Mira variable

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Las variables Mira son una clase de estrellas variables pulsantes, caracterizadas por el color rojo, un período de pulsación superior a 100 días y amplitudes de pulsación superiores a una magnitud . Llevan el nombre de la estrella Mira (Omicron Ceti ), la primera variable de este tipo descubierta. Son estrellas gigantes rojas , en las últimas etapas de evolución estelar (se encuentran en la rama asintótica de los gigantes ), que en unos pocos millones de años expulsarán sus capas externas como nebulosas planetarias , y se convertirán en enanas blancas .

Las variables Mira tienen masas de no más de dos masas solares, pero pueden ser miles de veces más brillantes que el Sol , gracias a sus capas exteriores muy extensas. Se cree que están pulsando de forma radial , donde toda la estrella se expande y contrae con simetría esférica. La pulsación produce cambios tanto en el radio como en la temperatura, lo que hace que cambie su brillo. El período de pulsación es función de la masa y el radio de la estrella.

Aunque la mayoría de las variables Mira tienen similitudes en comportamiento y estructura, siguen siendo una clase heterogénea de estrellas con diferentes edades, masas y composiciones químicas. Por ejemplo, muchos tienen espectros dominados por carbono , [1] lo que sugiere que la materia del núcleo estelar ha sido transportada a la superficie. Este material a menudo forma esferas de polvo alrededor de la estrella, que también contribuyen a variaciones periódicas de brillo. Algunas variables de Mira también son fuentes naturales de maser .

Un pequeño subconjunto de variables Mira parece tener un período de pulsación variable en el tiempo: el período aumenta o disminuye sustancialmente (hasta un factor de tres) en el transcurso de unas pocas decenas o cientos de años. Se cree que este efecto es el resultado de pulsaciones térmicas , donde una masa de hidrógeno cerca del núcleo de la estrella se vuelve lo suficientemente caliente y densa como para iniciar su propia fusión nuclear , paralela a la principal. La estructura de la estrella debe cambiar para adaptarse a la nueva fuente de energía, que se manifiesta en el exterior como un cambio de período. La teoría predice que este efecto ocurre en todas las variables de Mira, pero solo durante unos pocos miles de años. Dado que la vida de una variable Mira (o más bien, su permanencia en este estado) se mide en al menos unos pocos millones de años, solo unos pocos de los muchos miles de variables Mira conocidas muestran este efecto. Sin embargo, la mayoría de las variables de Mira exhiben un pequeño cambio en el período entre pulsos.

Las estrellas Mira son sujetos de observación populares entre los astrónomos aficionados interesados ​​en observar estrellas variables debido a su enorme cambio de brillo. Algunas variables de Mira (incluida la propia Mira ) tienen una serie registrada de observaciones que abarcan más de un siglo.

En la siguiente tabla, algunas de las variables de Mira más brillantes y conocidas [2] .

Nombre de pila Magn. aplicación. máximo Magn. aplicación. mínimo Periodo (días)
Mira (o Ceti) 2 10.1 331.996
Sobre Cygni 3.3 14,2 408
R Hydrae 3,5 10,9 380
R Carinae 3.9 10,5 308,71
R Leonis 4.4 11,3 309,95
S Carinae 4.5 9,9 149,9
R Cassiopeiae 4,7 13,5 430,46
R Horologii 4,7 14.3 407,6
U Orionis 4.8 13 368,3
RR Scorpii 5,0 12,4 281,45
R Serpentis 5.16 14,4 356,41
R Aquarii 5.2 12,4 387
T Cephei 5.2 11,3 388
R centauros 5.3 11,8 546,2
R Trianguli 5.4 12,6 266,9
RR Sagittarii 5.4 14.0 336,3
R Leporis 5.5 11,7 427,1
R Aquilae 5.5 12 284,2
Escultoris 5.5 13,6 367
W Hydrae * 5,6 9,6 390
R Andromedae 5.8 15,2 409
S Corona Borealis 5.8 14,1 360

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