Mira ( / m aɪ r ə / ), la designación de Omicron Ceti ( ο Ceti , abreviado Omicron Cet , ο Cet ), es una gigante roja estrella estima en 200-400 años luz del Sol en la constelación de Cetus .
Datos de observación Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 | |
---|---|
Constelación | Cetus |
Ascensión recta | 02 h 19 m 20.79210 s [2] |
Declinación | –02 ° 58 ′ 39,4956 ″ [2] |
Magnitud aparente (V) | 2.0 a 10.1 [3] |
Caracteristicas | |
Tipo espectral | M7 IIIe [4] (M5e-M9e [3] ) |
Índice de color U − B | +0.08 [5] |
Índice de color B − V | +1,53 [5] |
Tipo variable | Mira [3] |
Astrometria | |
Velocidad radial (R v ) | +63,8 [6] km / s |
Movimiento adecuado (μ) | RA: +9,33 [2] mas / año Diciembre: –237,36 [2] mas / año |
Paralaje (π) | 10,91 ± 1,22 [2] mas |
Distancia | aprox. 300 ly (aprox.90 pc ) |
Magnitud absoluta (M V ) | +0,99 [7] (variable) |
Órbita [8] | |
Periodo (P) | 497,88 años |
Semieje mayor (a) | 0,8 " |
Excentricidad (e) | 0,16 |
Inclinación (i) | 112 ° |
Longitud del nodo (Ω) | 138,8 ° |
Época del periastrón (T) | 2285,75 |
Argumento de periastrón (ω) (secundario) | 258,3 ° |
Detalles | |
Masa | 1,18 [9] M ☉ |
Radio | 332–402 [10] (-541 [11] ) R ☉ |
Luminosidad (bolométrica) | 8.400–9.360 [10] L ☉ |
Temperatura | 2.918–3.192 [10] K |
Edad | 6 [9] Gyr |
Otras designaciones | |
Stella Mira, Collum Ceti, Wonderful Star, [12] ο Ceti, 68 Ceti, BD −03 ° 353, HD 14386, HIP 10826, HR 681, LTT 1179, SAO 129825 | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | datos |
ο Ceti es un sistema estelar binario , que consiste en 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 .
Nomenclatura
ο Ceti ( latinizado a Omicron Ceti ) es la designación de Bayer de la estrella . Fue nombrado Mira ( latín para "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) [13] 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 incluyó a Mira para esta estrella. [14]
Historial de observación
La evidencia de que la variabilidad de Mira se conocía en la antigua China , Babilonia o Grecia es, en el mejor de los casos, solo circunstancial. [15] Lo cierto es que la variabilidad de Mira fue registrada por el astrónomo David Fabricius a partir del 3 de agosto de 1596. Observando lo que pensaba que era el planeta Mercurio (luego identificado como Júpiter ), necesitaba una estrella de referencia para comparar posiciones y eligió una estrella cercana de tercera magnitud que no había sido observada anteriormente. Para el 21 de agosto, sin embargo, había aumentado su brillo en una magnitud , luego para octubre se había desvanecido de la vista. Fabricius asumió que era una nova, pero luego la volvió a ver el 16 de febrero de 1609. [16]
En 1638, Johannes Holwarda determinó un período de reaparición de la estrella, once meses; a menudo se le atribuye el descubrimiento de la variabilidad de Mira. Johannes Hevelius la estaba observando al mismo tiempo y la llamó Mira en 1662, ya que actuaba como ninguna otra estrella conocida. Ismail Bouillaud estimó entonces su período en 333 días, menos de un día del 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 cambiar 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 se había observado a Mira antes de Fabricius. Ciertamente , la historia de Algol (conocida con certeza como una variable sólo en 1667, pero con leyendas y demás que se remontan a la antigüedad que muestran que había sido observada con sospecha durante milenios) sugiere que Mira podría haber sido conocida también. Karl Manitius , un traductor moderna de Hiparco ' Comentario sobre Arato , ha sugerido que ciertas líneas de este texto del siglo II pueden ser sobre Mira. Los otros catálogos occidentales pre-telescópicos de Ptolomeo , al-Sufi , Ulugh Beg y Tycho Brahe no aparecen menciones, ni siquiera como una 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 ]
Distancia
La distancia a Mira es incierta; estimaciones anteriores a Hipparcos centradas en 220 años luz ; [17] 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]
Sistema estelar
Este sistema estelar binario consiste en una gigante roja (Mira, designada como Mira A) que sufre pérdida de masa y una compañera enana blanca de alta temperatura (Mira B) que está acumulando masa de la primaria. Tal disposición de estrellas se conoce como sistema simbiótico y este es el par simbiótico más cercano al Sol . El examen de este sistema por parte del Observatorio de rayos X Chandra muestra un intercambio de masa directo a lo largo de un puente de materia desde la enana blanca hasta la primaria. Actualmente, las dos estrellas están separadas por unas 70 unidades astronómicas . [18]
Componente A
Mira A es actualmente una estrella de rama gigante asintótica (AGB), en la fase AGB de pulsación térmica. [19] [20] 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 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. [21]
Se ha observado que la forma general de Mira A cambia, mostrando desviaciones pronunciadas de la simetría. Estos parecen ser causados 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 por el Telescopio Espacial Hubble han mostrado una característica similar a una pluma apuntando hacia la estrella compañera. [20]
Variabilidad
Mira A es una estrella variable , específicamente la variable Mira prototípica . Las 6.000 a 7.000 estrellas conocidas de esta clase [22] son todas gigantes rojas cuyas superficies pulsan de tal manera que aumentan y disminuyen su brillo durante períodos que oscilan entre 80 y más de 1.000 días.
En el caso particular de Mira, sus aumentos de brillo la llevan a una magnitud aproximada de 3,5 en promedio, ubicándola entre las estrellas más brillantes de la constelación de Cetus . Los ciclos individuales también varían; los máximos bien atestiguados van tan altos como la magnitud 2.0 en brillo y tan bajos 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 o más. Los mínimos varían mucho menos, e históricamente han estado entre 8,6 y 10,1, un factor de cuatro veces la luminosidad. La oscilación total en el brillo desde el máximo absoluto al 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 solo dos magnitudes. La forma de su curva de luz es de un aumento durante aproximadamente 100 días, y el retorno al mínimo tarda el doble. [23]
Máximos aproximados contemporáneos para Mira: [24]
- 21 al 31 de octubre de 1999
- 21-30 de septiembre de 2000
- 21 al 31 de agosto de 2001
- 21 al 31 de julio de 2002
- 21-30 de junio de 2003
- 21 a 31 de mayo de 2004
- 11-20 de abril de 2005
- 11-20 de marzo de 2006
- 10 de febrero de 2007
- 21 a 31 de enero de 2008
- 21 a 31 de diciembre de 2008
- 21-30 de noviembre de 2009
- 21 al 31 de octubre de 2010
- 21 al 30 de septiembre de 2011
- 27 de agosto de 2012
- 26 de julio de 2013
- 12 de mayo de 2014
- 9 de abril de 2015
- 6 de marzo de 2016
- 31 de enero de 2017
- 29 de diciembre de 2017
- 26 de noviembre de 2018
- 24 de oct de 2019
- 20 de septiembre de 2020
- 18 de agosto de 2021
- 16 de julio de 2022
- 13 de junio de 2023
Desde las 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 de Mira hacen que la estrella se expanda y contraiga, pero también cambie su temperatura. La temperatura es más alta un poco después del máximo visual y la 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%. [25]
En Mira, la mayor luminosidad se produce cerca del momento en que la estrella está 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. Solo 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 de luminosidad general , esto crea una variación de magnitud visual muy grande y el 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 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 la mitad del máximo al mínimo. La luminosidad se calcula para ser9.360 ± 3.140 L ☉ en la fase 0.13 y8.400 ± 2.820 L ☉ en fase 0,26. [10]
Las pulsaciones de Mira tienen el efecto de expandir su fotosfera en aproximadamente un 50% en comparación con una estrella no pulsante. En el caso de Mira, si no estaba pulsando, se modela para tener un radio de solo alrededor de 240 R ☉ . [10]
Pérdida de masa
Estudios ultravioleta de Mira por NASA 's Galaxy Evolution Explorer (GALEX) telescopio espacial han revelado que arroja un rastro de material de la envoltura exterior, dejando una cola 13 años luz de longitud, formadas a lo largo de decenas de miles de años. [26] [27] 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 en el espacio interestelar, a través del cual Mira se mueve a una velocidad extremadamente alta de 130 kilómetros / segundo (291.000 millas por hora). [28] La cola consiste en material extraído de la cabeza de la onda de arco, que también es visible en observaciones ultravioleta. El arco de choque de Mira eventualmente se convertirá en una nebulosa planetaria , cuya forma se verá considerablemente afectada por el movimiento a través del medio interestelar (ISM). [29]
Componente B
La estrella compañera fue resuelta 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.
En 2007, las observaciones mostraron un disco protoplanetario alrededor del 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 secuencia principal de alrededor de 0,7 masas solares y tipo espectral K, en lugar de una enana blanca como se pensó originalmente. [30] Sin embargo, en 2010 nuevas investigaciones indicaron que Mira B es, de hecho, una enana blanca. [31]
Ver también
- Mira en la ficción
Referencias
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Otras lecturas
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- James Kaler, The Hundred Greatest Stars , (Nueva York: Copernicus Books, 2002), 121.
enlaces externos
- El exceso de velocidad de la estrella Bullet deja una enorme racha en el cielo en Caltech
- Mira tiene una cola de casi 13 años luz de longitud (BBC)
- Imagen astronómica del día :
1998-10-11 , 2001-01-21 , 2006-07-22 , 2007-02-21 , 2007-08-17 - Artículo de SEDS
- Una curva de luz de Mira del BAV.
- Universo de hoy, eso no es un cometa, es una estrella
- OMICRON CETI (Mira)
- Invierno de 2006: Mira revisitada
Coordenadas : 02 h 19 m 20.792 s , -02 ° 58 '39.50 "