Mira variable - Mira variable

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 . 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 en 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 , estrellas que ya han perdido aproximadamente la mitad de su masa inicial. Sin embargo, pueden ser miles de veces más luminosas 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 relación entre el período y la luminosidad (y color). 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.

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, un resultado que es consistente con imágenes anteriores de estrellas Mira individuales, por lo que ahora hay presión para hacer tres realistas. -Modelado dimensional de estrellas Mira en supercomputadoras.

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 . 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 una combustión 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.

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 .

Un pequeño subconjunto de variables de 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 de la rama asintótica gigante 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 . La mayoría de las variables de Mira muestran 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.

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.

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 .

Estrella
 Magnitud más brillante

 más tenue
de magnitud
 Periodo
(en días)
 Distancia
(en parsecs ) 		Referencia
Mira 2.0 10.1 332 92+12
−9 		[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 [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 		[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 		[38]
S Virginis 6.3 13,2 375 729+273
−156 		[39]
R Retículos 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+10 000
−360 		[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 		[sesenta y cinco]
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 8,9 14,9 343 1407+178
−142 		[72]
UX Cygni 9.0 17.0 569 5669+10 000
−2760 		[73]
LL Pegasi 9,6 K 11,6 K 696 1300 [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 		[77]
TX Camelopardalis 11,6 B 17,7 B 557 333+42
−33 		[78]
LP Andrómeda 15,1 17.3 614 400+68
−51 		[79]

Ver también

Referencias

enlaces externos