Mira variable

Type of variable star

Mira, el prototipo de las variables Mira

Variables de Mira / m aɪ r ə / (el nombre de la estrella prototipo Mira ) son una clase de estrellas pulsantes caracterizadas por colores muy rojos, períodos de pulsación de más de 100 días, y amplitudes mayores que uno magnitud en infrarrojo y 2,5 magnitud en longitudes de onda visuales . ^{[ cita requerida ]} Son gigantes rojas en las últimas etapas de la evolución estelar , en la rama gigante asintótica (AGB), que expulsarán sus envolturas externas 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 que hayan sufrido una fusión de helio en sus núcleos, pero tienen menos de dos masas solares , ^[1] estrellas que ya han perdido aproximadamente la mitad de su masa inicial. ^{[ cita requerida ]} Sin embargo, pueden ser miles de veces más luminosos que el Sol debido a sus grandes envolturas dilatadas. Están pulsando debido a que toda la estrella se expande y contrae. Esto produce un cambio en la temperatura junto con el radio, ambos factores causan la variación en la luminosidad . La pulsación depende de la masa y el radio de la estrella y hay una bien definida relaciónentre período y luminosidad (y color). ^{[2] [3]} Las amplitudes visuales muy grandes no se deben a grandes cambios de luminosidad, sino a un cambio de salida de energía entre las longitudes de onda infrarroja y visual a medida que las estrellas cambian de temperatura durante sus pulsaciones. ^[4]

Curva de luz de χ Cygni .

Los primeros modelos de estrellas Mira asumieron que la estrella permanecía esféricamente simétrica durante este proceso (en gran parte para mantener el modelado por computadora simple, más que por razones físicas). Un estudio reciente de estrellas variables Mira encontró que el 75% de las estrellas Mira que podrían resolverse usando el telescopio IOTA no son esféricamente simétricas, ^[5] un resultado que es consistente con imágenes previas de estrellas Mira individuales, ^{[6] [7] [8]} por lo que ahora hay presión para hacer un modelado tridimensional realista de las estrellas Mira en supercomputadoras. ^[9]

Las variables de Mira pueden ser ricas en oxígeno o ricas en carbono. Las estrellas ricas en carbono como R Leporis surgen de un conjunto estrecho 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 . ^{[10] 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 dragados . Estos dragados traen carbono de la capa de helio a la superficie y darían como resultado una estrella de carbono. Sin embargo, en estrellas por encima de aproximadamente 4  M _☉, se produce la 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 de CNO, lo que destruye gran parte del carbono antes de que pueda ser transportado a la superficie. Por lo tanto, las estrellas AGB más masivas no se vuelven ricas en carbono. ^[11]

Las variables de Mira están perdiendo masa rápidamente y este material a menudo forma capas de polvo alrededor de la estrella. En algunos casos, las condiciones son adecuadas para la formación de máseres naturales . ^[12]

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 algunos 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, que se manifiesta como un cambio de período. Se predice que este proceso ocurrirá con todas las variables de Mira, pero la duración relativamente corta de los pulsos térmicos (unos pocos miles de años como máximo) durante la vida útil de la rama gigante asintótica 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. ^[13] La mayoría de las variables de Mira exhiben cambios leves de ciclo a ciclo en el período, probablemente causados ​​por un comportamiento no lineal en la envoltura estelar, incluidas las desviaciones de la simetría esférica. ^{[14] [15]}

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

Lista

La siguiente lista contiene variables de Mira seleccionadas. A menos que se indique lo contrario, las magnitudes dadas están en la banda V y las distancias son del catálogo de estrellas Gaia DR2 . ^[17]

Estrella	Magnitud más brillante	más tenue de magnitud	Periodo (en días)	Distancia [ cita requerida ] (en parsecs )	Referencia
Mira	2.0	10.1	332	92+12 −9[18]	[1]
Chi Cygni	3.3	14,2	408	180+45 −30	[2]
R Hydrae	3,5	10,9	380	224+56 −37	[3]
R Carinae	3.9	10,5	307	387+81 −57	[4]
R Leonis	4.4	11,3	310	71+5 −4	[5]
S Carinae	4.5	9,9	149	497+22 −20	[6]
R Cassiopeiae	4,7	13,5	430	187+9 −8	[7]
R Horologii	4,7	14.3	408	313+40 −32	[8]
R Doradus	4.8	6.3	172	55 ± 3 [18]	[9]
U Orionis	4.8	13,0	377	216+19 −16	[10]
RR Scorpii	5,0	12,4	281	277+18 −16	[11]
R Serpentis	5.2	14,4	356	285+26 −22	[12]
T Cephei	5.2	11,3	388	176+13 −12	[13]
R Aquarii	5.2	12,4	387	320+31 −26	[14]
R Centauri	5.3	11,8	502	385+159 −87[18]	[15]
RR Sagittarii	5.4	14	336	386+48 −38	[dieciséis]
R Trianguli	5.4	12,6	267	933+353 −201	[17]
Escultoris	5.5	13,6	367	1078+1137 −366	[18]
R Aquilae	5.5	12,0	271	238+27 −22	[19]
R Leporis	5.5	11,7	445	419+15 −14	[20]
W Hydrae	5,6	9,6	390	164+25 −19	[21]
R Andromedae	5.8	15,2	409	242+30 −24	[22]
S Coronae Borealis	5.8	14.1	360	431+60 −47	[23]
U Cygni	5.9	12.1	463	767+34 −31	[24]
X Ophiuchi	5.9	8.6	338	215+15 −13	[25]
RS Scorpii	6.0	13.0	319	709+306 −164	[26]
RT Sagittarii	6.0	14.1	306	575+48 −41	[27]
RU Sagittarii	6.0	13.8	240	1592+1009 −445	[28]
RT Cygni	6.0	13.1	190	888+47 −43	[29]
R Geminorum	6.0	14.0	370	1514+1055 −441	[30]
S Gruis	6.0	15.0	402	671+109 −82	[31]
V Monocerotis	6.0	13.9	341	426+50 −41	[32]
R Cancri	6.1	11.9	357	226+32 −25	[33]
R Virginis	6.1	12.1	146	530+28 −25	[34]
R Cygni	6.1	14.4	426	674+47 −41	[35]
R Boötis	6.2	13.1	223	702+60 −52	[36]
T Normae	6.2	13.6	244	1116+168 −129	[37]
R Leonis Minoris	6.3	13.2	372	347+653 −137[18]	[38]
S Virginis	6.3	13.2	375	729+273 −156	[39]
R Reticuli	6.4	14.2	281	1553+350 −241	[40]
S Herculis	6.4	13.8	304	477+27 −24	[41]
U Herculis	6.4	13.4	404	572+53 −45	[42]
R Octantis	6.4	13.2	407	504+46 −39	[43]
S Pictoris	6.5	14.0	422	574+74 −59	[44]
R Ursae Majoris	6.5	13.7	302	489+54 −44	[45]
R Canum Venaticorum	6.5	12.9	329	661+65 −54	[46]
R Normae	6.5	12.8	496	581+10000 −360[18]	[47]
T Ursae Majoris	6.6	13.5	257	1337+218 −164	[48]
R Aurigae	6.7	13.9	458	227+21 −17	[49]
RU Herculis	6.7	14.3	486	511+53 −44	[50]
R Draconis	6.7	13.2	246	662+58 −49	[51]
V Coronae Borealis	6.9	12.6	358	843+43 −39	[52]
T Cassiopeiae	6.9	13.0	445	374+37 −31	[53]
R Pegasi	6.9	13.8	378	353+35 −29	[54]
V Cassiopeiae	6.9	13.4	229	298+15 −14	[55]
T Pavonis	7.0	14.4	244	1606+340 −239	[56]
RS Virginis	7.0	14.6	354	616+81 −64	[57]
Z Cygni	7.1	14.7	264	654+36 −33	[58]
S Orionis	7.2	13.1	434	538+120 −83	[59]
T Draconis	7.2	13.5	422	783+48 −43	[60]
UV Aurigae	7.3	10.9	394	1107+83 −72	[61]
W Aquilae	7.3	14.3	490	321+22 −20	[62]
S Cephei	7.4	12.9	487	531+23 −21	[63]
R Fornacis	7.5	13.0	386	633+44 −38	[64]
RZ Pegasi	7.6	13.6	437	1117+88 −76	[65]
RT Aquilae	7.6	14.5	327	352+24 −21	[66]
V Cygni	7.7	13.9	421	458+36 −31	[67]
RR Aquilae	7.8	14.5	395	318+33 −28	[68]
S Boötis	7.8	13.8	271	2589+552 −387	[69]
WX Cygni	8.8	13.2	410	1126+86 −75	[70]
W Draconis	8.9	15.4	279	6057+4469 −1805	[71]
R Capricorni[19]	8.9	14.9	343	1407+178 −142	[72]
UX Cygni	9.0	17.0	569	5669+10000 −2760	[73]
LL Pegasi	9.6 K	11.6 K	696	1300[20]	[74]
TY Cassiopeiae	10.1	19.0	645	1328+502 −286	[75]
IK Tauri	10.8	16.5	470	285+36 −29	[76]
CW Leonis	11.0 R	14.8 R	640	95+22 −15[21]	[77]
TX Camelopardalis	11.6 B	17.7 B	557	333+42 −33	[78]
LP Andromedae	15.1	17.3	614	400+68 −51	[79]

See also

• Long period variable
• Semiregular variable star

References

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