Mira variable

Mira, el prototipo de las variables Mira

Las variables Mira (llamadas así por la estrella prototipo Mira) son una clase de estrellas pulsantes caracterizadas por colores muy rojos, períodos de pulsación superiores a 100 días y amplitudes superiores a una magnitud en infrarrojo y 2,5 de 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 exteriores como nebulosas planetarias y se convertirán en enanas blancas dentro de unos pocos millones de años.

Las variables de Mira son estrellas lo suficientemente masivas como para haber 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 envolturas distendidas muy grandes. Están pulsando debido a que toda la estrella se expande y se 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 existe una relación bien definida entre período y luminosidad (y color). Las amplitudes visuales muy grandes no se deben a grandes cambios de luminosidad, sino a un cambio en la salida de energía entre longitudes de onda infrarrojas y visuales a medida que las estrellas cambian de temperatura durante sus pulsaciones.

Curva de luz de χ Cygni.

Los primeros modelos de las estrellas Mira suponían que la estrella permanecía esféricamente simétrica durante este proceso (en gran parte para simplificar el modelado por computadora, más que por razones físicas). Un estudio reciente de las estrellas variables de 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 las imágenes anteriores de estrellas Mira individuales, por lo que ahora hay presión para hacer tres realistas. -modelado dimensional de las 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 limitado de condiciones que anulan la tendencia normal de las estrellas AGB a mantener un exceso 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 dragado. Estos dragados traen carbono de la capa que quema helio a la superficie y daría como resultado una estrella de carbono. Sin embargo, en estrellas por encima de los 4 M_☉, se produce una quema 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 CNO 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 con el 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 el tiempo de vida asintótico de la rama 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 exhiben ligeros cambios de período de ciclo a ciclo, probablemente causados por un comportamiento no lineal en la envoltura estelar, incluidas las desviaciones de la simetría esférica.

Las variables de Mira son objetivos populares para los astrónomos aficionados interesados en las observaciones de estrellas variables, debido a sus cambios drásticos en el brillo. Algunas variables de Mira (incluida la propia Mira) tienen observaciones confiables que se remontan a más de un siglo.

Visualización de la variable tipo Mira

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.