉ , mientras que el consenso moderno acepta que Mira es una estrella rama gigante asintótica altamente evolucionada . [18]
Las estimaciones anteriores a Hipparcos se centraban en 220 años luz ; [19] mientras que los datos de Hipparcos de la reducción de 2007 sugieren una distancia de 299 años luz, con un margen de error del 11%. [2] Se sospecha que la edad de Mira es de unos 6 mil millones de años. Su material gaseoso está disperso, hasta una milésima parte de la densidad del aire que nos rodea. Mira también se encuentra entre las estrellas brillantes más frías conocidas de la clase de gigante roja, con una temperatura que oscila entre 3.000 y 4.000 grados Fahrenheit (1.600 a 2.200 grados Celsius). Al igual que con otras variables de período largo, el color rojo intenso de Mira, como mínimo, palidece hasta convertirse en un naranja más claro a medida que la estrella se ilumina. En los próximos millones de años, Mira descartará sus capas exteriores y se convertirá en una nebulosa planetaria, dejando tras de sí una enana blanca.
Este sistema estelar binario consta de una gigante roja (Mira, denominada Mira A) que está experimentando una pérdida de masa y una compañera enana blanca de alta temperatura (Mira B) que está acumulando masa a partir de la primaria. Esta disposición de estrellas se conoce como sistema simbiótico y es el par simbiótico más cercano al Sol . El examen de este sistema por el Observatorio de rayos X Chandra muestra un intercambio de masa directo a lo largo de un puente de materia desde la enana primaria a la enana blanca. Actualmente, las dos estrellas están separadas por unas 70 unidades astronómicas . [20]
Mira A es actualmente una estrella asintótica de rama gigante (AGB), en la fase AGB de pulsación térmica. [21] [22] Cada pulso dura una década o más, y entre cada pulso pasa una cantidad de tiempo del orden de 10.000 años. Con cada ciclo de pulso, Mira aumenta en luminosidad y los pulsos se vuelven más fuertes. Esto también está provocando inestabilidad dinámica en Mira, lo que da lugar a cambios dramáticos en la luminosidad y el tamaño en períodos de tiempo más cortos e irregulares. [23]
Se ha observado que la forma general de Mira A cambia, mostrando pronunciadas desviaciones de la simetría. Estos parecen ser causados por puntos brillantes en la superficie que evolucionan en escalas de tiempo de 3 a 14 meses. Las observaciones de Mira A en la banda ultravioleta realizadas por el Telescopio Espacial Hubble han mostrado una característica similar a una columna que apunta hacia la estrella compañera. [22]
Mira A es una estrella variable , específicamente la prototípica Mira variable . Las 6.000 a 7.000 estrellas conocidas de esta clase [24] son todas gigantes rojas cuyas superficies pulsan de tal manera que aumentan y disminuyen su brillo durante períodos que van desde aproximadamente 80 a más de 1.000 días.
En el caso particular de Mira, sus aumentos de brillo la llevan hasta una magnitud de 3,5 en promedio, colocándola entre las estrellas más brillantes de la constelación de Cetus . Los ciclos individuales también varían; los máximos bien comprobados alcanzan una magnitud de 2,0 en brillo y tan solo 4,9, un rango de brillo de casi 15 veces, y hay sugerencias históricas de que la dispersión real puede ser tres veces mayor o más. Los mínimos varían mucho menos e históricamente han estado entre 8,6 y 10,1, un factor de cuatro veces en luminosidad. La variación total del brillo desde el máximo absoluto hasta el mínimo absoluto (dos eventos que no ocurrieron en el mismo ciclo) es 1.700 veces. Mira emite la gran mayoría de su radiación en el infrarrojo , y su variabilidad en esa banda es de sólo unas dos magnitudes. La forma de su curva de luz es de aumento en unos 100 días, y el retorno al mínimo tarda el doble. [25] Máximos aproximados contemporáneos para Mira: [26]
Desde latitudes templadas del norte, Mira generalmente no es visible entre finales de marzo y junio debido a su proximidad al Sol. Esto significa que a veces pueden pasar varios años sin que aparezca a simple vista.
Las pulsaciones de las variables Mira hacen que la estrella se expanda y se contraiga, pero también que cambie su temperatura. La temperatura es más alta ligeramente después del máximo visual y más baja ligeramente antes del mínimo. La fotosfera, medida en el radio de Rosseland , es más pequeña justo antes del máximo visual y cerca del momento de temperatura máxima. El tamaño más grande se alcanza ligeramente antes del momento de temperatura más baja. La luminosidad bolométrica es proporcional a la cuarta potencia de la temperatura y al cuadrado del radio, pero el radio varía más del 20% y la temperatura menos del 10%. [27]
En Mira, la luminosidad más alta se produce cerca del momento en que la estrella es más caliente y más pequeña. La magnitud visual está determinada tanto por la luminosidad como por la proporción de radiación que se produce en las longitudes de onda visuales. Sólo una pequeña proporción de la radiación se emite en longitudes de onda visuales y esta proporción está muy influenciada por la temperatura ( ley de Planck ). Combinado con los cambios generales de luminosidad , esto crea una variación de magnitud visual muy grande , cuyo máximo ocurre cuando la temperatura es alta. [10]
Las mediciones infrarrojas del VLTI de Mira en las fases 0,13, 0,18, 0,26, 0,40 y 0,47 muestran que el radio varía de332 ± 38 R ☉ en la fase 0,13 justo después del máximo para402 ± 46 R ☉ en la fase 0,40 acercándose al mínimo. La temperatura en la fase 0.13 es3.192 ± 200 K y2918 ± 183 K en la fase 0,26 aproximadamente a la mitad del máximo al mínimo. La luminosidad se calcula como9.360 ± 3.140 L ☉ en la fase 0,13 y8.400 ± 2.820 L ☉ en la fase 0,26. [10]
Las pulsaciones de Mira tienen el efecto de expandir su fotosfera alrededor de un 50% en comparación con una estrella que no pulsa. En el caso de Mira, si no pulsaba, se modela para que tenga un radio de solo alrededor de 240 R ☉ . [10]
Los estudios ultravioleta de Mira realizados por el telescopio espacial Galaxy Evolution Explorer ( GALEX ) de la NASA han revelado que arroja un rastro de material desde la envoltura exterior, dejando una cola de 13 años luz de longitud, formada durante decenas de miles de años. [28] [29] Se cree que una onda de arco caliente de plasma/gas comprimido es la causa de la cola; la onda de proa es el resultado de la interacción del viento estelar de Mira A con el gas del espacio interestelar, a través del cual Mira se mueve a una velocidad extremadamente alta de 130 kilómetros por segundo (290.000 millas por hora). [30] La cola consiste en material arrancado de la cabeza de la onda de proa, que también es visible en observaciones ultravioleta. El arco de choque de Mira acabará evolucionando hasta convertirse en una nebulosa planetaria , cuya forma se verá considerablemente afectada por el movimiento a través del medio interestelar (ISM). [31] La cola de Mira ofrece una oportunidad única para estudiar cómo mueren estrellas como nuestro sol y, en última instancia, siembran nuevos sistemas solares. A medida que Mira avanza, su cola desprende carbono, oxígeno y otros elementos importantes necesarios para que se formen nuevas estrellas, planetas y posiblemente incluso vida. Este material de la cola, visible ahora por primera vez, se ha ido desprendiendo durante los últimos 30.000 años.
La estrella compañera es0,487 ± 0,006 segundos de arco de la estrella principal. [32] Fue resuelto por el Telescopio Espacial Hubble en 1995, cuando estaba a 70 unidades astronómicas del primario; y los resultados se anunciaron en 1997. Las imágenes ultravioleta del HST y posteriormente las imágenes de rayos X del telescopio espacial Chandra muestran una espiral de gas que se eleva desde Mira en dirección a Mira B. El período orbital de la compañera alrededor de Mira es de aproximadamente 400 años. [ cita necesaria ]
En 2007, las observaciones mostraron un disco protoplanetario alrededor de su compañero Mira B. Este disco se está acumulando a partir de material en el viento solar de Mira y eventualmente podría formar nuevos planetas. Estas observaciones también insinuaron que la compañera era una estrella de la secuencia principal de alrededor de 0,7 masa solar y tipo espectral K, en lugar de una enana blanca como se pensaba originalmente. [33] Sin embargo, en 2010, nuevas investigaciones indicaron que Mira B es, de hecho, una enana blanca. [34]
