stringtranslate.com

Mira variable

Mira, el prototipo de las variables Mira

Las variables Mira / ˈ m aɪ r ə / (llamadas así por la estrella prototipo Mira ) son una clase de estrellas pulsantes caracterizadas por colores muy rojos, períodos de pulsación superiores a 100 días y amplitudes superiores a una magnitud en el infrarrojo y 2,5 de magnitud en longitudes de onda visuales. . [1] Son gigantes rojas en las últimas etapas de la evolución estelar , en la rama de gigante asintótica (AGB), que expulsarán sus envolturas exteriores como nebulosas planetarias y se convertirán en enanas blancas dentro de unos pocos millones de años.

Las variables Mira son estrellas lo suficientemente masivas como para haber sufrido una fusión de helio en sus núcleos pero tienen menos de dos masas solares , [2] estrellas que ya han perdido aproximadamente la mitad de su masa inicial. [ cita necesaria ] Sin embargo, pueden ser miles de veces más luminosos que el Sol debido a sus grandes envolturas distendidas. Están pulsando debido a que toda la estrella se expande y contrae. Esto produce un cambio de temperatura junto con el radio, factores ambos que provocan la variación de la luminosidad . La pulsación depende de la masa y el radio de la estrella y existe una relación bien definida entre período y luminosidad (y color). [3] [4] Las amplitudes visuales muy grandes no se deben a grandes cambios de luminosidad, sino a un cambio en la producción de energía entre las longitudes de onda infrarroja y visual a medida que las estrellas cambian de temperatura durante sus pulsaciones. [5]

Curva de luz de χ Cygni .

Los primeros modelos de las estrellas Mira asumieron que la estrella permanecía esféricamente simétrica durante este proceso (en gran parte para mantener simple el modelado por computadora, más que por razones físicas). Un estudio reciente de las estrellas variables Mira encontró que el 75% de las estrellas Mira que podrían resolverse usando el telescopio IOTA no son esféricamente simétricas, [6] un resultado que es consistente con imágenes previas de estrellas Mira individuales, [7] [8] [9] por lo que ahora existe presión para realizar modelos tridimensionales realistas de las estrellas Mira en supercomputadoras. [10]

Las variables Mira pueden ser ricas en oxígeno o ricas en carbono. Las estrellas ricas en carbono como R Leporis surgen de un conjunto limitado de condiciones que anulan la tendencia normal de las estrellas AGB a mantener un excedente de oxígeno sobre el carbono en sus superficies debido a los dragados . [11] Las estrellas AGB pulsantes, como las variables Mira, se fusionan en capas alternas de hidrógeno y helio, lo que produce una convección profunda periódica conocida como dragado . Estas excavaciones llevan carbono de la capa que quema helio a la superficie y darían como resultado una estrella de carbono. Sin embargo, en estrellas por encima de aproximadamente 4  M ☉ , se produce una quema de fondo caliente. Esto es cuando las regiones inferiores de la región convectiva están lo suficientemente calientes como para que se produzca una fusión significativa del ciclo CNO , lo que destruye gran parte del carbono antes de que pueda ser transportado a la superficie. Por tanto, las estrellas AGB más masivas no se vuelven ricas en carbono. [12]

Las variables Mira están perdiendo masa rápidamente y este material a menudo forma mantos de polvo alrededor de la estrella. En algunos casos las condiciones son adecuadas para la formación de máseres naturales . [13]

Un pequeño subconjunto de variables Mira parece cambiar su período a lo largo del tiempo: el período aumenta o disminuye en una cantidad sustancial (hasta un factor de tres) en el transcurso de varias décadas a unos pocos siglos. Se cree que esto es causado por pulsos térmicos , donde la capa de helio vuelve a encender la capa exterior de hidrógeno . Esto cambia la estructura de la estrella, lo que se manifiesta como un cambio de período. Se predice que este proceso ocurrirá en todas las variables de Mira, pero la duración relativamente corta de los pulsos térmicos (unos pocos miles de años como máximo) durante la vida asintótica de la rama gigante de la estrella (menos de un millón de años) significa que solo lo vemos en algunas de las miles de estrellas Mira conocidas, posiblemente en R Hydrae . [14] La mayoría de las variables Mira exhiben ligeros cambios de período de ciclo a ciclo, probablemente causados ​​por un comportamiento no lineal en la envoltura estelar, incluidas desviaciones de la simetría esférica. [15] [16]

Las Mira variables son objetivos populares para los astrónomos aficionados interesados ​​en la observación de estrellas variables , debido a sus dramáticos cambios de brillo. Algunas variables de Mira (incluida la propia Mira ) tienen observaciones confiables que se remontan a más de un siglo. [17]

Visualización de variable tipo Mira
Visualización de variable tipo Mira

Lista

La siguiente lista contiene variables Mira seleccionadas. A menos que se indique lo contrario, las magnitudes dadas están en la banda V y las distancias provienen del catálogo de estrellas Gaia DR2 . [18]

Ver también

Referencias

  1. ^ "1997JAVSO..25...57M Página 57". adsabs.harvard.edu . Consultado el 23 de febrero de 2023 .
  2. ^ Irlanda, MJ; Scholz, M.; Tuthill, PG; Wood, PR (diciembre de 2004). "Pulsación de variables Mira de tipo M con masa moderadamente diferente: búsqueda de efectos de masa observables". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 355 (2): 444–450. arXiv : astro-ph/0408540 . Código bibliográfico : 2004MNRAS.355..444I. doi :10.1111/j.1365-2966.2004.08336.x. S2CID  12395165 . Consultado el 22 de noviembre de 2020 .
  3. ^ Vidrio, ES; Lloyd Evans, T. (1981). "Una relación período-luminosidad para las variables Mira en la Gran Nube de Magallanes". Naturaleza . 291 (5813). Macmillan: 303–4. Código Bib :1981Natur.291..303G. doi :10.1038/291303a0. S2CID  4262929.
  4. ^ Ropa de cama, Timothy R.; Zijlstra, Albert A. (1998). " Relaciones período-luminosidad de Hipparcos para Mira y variables semirregulares". La revista astrofísica . 506 (1): L47-L50. arXiv : astro-ph/9808173 . Código Bib : 1998ApJ...506L..47B. doi :10.1086/311632. S2CID  14529151.
  5. ^ Smith, Beverly J.; Leisawitz, David; Castelaz, Michael W.; Luttermoser, Donald (2002). "Curvas de luz infrarroja de estrellas variables Mira de datos COBE DIRBE". La Revista Astronómica . 123 (2): 948. arXiv : astro-ph/0111151 . Código Bib : 2002AJ....123..948S. doi :10.1086/338647. S2CID  16934459.
  6. ^ Ragland, S.; Traub, Washington; Berger, J.-P.; Danchi, WC; Monnier, JD; Willson, Luisiana; Carleton, NP; Lacasse, MG; Millán-Gabet, R.; Pedretti, E.; Schloerb, FP; Algodón, WD; Townes, CH; Cervecero, M.; Haguenauer, P.; Kern, P.; Labeye, P.; Malbet, F.; Malín, D.; Pearlman, M.; Perraut, K.; Souccar, K.; Wallace, G. (2006). "Primeros resultados resueltos en superficie con el interferómetro de imágenes de matriz de telescopio óptico infrarrojo: detección de asimetrías en estrellas de rama gigante asintóticas". La revista astrofísica . 652 (1): 650–660. arXiv : astro-ph/0607156 . Código Bib : 2006ApJ...652..650R. doi :10.1086/507453. S2CID  30825403.
  7. ^ Haniff, California; Ghez, AM; Gorham, PW; Kulkarni, SR; Matthews, K.; Neugebauer, G. (1992). «Imágenes sintéticas de apertura óptica de la fotosfera y atmósfera molecular de Mira» (PDF) . Revista Astronómica . 103 : 1662. Código bibliográfico : 1992AJ....103.1662H. doi :10.1086/116182.
  8. ^ Karovska, M.; Nisenson, P.; Papaliolios, C.; Boyle, RP (1991). "Asimetrías en la atmósfera de Mira". Revista Astrofísica . 374 : L51. Código Bib : 1991ApJ...374L..51K. doi : 10.1086/186069 .
  9. ^ Tuthill, PG; Haniff, California; Baldwin, JE (1999). "Imágenes de la superficie de estrellas variables de período largo". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 306 (2): 353. Código bibliográfico : 1999MNRAS.306..353T. doi : 10.1046/j.1365-8711.1999.02512.x .
  10. ^ Freytag, B.; Höfner, S. (2008). "Simulaciones tridimensionales de la atmósfera de una estrella AGB". Astronomía y Astrofísica . 483 (2): 571. Código bibliográfico : 2008A y A...483..571F. doi : 10.1051/0004-6361:20078096 .
  11. ^ Fiesta, Michael W.; Whitelock, Patricia A.; Menzies, John W. (2006). "Variables Mira ricas en carbono: cinemática y magnitudes absolutas". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 369 (2): 791–797. arXiv : astro-ph/0603506 . Código bibliográfico : 2006MNRAS.369..791F. doi :10.1111/j.1365-2966.2006.10324.x. S2CID  12805849.
  12. ^ Stancliffe, Richard J.; Izzard, Robert G.; Todo, Christopher A. (2004). "Tercer dragado en estrellas de baja masa: resolviendo el misterio de la estrella de carbono de la Gran Nube de Magallanes". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society: cartas . 356 (1): L1–L5. arXiv : astro-ph/0410227 . Código Bib : 2005MNRAS.356L...1S. doi :10.1111/j.1745-3933.2005.08491.x. S2CID  17425157.
  13. ^ Wittkowski, M.; Boboltz, DA; Ohnaka, K.; Driebe, T.; Scholz, M. (2007). "La variable Mira S Orionis: relaciones entre la fotosfera, la capa molecular, la capa de polvo y la capa máser de SiO en 4 épocas". Astronomía y Astrofísica . 470 (1): 191–210. arXiv : 0705.4614 . Código Bib : 2007A y A...470..191W. doi :10.1051/0004-6361:20077168. S2CID  14200520.
  14. ^ Zijlstra, AA; Ropa de cama, TR; Mattei, JA (2002). "La evolución de la variable Mira R Hydrae". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 334 (3): 498. arXiv : astro-ph/0203328 . Código Bib : 2002MNRAS.334..498Z. doi :10.1046/j.1365-8711.2002.05467.x. S2CID  16663228.
  15. ^ Templeton, señor; Mattei, JA; Willson, Luisiana (2005). "Evolución secular en Mira Pulsaciones Variables". La Revista Astronómica . 130 (2): 776–788. arXiv : astro-ph/0504527 . Código Bib : 2005AJ....130..776T. doi :10.1086/431740. S2CID  359940.
  16. ^ Zijlstra, Albert A.; Ropa de cama, Timothy R. (2002). "Evolución del período en variables Mira". Revista de la Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables . 31 (1): 2. Código bibliográfico : 2002JAVSO..31....2Z.
  17. ^ Mattei, Janet Akyuz (1997). "Presentación de las variables Mira". La Revista de la Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables . 25 (2): 57. Código bibliográfico : 1997JAVSO..25...57M.
  18. ^ Colaboración Gaia (2018), Gaia DR2, VizieR , consultado el 20 de abril de 2019
  19. ^ abcd van Leeuwen, F. (noviembre de 2007). "Validación de la nueva reducción de Hipparcos". Astronomía y Astrofísica . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Código Bib : 2007A y A...474..653V. doi :10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  20. ^ Descubierto en 1848 por Hind. Patrick Moore y Robin Rees (2011). Libro de datos de astronomía de Patrick Moore (segunda ed.). Prensa de la Universidad de Cambridge. pag. 323.ISBN​ 978-1139495226.
  21. ^ Lombaert, R.; De Vries, BL; De Koter, A.; Decin, L.; Min, M.; Arde, K.; Mutschke, H.; Aguas, LBFM (2012). "Evidencia de observación de granos compuestos en una salida de AGB. MgS en la estrella de carbono extrema LL Pegasi". Astronomía y Astrofísica . 544 : L18. arXiv : 1207.1606 . Código Bib : 2012A y A...544L..18L. doi :10.1051/0004-6361/201219782. S2CID  119022145.
  22. ^ Sozzetti, A.; Inteligente, RL; Drimmel, R.; Giacobbe, P.; Lattanzi, MG (2017). "Evidencia del movimiento orbital de CW Leonis a partir de astrometría terrestre". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society: cartas . 471 (1): L1–L5. arXiv : 1706.04391 . Código Bib : 2017MNRAS.471L...1S. doi :10.1093/mnrasl/slx082.

enlaces externos