Mira variable
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]
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). Una encuesta 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 de 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 sucederá 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 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]
