Mira ( / ˈm aɪ r ə / ), designación Omicron Ceti ( ο Ceti , abreviado Omicron Cet , ο Cet ), es una estrella gigante roja que se estima que está 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 Bayer de la estrella . Fue nombrada Mira ( en latín , "maravillosa" o "asombrosa") 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 del WGSN de julio de 2016 incluyó una tabla de los dos primeros lotes de nombres aprobados por el WGSN, que incluía 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, solo circunstancial. [14] Lo que 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 pensó que era el planeta Mercurio (más tarde identificado como Júpiter ), necesitaba una estrella de referencia para comparar posiciones y escogió una estrella de tercera magnitud cercana que no había notado previamente. Sin embargo, para el 21 de agosto, había aumentado su brillo en una magnitud , 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 determinó un período de reaparición de la estrella de once meses; a él se le atribuye a menudo el descubrimiento de la variabilidad de Mira. Johannes Hevelius la estaba observando 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 de diferencia del valor moderno de 332 días. La medición de Bouillaud puede no haber sido errónea: se sabe que Mira varía ligeramente en 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]
Hay muchas especulaciones sobre si Mira había sido observada antes de Fabricio. Sin duda, la historia de Algol (conocida con certeza como variable solo en 1667, pero con leyendas y similares que datan de 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 referirse a Mira. Los otros catálogos occidentales pretelescópicos de Ptolomeo , al-Sufi , Ulugh Beg y Tycho Brahe no muestran menciones, ni siquiera como estrella regular. Hay tres observaciones de archivos chinos y coreanos, en 1596, 1070 y el mismo año en que Hiparco habría hecho su observación (134 a. C.) que son sugerentes. [ cita requerida ]
Una estimación obtenida en 1925 a partir de interferometría por Francis G. Pease en el Observatorio del Monte Wilson le dio a Mira un diámetro de 250-260 millones de millas (402 a 418 millones de km, o aproximadamente 290-300 R ☉ ), lo que la convirtió en la segunda estrella más grande conocida en ese momento y comparable a las estimaciones históricas de Betelgeuse , [16] superada solo 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 de la rama gigante asintótica altamente evolucionada . [18]
Las estimaciones previas 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 tan fino como el aire que nos rodea. Mira también se encuentra entre las estrellas brillantes más frías conocidas de la clase 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 largo período, el color rojo intenso de Mira, como mínimo, palidece a un naranja más claro a medida que la estrella brilla. En los próximos millones de años, Mira descartará sus capas externas y se convertirá en una nebulosa planetaria, dejando atrás una enana blanca.
Este sistema binario de estrellas está formado por una gigante roja (Mira, denominada Mira A) que está perdiendo masa y una compañera enana blanca de alta temperatura (Mira B) que está acumulando masa 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 directo de masa a lo largo de un puente de materia desde la primaria hasta la enana blanca. Las dos estrellas están actualmente separadas por unas 70 unidades astronómicas . [20]
Mira A es actualmente una estrella de la rama gigante asintótica (AGB), en la fase AGB de pulso térmico. [21] [22] Cada pulso dura una década o más, y pasa un tiempo del orden de 10.000 años entre cada pulso. Con cada ciclo de pulso, Mira aumenta su luminosidad y los pulsos se hacen más fuertes. Esto también está causando inestabilidad dinámica en Mira, lo que resulta en cambios dramáticos en la luminosidad y el tamaño durante períodos de tiempo más cortos e irregulares. [23]
Se ha observado que la forma general de Mira A cambia y muestra desviaciones pronunciadas de la simetría. Estas parecen estar causadas por puntos brillantes en la superficie que evolucionan su forma 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 variable prototípica Mira . 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 media de 3,5, situándola entre las estrellas más brillantes de la constelación de Cetus . Los ciclos individuales también varían; los máximos bien atestiguados alcanzan una magnitud de 2,0 en brillo y tan baja como 4,9, un rango de casi 15 veces en brillo, y hay sugerencias históricas de que la dispersión real puede ser tres veces mayor. Los mínimos varían mucho menos, y han estado históricamente entre 8,6 y 10,1, un factor de cuatro veces en luminosidad. La oscilación total en brillo desde el máximo absoluto al mínimo absoluto (dos eventos que no ocurrieron en el mismo ciclo) es de 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 un aumento a lo largo de unos 100 días, y el retorno al mínimo tarda el doble de tiempo. [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 como un objeto a simple vista.
Las pulsaciones de las variables Mira hacen que la estrella se expanda y contraiga, pero también que cambie su temperatura. La temperatura es más alta un poco después del máximo visual y más baja un poco antes del mínimo. La fotosfera, medida en el radio de Rosseland , es más pequeña justo antes del máximo visual y cerca del momento de la temperatura máxima. El tamaño más grande se alcanza un poco antes del momento de la temperatura más baja. La luminosidad bolométrica es proporcional a la cuarta potencia de la temperatura y al cuadrado del radio, pero el radio varía en más del 20% y la temperatura en menos del 10%. [27]
En Mira, la luminosidad más alta se produce cerca del momento en que la estrella está más caliente y es más pequeña. La magnitud visual está determinada tanto por la luminosidad como por la proporción de la radiación que se produce en longitudes de onda visibles. Solo una pequeña proporción de la radiación se emite en longitudes de onda visibles y esta proporción está muy influenciada por la temperatura ( ley de Planck ). Combinado con los cambios generales de luminosidad , esto crea la gran variación de la magnitud visual , cuyo máximo se produce 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 a402 ± 46 R ☉ en la fase 0,40 acercándose al mínimo. La temperatura en la fase 0,13 es3,192 ± 200 K y2.918 ± 183 K en la fase 0,26, aproximadamente a mitad de camino entre el máximo y el mínimo. Se calcula que la luminosidad es9,360 ± 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 en un 50% aproximadamente en comparación con una estrella que no pulsa. En el caso de Mira, si no pulsara, se calcula que tendría 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 a lo largo de 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 arco es el resultado de la interacción del viento estelar de Mira A con el gas en el 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 arco, que también es visible en observaciones ultravioleta. El choque de arco de Mira eventualmente evolucionará 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 las estrellas como nuestro Sol mueren y, en última instancia, siembran nuevos sistemas solares. A medida que Mira avanza, su cola desprende carbono, oxígeno y otros elementos importantes necesarios para la formación de nuevas estrellas, planetas y, posiblemente, incluso de vida. Este material de la cola, visible ahora por primera vez, se ha ido desprendiendo a lo largo de los últimos 30.000 años.
La estrella compañera es0,487 ± 0,006 segundos de arco de distancia de la estrella principal. [32] Fue resuelto por el Telescopio Espacial Hubble en 1995, cuando estaba a 70 unidades astronómicas de la primaria; y los resultados se anunciaron en 1997. Las imágenes ultravioleta del HST y las imágenes de rayos X posteriores 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 requerida ]
En 2007, las observaciones mostraron un disco protoplanetario alrededor de la compañera, Mira B. Este disco se está acrecentando a partir del material del viento solar de Mira y podría eventualmente formar nuevos planetas. Estas observaciones también indicaron que la compañera era una estrella de secuencia principal de alrededor de 0,7 masas solares y tipo espectral K, en lugar de una enana blanca como se pensaba originalmente. [33] Sin embargo, en 2010, investigaciones posteriores indicaron que Mira B es, de hecho, una enana blanca. [34]
