Mira (estrella)

De Wikipedia
Saltar a navegación Saltar a la gueta
Mira (estrella)
Mira
Imaxe de Mira llograda col Telescopiu espacial Hubble.
Constelación Cetus
Ascensión reuta α 02h 59min 20,8s
Declinación δ -02º 58’ 40’’
Distancia 418 años lluz (aprox)
Magnitú visual +2,0 a +10,1 (variable)
Magnitú absoluta +0,93
Lluminosidá 8400 - 9360 soles
Temperatura 2918 - 3192 K
Masa 1,18 soles
Radiu 332 - 402 soles
Tipu espectral M7III
Velocidá radial +63,8 km/s
Otros nomes HD 14386 / HR 681
HIP 10826 / SAO 129825

Mira (Ómicron Ceti / ο Cet / 68 Ceti)[1] ye una estrella variable de la constelación de Cetus, «la ballena». Una de les estrelles más notables del cielu nocherniegu, la so magnitú aparente varia ente +2,0 —siendo nesi momentu la estrella más brillosa de la constelación— y +10,1 —cuando nun ye visible a simple vista— con un periodu de 332 díes. Ello dio orixe al so nome, Mira, procedente del llatín mira, «maraviyosa, estelante». La distancia a la que s'atopa ye incierta; ente que les midíes realizaes enantes del satélite Hipparcos asitiar a 220 años lluz del Sistema Solar, los datos d'Hipparcos indiquen una distancia de 418 años lluz, con un marxe del error del 14%.

Hestoria de la so observación[editar | editar la fonte]

Puede ser que la variabilidá de Mira fuera yá conocida na antigua China, Babilonia y Grecia.[2] Lo que ye seguro ye que la variabilidá de Mira foi rexistrada pol astrónomu David Fabricius dende'l 3 d'agostu de 1596. Al reparar el planeta Mercuriu, Fabricius precisaba una estrella de referencia pa comparar posiciones, escoyendo una estrella de tercera magnitú cercana enantes inalvertida —Mira—. Sicasí, escontra'l 21 d'agostu'l rellumu de la estrella aumentara una magnitú, ente que pa ochobre d'esi mesmu añu nun yera yá visible. Fabricius supunxo que yera una nova, hasta que la vio de nuevu'l 16 de febreru de 1609.[3]

En 1638, Johann Holwarda determinó'l periodu de los remanecimientos de la estrella n'once meses; de cutiu atribúyese a esti astrónomu frisio el descubrimientu de la variabilidá de Mira. Na mesma dómina, Johannes Hevelius reparó la peculiar estrella, denominándola «Mira» —nel sentíu de «maraviyosa» o «estelante»— na Historiola Mirae Stellae de 1662, pos el so comportamientu estremar del de cualesquier otra estrella conocida. Ismail Bouillaud envaloró'l so periodu en 333 díes, lo que supón menos d'un día de diferencia respeutu al periodu anguaño aceptáu de 332 díes.

Hai una considerable especulación sobre si Mira fuera yá reparada enantes de Fabricius. La hestoria de Algol (β Persei) —con seguridá conocida como variable en 1667, anque distintes lleendes amuesen que fuera reparada dende milenios con rocea— suxure que Mira pudiera ser conocida na antigüedá. Karl Manitius, traductor del Comentariu en Aratus de Hiparco de Nicea, suxure que ciertes llinies d'aquel testu del sieglu II e.C. pueden tratar sobre Mira. Otros catálogos, como los de Ptolemeo, Al-Sufi, Ulugh Beg y Tycho Brahe nun la menten, nin siquier como estrella «normal». Esisten tres observaciones d'archivos chinos y coreanos, de 1596, 1070 y 134 e.C. —el mesmu añu que Hiparco de Nicea fadría les sos observaciones— que suxuren que la estrella podría ser yá conocida naquelles dómines.

Anguaño, Mira ye'l prototipu d'una clase de variables que lleven el so nome, les variables Mira.

Carauterístiques físiques[editar | editar la fonte]

Imaxe de Mira en lluz ultravioleta, onde s'aprecia'l rastru que dexa la estrella.

Mira ye una xigante colorada de tipu espectral mediu M7IIIe; ésti varia ente M5 y M9 —momentu nel que la so temperatura y rellumu son menores—. De resultes de la so variabilidá, ye problemáticu definir la so temperatura y tamañu, una y bones estos parámetros dependen del momentu del ciclu nel cual realícese la midida y de la llargor d'onda utilizada; consecuentemente, la so lluminosidá tampoco ye inequívoca. La relativa cercanía de Mira dexa, sicasí, midir la so diámetru angular. Ésti dexa calcular el so radiu, que varia dende 2 UA en lluz visible, hasta aprosimao'l doble en lluz infrabermeyo. Considerando una temperatura superficial de 3000 K, la so lluminosidá puede envalorase n'aprosimao 8.500 vegaes la lluminosidá solar —incluyendo una gran cantidá d'enerxía emitida como radiación infrarroxo—.[4]

Mira alcuéntrase nes últimes fases de la so evolución estelar. Fai miles de millones d'años yera una estrella asemeyada al Sol, pero, una vegada escosáu'l so combustible de hidróxenu y heliu, tresformóse nuna estrella bien distendida y lluminosa. La so variabilidá provién de pulsaciones na so superficie, cambeos nel tamañu de la estrella —que pueden suponer un 15% en cada pulsación— qu'afecten tamién a la so temperatura y lluminosidá.[4]

Observaciones llevaes a cabu col telescopiu espacial GALEX na rexón ultravioleta punxeron de manifiestu que Mira dexa un rastru de materia proveniente de les sos capes esternes, creando un cercu de 13 años lluz de llargor unes tres veces la distancia que dixebra'l Sol de la estrella más cercana, Proxima Centauri—, formada a lo llargo de 30.000 años o más.[5][6] Piénsase qu'una onda de choque d'afigura o gas estruyíu xenera'l cercu; dicha onda de choque resulta de la interaición ente'l vientu estelar de Mira y el gas nel espaciu interestelar, al traviés del cual la estrella mover a gran velocidá —130 km/s—.[7][8] La masa del rastru» de Mira envalórase nunes 3.000 vegaes la de la Tierra.

N'última instancia, el material perdío va constituyir una nebulosa planetaria, ente que el remanente estelar va entestar nuna nana blanca d'un tamañu asemeyáu al del nuesu planeta.

Sistema estelar[editar | editar la fonte]

Mira forma un sistema binariu con una acompañante, Mira B, resuelta en 1995 pol Telescopiu Espacial Hubble. Distante 70 UA de la primaria, imáxenes nel ultravioleta y rayos X amuesen una espiral de gas procedente de Mira en direición a Mira B. El periodu orbital d'esta compañera ye de 400 ~ años.

Mira B tópase arrodiada por un discu protoplanetariu, formáu a partir del material procedente del vientu solar de Mira. Piénsase que probablemente Mira B ye una nana naranxa de tipu K con una masa averada de 0,7 mases solares, y non una nana blanca como se creyó primeramente.[9]

Ver tamién[editar | editar la fonte]

Referencies[editar | editar la fonte]

  1. Omicron Ceti - Variable Star of Mira Cet type (SIMBAD)
  2. Wilk, Stephen R. «Mythological Evidence for Ancient Observations of Variable Stars». The Journal of the American Association of Variable Star Observers 24 (2). http://adsabs.harvard.edu/abs/1996JAVSO..24..129W. Consultáu 'l 7 d'avientu de 2007. 
  3. Hoffleit, Dorrit, http://www.aavso.org/vstar/vsots/mirahistory.shtml, consultáu 'l 16 d'agostu de 2007 
  4. 4,0 4,1 Stars (Jim Kaler)
  5. Martin, Christopher (17 d'agostu de 2007). «A turbulent wake as a tracer of 30,000 years of Mira's mass loss history». Nature 448. doi:10.1038/nature06003. 
  6. Minkel, JR. so_astru "Shooting Bullet Star Leaves Vast Ultraviolet Wake", "The Scientific American", 15 d'agostu de 2007. Consultáu'l 21 d'agostu de 2007.
  7. Wareing, Christopher (6 de payares de 2007). «It's a wonderful tail: the mass-loss history of Mira». Astrophysical Journal 670. doi:10.1086/524407. 
  8. «GALEX finds link between big and small stellar blasts». California Institute of Technology. Consultáu'l 16 d'agostu de 2007.
  9. Than, Ker, http://www.msnbc.msn.com/id/16564325/, consultáu 'l 16 d'agostu de 2007 

Enllaces esternos[editar | editar la fonte]