Mira

Mira (), designación Omicron Ceti (ο Ceti, abreviado Omicron Cet, ο Cet), es una estrella gigante roja que se estima que se encuentra entre 200 y 400 años luz del Sol en la constelación de Cetus.

ο Ceti es un sistema estelar binario, que consta de 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 nombrada Mira (en latín, '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) para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El primer boletín de la WGSN de julio de 2016 incluía una tabla de los dos primeros lotes de nombres aprobados por la WGSN, que incluía a Mira para esta estrella.

Mira a dos veces

Historial de observaciones

Curva de luz visual de Mira, generada usando la herramienta generadora de curva de luz AAVSO

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. Lo cierto es que la variabilidad de Mira fue registrada por el astrónomo David Fabricius a partir del 3 de agosto de 1596. Al observar lo que pensó que era el planeta Mercurio (más tarde identificado como Júpiter), necesitaba una estrella de referencia para comparar posiciones y eligió una previamente una estrella de tercera magnitud no destacada cercana. Sin embargo, para el 21 de agosto, había aumentado su brillo en una magnitud, luego, en 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.

En 1638 Johannes Holwarda determinó un período de reapariciones de la estrella, de 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, porque actuaba como ninguna otra estrella conocida. Ismail Bouillaud luego estimó 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.

Mira como se ve desde la Tierra

Existe una especulación considerable sobre si Mira se había observado antes que Fabricius. Ciertamente, la historia de Algol (conocida con certeza como una variable solo en 1667, pero con leyendas y similares que se remontan a la antigüedad que muestran que se había observado con recelo durante milenios) sugiere que Mira también podría haber sido conocida. Karl Manitius, un traductor moderno de Hipparchus' Commentary on Aratus, ha sugerido que ciertas líneas de ese texto del siglo II pueden ser sobre Mira. Los otros catálogos occidentales pretelescópicos de Ptolomeo, al-Sufi, Ulugh Beg y Tycho Brahe no muestran menciones, ni siquiera como una estrella regular. Hay tres observaciones de archivos chinos y coreanos, en 1596, 1070 y el mismo año en que Hipparchus habría hecho su observación (134 a. C.) que son sugerentes.

Distancia

La distancia a Mira es incierta; estimaciones previas a Hipparcos centradas en 220 años luz; 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%.

Sistema estelar

Este sistema estelar binario consta de una gigante roja (Mira, denominada Mira A) que sufre una pérdida de masa y una compañera enana blanca de alta temperatura (Mira B) que acumula masa desde la primaria. Tal disposición de estrellas se conoce como un sistema simbiótico y este es el par simbiótico más cercano al Sol. El examen de este sistema realizado por el Observatorio de rayos X Chandra muestra un intercambio de masa directo a lo largo de un puente de materia desde la primaria hasta la enana blanca. Las dos estrellas están actualmente separadas por unas 70 unidades astronómicas.

Componente A

Mira en UV y luz visible

Mira A es actualmente una estrella de rama gigante asintótica (AGB), en la fase AGB térmicamente pulsante. 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 vuelven 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.

Se ha observado que la forma general de Mira A cambia, exhibiendo 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 realizadas por el telescopio espacial Hubble han mostrado una característica similar a un penacho que apunta hacia la estrella compañera.

Variabilidad

Mira vista por el Telescopio Espacial Hubble en agosto de 1997

Mira A es una estrella variable, específicamente la prototípica Mira variable. Las 6.000 a 7.000 estrellas conocidas de esta clase son todas gigantes rojas cuyas superficies pulsan de tal manera que su brillo aumenta y disminuye durante períodos que van desde alrededor de 80 a más de 1.000 días.

En el caso particular de Mira, sus aumentos en el brillo la llevan hasta una magnitud promedio de 3,5, colocándola entre las estrellas más brillantes de la constelación de Cetus. Los ciclos individuales también varían; los máximos bien probados alcanzan una magnitud de 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 extensión real puede ser tres veces esto o más. Los mínimos varían mucho menos, e históricamente han estado entre 8,6 y 10,1, un factor de cuatro veces en la luminosidad. El cambio total de brillo desde el máximo absoluto hasta el mínimo absoluto (dos eventos que no ocurrieron en el mismo ciclo) es 1700 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 de unos 100 días, y la vuelta al mínimo tarda el doble.

Máximos aproximados contemporáneos para Mira:

Pulsaciones en χ Cygni, mostrando la relación entre la curva de luz visual, temperatura, radio y luminosidad típica de las estrellas variables Mira

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 en ocasiones pueden pasar varios años sin que aparezca como un objeto a simple vista.

Las pulsaciones de las variables Mira hacen que la estrella se expanda y se contraiga, pero también que cambie su temperatura. La temperatura es más alta ligeramente después del máximo visual y más baja ligeramente 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 ligeramente 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 más del 20% y la temperatura menos del 10%.

En Mira, la luminosidad más alta ocurre cerca del momento en que la estrella es más caliente y más pequeña. La magnitud visual está determinada tanto por la luminosidad como por la proporción de la 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 fuertemente influenciada por la temperatura (ley de Planck). Combinado con los cambios generales de luminosidad, esto crea una gran variación de magnitud visual con el máximo que ocurre cuando la temperatura es alta.

Las mediciones de infrarrojos VLTI de Mira en las fases 0,13, 0,18, 0,26, 0,40 y 0,47 muestran que el radio varía de 332±38 R☉ en la fase 0,13 justo después del máximo a 402±46 R_☉ en la fase 0.40 acercándose al mínimo. La temperatura en la fase 0.13 es 3192±200 K y 2918±183 K en la fase 0,26 aproximadamente a la mitad del máximo al mínimo. Se calcula que la luminosidad es 9,360±3140 L☉ en la fase 0,13 y 8400±2,820 L_☉ en la fase 0.26.

Las pulsaciones de Mira tienen el efecto de expandir su fotosfera en alrededor de un 50 % en comparación con una estrella que no pulsa. En el caso de Mira, si no estuviera pulsando, se modela para tener un radio de solo alrededor de 240 R_☉.

Pérdida de masa

Los estudios ultravioleta de Mira realizados por el telescopio espacial Galaxy Evolution Explorer (GALEX) de la NASA han revelado que arroja un rastro de material desde la envoltura exterior, dejando una cola de 13 años luz de longitud, formada a lo largo de decenas de miles de años. Se cree que una ola 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 por segundo (290 000 millas por hora). La cola consiste en material extraído de la cabeza de la ola de proa, que también es visible en las observaciones ultravioleta. El arco de choque de Mira eventualmente se convertirá en una nebulosa planetaria, cuya forma se verá afectada considerablemente por el movimiento a través del medio interestelar (ISM).

Mosaico ultravioleta del choque de arco y cola de Mira obtenido utilizando el Explorador de Evolución Galaxy de la NASA (GALEX)

Componente B

La estrella compañera es 0.487±0,006 segundos de arco de distancia de la estrella principal. Lo resolvió el Telescopio Espacial Hubble en 1995, cuando estaba a 70 unidades astronómicas del primario; y los resultados se anunciaron en 1997. Las imágenes ultravioleta del HST y las posteriores imágenes de rayos X del telescopio espacial Chandra muestran una espiral de gas que se eleva desde Mira en dirección a Mira B. El período orbital del compañero alrededor de Mira es de aproximadamente 400 años.

En 2007, las observaciones mostraron un disco protoplanetario alrededor del compañero, Mira B. Este disco se acumula a partir del material del 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 masa solar y tipo espectral K, en lugar de una enana blanca como se pensó originalmente. Sin embargo, en 2010 investigaciones posteriores indicaron que Mira B es, de hecho, una enana blanca.