Mira (astronomía)

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RedGiantMiraAndHotCompanion.jpg
La gigante roja Mira A (arriba a la derecha) y la enana blanca Mira B (arriba a la izquierda). La atracción gravitacional de Mira B forma un puente de gas entre las dos estrellas
Descubrimiento 13 de agosto de 1596
Clasificación Gigante rojo ,
variable mira ,
estrella binaria
Clase espectral M7 IIIe [1]
Tipo de variable variable Mira
(prototipo de clase)
Periodo de variabilidad 332 días
Distancia del sol 409 años luz
Constelación Ballena
Coordenadas
(en el momento J2000 )
Ascensión recta 02 h 19 m 20.79 s [2]
Declinación -02 ° 58 ′ 39,50 ″ [2]
Datos físicos
Radio medio 332-402 [3] R
Masa
1,18 [3] M
Temperatura
superficial
2.200 K (promedio)
Brillo
15.000 (como máximo) L
Índice de color ( BV ) 1,42
Edad estimada 6 × 10 9 años [4]
Datos de observación
Aplicación Magnitude. +10,1 [5] (mínimo)
+2.0 [5] (máx.)
Aplicación Magnitude. 6.53
Magnitud abs. +0,99 (promedio) [6]
Paralaje 7.79 ± 1.07 máximo
Moto propia AR : 10,33 mas / año
Dic : -239,48 mas / año
Velocidad radial +63,8 km / s
Nomenclaturas alternativas

Coordenadas : Carta celeste 02 h 19 m 20,79 s , -02 ° 58 ′ 39,5 ″

Mira ( ο Cet / ο Ceti / Omicron Ceti ) es una variable de estrella pulsante que dio el nombre a la variable clase Mira . Se encuentra en la constelación de la Ballena y fue la primera estrella variable en ser descubierta (aparte de las novas , supernovas y la extraña Eta Carinae ) y es la más brillante de las variables periódicas que desaparecen a simple vista durante parte de su ciclo. . Su distancia se estimó en 220 años luz antes del lanzamiento del satélite Hipparcos [7] , que en cambio calculó una distancia de 409 años luz con un margen de error del 14% [6] .

Observación

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Cetus IAU.svg

Mira se encuentra en el hemisferio celeste sur , pero muy cerca del ecuador celeste ; esto significa que se puede observar desde todas las regiones habitadas de la Tierra sin ninguna dificultad y que es invisible solo en las zonas del Ártico con una latitud cercana a los 90 °. En el hemisferio sur, por otro lado, aparece circumpolar solo cerca del polo .

Cuando está en su máximo brillo se puede ver a simple vista en la parte central de su constelación, justo al suroeste de α Ceti , la estrella más brillante de la constelación, y un poco al noreste de ζ Ceti y τ Ceti , que pueden exceder en brillo cuando está en su máximo. Sin embargo, el período de brillo máximo de su ciclo de variabilidad es menor que el período en el que está al mínimo, por lo que a menudo se necesitan binoculares o un pequeño telescopio para poder verlo.

Historia de observaciones

Se han formulado muchas hipótesis sobre la posibilidad de que se haya observado la variabilidad de Mira en la antigua China , Babilonia y Grecia , sin embargo, no hay evidencia firme al respecto. Ciertamente, la historia de Algol (cuya variabilidad se conoce sólo desde 1667 , pero sobre la cual la existencia de leyendas que se remontan a la antigüedad demuestra cómo se ha observado con sospecha durante milenios) sugiere que Mira también pudo haber sido notado antes [8] . Karl Manitius, un traductor del Comentario de Hiparco sobre Arato , ha sugerido que algunas frases de ese texto del siglo II a. C. pueden referirse a Mira. Los otros grandes de la astronomía occidental pre-telescópica, Ptolomeo , al-Sufi , Ulugh Beg y Tycho Brahe , no parecen saber nada sobre Mira, ni siquiera como una estrella normal. Hay tres observaciones de Mira en los archivos chinos y coreanos, en 1596 , 1070 y el mismo año que Hiparco supuestamente hizo sus observaciones ( 134 a . C. ) que son sugestivas, pero la práctica china de identificar observaciones ya no precisamente de una constelación china lo hace Es difícil estar seguro de que están hablando de Mira.

Variabilidad

La primera noticia cierta sobre la variabilidad de la estrella son una serie de observaciones del astrónomo David Fabricius , a partir del 3 de agosto de 1596 [7] . Durante sus observaciones del planeta Mercurio , Fabricius necesitaba una estrella de referencia para medir su posición y eligió una estrella anónima cercana de tercera magnitud. Cuando volvió a observarla el 21 de agosto, se dio cuenta de que la estrella se había vuelto de primera magnitud , y que en octubre era tan tenue que desapareció de la vista. Fabricio pensó que era una nova , pero la volvió a ver el 16 de febrero de 1609 (lo que generalmente no sucede con las novas) [9] .

Coda de Mira A.

El primer verdadero descubridor de la variabilidad de la estrella es probablemente Johann Holwarda , quien supo determinar el período de reaparición de esta estrella, de unos once meses [7] . Johannes Hevelius la estaba observando en los mismos años y la llamó Mira (en latín, "maravillosa") en su obra Historiola Mirae Stellae de 1662 , porque se comportó como ninguna otra estrella. Ismail Bouillaud refinó su estimación del período a 333 días, y se equivocó en menos de un día del valor moderno de 332 (dado que las variables Mira varían lentamente su período en el tiempo, la estimación de Bouillaud también puede haber sido exacta para su época). , Mira se convirtió en el prototipo de esta clase de variables a largo plazo.

Descubrimiento de la cola

El 15 de agosto de 2007, un estudio del equipo del prof. Christopher Martin, del Instituto de Tecnología de California en Pasadena, describe una cola de 13 años luz compuesta de gases estelares producidos en los últimos 30.000 años por la estrella. La cola fue identificada gracias a las observaciones del telescopio espacial Galaxy Evolution Explorer . [10]

Características físicas

Mira, junto con las otras 6.000 estrellas del mismo tipo conocidas en la actualidad [11] , es una gigante roja entre las más frías conocidas, con una temperatura variable, que como mínimo supera ligeramente los 2000 K , cuya superficie oscila para aumentar y disminuir. su brillo en periodos que van desde los 80 días hasta más de 1.000 [12] .

Hace miles de millones de años, Mira era una estrella similar al Sol , mientras que ahora ha alcanzado las últimas etapas de su evolución . En el diagrama HR se encuentra en la rama asintótica de los gigantes , en una fase durante la cual quema hidrógeno y helio en dos capas fuera de un núcleo degenerado compuesto por carbono y oxígeno . La relativa proximidad al Sol permite medir su radio, incluso si, al ser una estrella pulsante , el tamaño es variable. Las mediciones interferométricas de Mira en luz visible estiman el radio alrededor de 2 AU , y aproximadamente el doble si se miden en luz infrarroja ; si Mira estuviera en el lugar del Sol, no solo abarcaría la Tierra , sino que se extendería más allá de la órbita de Marte [13]

La temperatura y el brillo también son variables: en el caso particular de Mira, su aumento de brillo lo eleva a una magnitud aparente de 3,5 en promedio, lo que significa una estrella fácilmente visible a simple vista. Excepcionalmente, como el 6 de noviembre de 1779 , alcanzó su máximo brillo de magnitud 2 [7] . Una estimación media del brillo de Mira, teniendo en cuenta también la gran cantidad de radiación infrarroja que emite, es unas 8.500 veces la del Sol [13] .

Los ciclos individuales también son variables: los máximos cuidadosamente registrados llegan hasta la magnitud 2, o descienden hasta la magnitud 4,9 (apenas visible a simple vista, y con una diferencia de brillo de hasta 15 veces entre los diferentes máximos), y hay históricos pistas que sugieren que el rango real puede ser incluso tres veces mayor que esto. Los mínimos difieren mucho menos entre sí, y siempre han estado entre 8,6 y 10,1 durante las observaciones históricas, es decir, una diferencia de solo un factor de 4. El cambio total en el brillo entre el mínimo más bajo y el máximo más alto (lo que no ocurre en un solo ciclo) es 1.700 veces. La forma de la curva de luz se compone de un aumento que dura 100 días, seguido de una disminución que dura el doble [14] .

Objetivo B.

El sistema de Mira visto en una simulación con el programa Celestia .

Mira también es una estrella binaria . La estrella compañera fue resuelta por el telescopio espacial Hubble en 1995 , cuando estaba a 70 unidades astronómicas de la primaria; los resultados se anunciaron en 1997 . La compañera, Mira B o VZ Ceti, es también una estrella variable, del tipo nova simbiótica [15] .

La teoría más convincente sobre su naturaleza es que se trata de una enana blanca rodeada por un disco de acreción formado por materia extraída del primario. Las imágenes ultravioleta del HST muestran una espiral de gas que se eleva desde Mira en dirección a VZ Ceti. El período orbital de la compañera alrededor de Mira es de unos 500 años [15] . La atracción gravitacional de Mira B forma un puente de gas entre las dos estrellas y se produce una transferencia de masa de la gigante roja a la enana blanca. Un estudio de 2010 de Sokoloski parece confirmar definitivamente que Mira B es una enana blanca pequeña y compacta [16] .

Como sistema binario visual, Mira Ceti está catalogado en el Washington Double Star Catalog (WDS, edición 2006.5) como 02193-0259 JOY 1 Aa, pero es mejor conocido por los observadores de estrellas visuales dobles como ADS 1778 (de la catalogación que el doble tenía en el conocido catálogo de Aitken de 1934 ). El arco de órbita observado desde el descubrimiento, que tuvo lugar en 1923 , hasta la fecha es de unos 25 °, insuficiente para el cálculo de elementos orbitales que, en el mejor de los casos, no son preliminares. La primera determinación de la órbita de Mira fue hecha en 1980 por el conocido observador francés de estrellas dobles visuales Paul Baize ( 1901 - 1995 ). El período estimado entonces era de 400 años. Unos años más tarde, la órbita dejó de representar las observaciones que fueron recogiendo gradualmente los astrónomos y así en 2002 , utilizando todas las observaciones disponibles, la última de las cuales se hizo con la cámara speckle PISCO. en el foco cassegrain del telescopio B. Lyot de 2 metros de apertura del observatorio Pic du Midi en los Pirineos , M. Scardia recalculó los elementos orbitales de o Ceti. En particular, los nuevos valores del período y del semieje mayor son ahora, respectivamente, 498 años y 0,80 segundos de arco. La masa total del sistema Mira, obtenida utilizando la tercera ley de Kepler y el paralaje trigonométrico medido por el satélite Hipparcos (igual a 0,00779 segundos de arco), es de 4,4 masas solares mientras que el semieje mayor mide 102 de largo, 7 UA . Este valor de la masa total de Mira es razonablemente aceptable, considerando la incertidumbre de la órbita y el hecho de que el sistema está formado por una estrella de tipo espectral M7III (2,5 masas solares ) y una estrella enana (0,6 masas solares). En cambio, la determinación orbital previa (Baize, 1980 ) condujo a una masa total excesiva del sistema de 8,1 masas solares [17] .

Nota

  1. ^ Michael W. Castelaz y col. , Espectroscopia de variables Mira en diferentes fases ( PDF ), en The Astronomical Journal , vol. 114, 1997, págs. 1584-1591, DOI : 10.1086 / 118589 .
  2. ^ a b * omi Cet - Estrella variable de tipo Mira Cet , en simbad.harvard.edu , SIMBAD .
  3. a b Woodruff, HC; Eberhardt, M.; Driebe, T.; Hofmann, K.-H.; Ohnaka, K.; Richichi, A .; Schert, D.; Schöller, M.; Scholz, M.; Weigelt, G.; Wittkowski, M.; Wood, PR, Observaciones interferométricas de la estrella Mira o Ceti con el instrumento VLTI / VINCI en el infrarrojo cercano , en Astronomy & Astrophysics , vol. 421, n. 2, 2004, págs. 703–714, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20035826 .
  4. ^ Wyatt, SP; Cahn, JH, Cinemática y edades de las variables de Mira en la vecindad solar mayor ( PDF ), en Astrophysical Journal , vol. 275, 1983, págs. 225-239, DOI : 10.1086 / 161527 .
  5. ^ a b VSX: Deatil para omi Cet , en aavso.org , Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables . Consultado el 15 de noviembre de 2016 .
  6. a b Erik Anderson, Charles Francis, XHIP: An Extended Hipparcos Compilation , en Astronomy Letters , 23 de marzo de 2012. arΧiv : 1108.4971
  7. ^ a b c d Piero Bianucci, Estrella a estrella. Guía turística del universo , Giunti Editore , 1997, ISBN 978-88-09-21226-8 .
  8. ^ Stephen R. Wilk, Evidencia mitológica de observaciones antiguas de estrellas variables " ( PDF ), vol. 24, nº 2, The Journal of the American Association of Variable Star Observers , 1996, págs. 129-133.
  9. ^ Dorrit Hoffleit, History of Mira's Discovery , en aavso.org , AAVSO , 2 de noviembre de 1996 (archivado desde el original el 5 de abril de 2007) .
  10. Aquí está Mira, la estrella con una cola larga y colosal , en corriere.it , Le Scienze, 16 de agosto de 2007. Consultado el 21 de agosto de 2007 .
  11. ^ Estadísticas de distribución de estrellas variables designadas, según sus tipos de variabilidad ( TXT ), su cdsarc.u-strasbg.fr , GCVS .
  12. ^ Iain Nicolson, Desplegando nuestro universo , Cambridge University Press, 1999, p. 151, ISBN 978-0-521-59270-3 .
  13. ^ a b Jim Kaler , Mira , en stars.astro.illinois.edu , Universidad de Illinois, febrero de 2009.
  14. ^ Variables de tipo mira de largo período , en cdsarc.u-strasbg.fr , VizieR .
  15. ^ a b David Darling, Mira B y su disco de materia capturado , en daviddarling.info , Encyclopedia of Science.
  16. ^ Lars Bildsten Sokoloski, Evidencia de la naturaleza enana blanca de Mira B ( PDF ), septiembre de 2010. arΧiv : 1009.2509v1
  17. ^ JL Prieur y col. , Observaciones de alta resolución angular de estrellas de tipo tardío , Astronomical Journal, marzo de 2002.

Artículos relacionados

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