Mira (estrella)

Mira (ο Cet, Omicron Ceti) es una estrella doble en la constelación de Cetus , que consta de una gigante roja Mira A y una enana blanca Mira B. Distancia a Mira - 417  St. años ± 14%. Los componentes están a una distancia de 70  AU. es decir , un período orbital de unos 400 años.

Características

Mira A es una estrella variable pulsante , que dio su nombre a la clase de estrellas- Mirids . Tiene un plazo de 332 días. Con el brillo máximo, es bastante notable: la magnitud estelar aparente es en promedio 3.5, en algunos ciclos alcanza 2.0. Como mínimo, su luminosidad cae cientos de veces y se vuelve invisible a simple vista (m=8.6…10.1). En el rango infrarrojo , las fluctuaciones en el brillo de Mira son mucho más pequeñas y ascienden a alrededor de 2 magnitudes.

Mira B está rodeada por un disco de acreción caliente de material expulsado por el gigante. También es una variable debido al suministro desigual de materia - el valor aparente varía de 9,5 m a 12 m .

En 2007, los astrónomos descubrieron una gigantesca cola de polvo y gas alrededor de la estrella. El descubrimiento se realizó utilizando el telescopio orbital ultravioleta GALEX , lanzado por la NASA en órbita en 2003. Los  astrónomos quedaron bastante sorprendidos: el hecho es que Mira se ha estudiado durante 400 años y hasta ahora nadie ha notado ninguna rareza especial en ella. Sin embargo, esto se explica de manera bastante simple: nadie lo ha observado en el ultravioleta. La cola detectada se extiende en el espacio hasta 13 años luz (en comparación, la distancia a la estrella más cercana al Sol, Proxima Centauri  , es de solo 4 años luz). Según los cálculos, la materia al final de la cola fue arrojada por la estrella hace unos 30 mil años. Una estrella pierde una masa equivalente a la de la Tierra cada 10 años. Esto significa que la materia vertida por él en los últimos 30 mil años es suficiente para formar 3 mil planetas del tamaño de la Tierra o 9 planetas del tamaño de Júpiter .

La mayoría de las estrellas de la Vía Láctea giran lentamente alrededor del centro de la galaxia, moviéndose aproximadamente a la misma velocidad y en la misma dirección que el gas interestelar , pero Mira está fuera de lo común. Esta estrella atraviesa una nube galáctica de gas a una velocidad de 130 km/s. Como resultado, la materia expulsada por él simplemente regresa, formando una formación de cola única. Las fotografías del telescopio GALEX muestran claramente una protuberancia gigantesca ubicada frente a la estrella: esta es la región de la onda de choque de la cabeza (ver onda de choque ). Algo similar se forma frente a la proa de un barco que surca el agua a gran velocidad, o frente a una bala que se precipita a velocidad supersónica . Aquí, la materia expulsada por la estrella experimenta una colisión frontal con partículas de gas interestelar . Como resultado, se calienta y corre hacia la cola. La mayor parte de esta materia está formada por átomos de hidrógeno . Pierden gradualmente la energía adquirida, liberándola en forma de rayos ultravioleta  : fueron fijados por el telescopio GALEX .

Historial de observaciones

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 [9] . Lo que es indiscutible 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 creía que era el planeta Mercurio (más tarde identificado como Júpiter), necesitaba una estrella de referencia para comparar posiciones y eligió una estrella cercana de tercera magnitud nunca antes vista. Sin embargo, para el 21 de agosto, había aumentado su brillo en una magnitud y para octubre ya no estaba a la vista. Fabricius supuso que se trataba de una nueva estrella, pero luego la volvió a ver el 16 de febrero de 1609 [10] . En 1603 , Bayer incluyó esta estrella en su atlas del cielo estrellado y la designó ο Ceti.

En 1638, Johannes Holvarda determinó que el período de reaparición de la estrella era de once meses; a menudo se le atribuye el descubrimiento de la variabilidad de Mira. Jan Hevelius observó sistemáticamente la estrella desde 1659 hasta 1682 y la llamó Lat.  Mira ("increíble") porque actuó como ninguna otra estrella famosa. Entonces Ismail Buyo estimó su período en 333 días, que difiere en un día del valor moderno de 332 días. Es posible que la medida de Buyo no haya sido incorrecta: se sabe que Mira cambia ligeramente durante un período e incluso puede cambiar lentamente con el tiempo. Según algunas estimaciones, esta estrella es una gigante roja con una edad de seis mil millones de años [2] .

Hay mucha especulación sobre si Mira fue observada antes que Fabricio. Por supuesto, la historia de Algol (conocida con certeza como una variable solo en 1667, pero con leyendas que se remontan a la antigüedad que muestran que ha sido observada con recelo durante milenios) sugiere que Mira también podría haber sido conocida. Charles Manitius, un traductor moderno del comentario de Hiparco sobre Aratus, ha sugerido que algunas líneas de este texto del siglo II pueden tratar sobre Mir. Otros catálogos occidentales pretelescópicos de Ptolomeo, al-Sufi, Ulugbek y Tycho Brahe no incluían ninguna mención, ni siquiera como una estrella ordinaria. Hay tres observaciones de archivos chinos y coreanos, en 1596, 1070 y el mismo año en que Hiparco habría hecho su observación (134 a. C.), que son sugerentes

Notas

1. ↑ 1 2 Leeuwen Fv. Validación de la nueva reducción de Hipparcos  // Astron . Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2007. - Vol. 474, edición. 2.- Pág. 653-664. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20078357 - arXiv:0708.1752
2. ↑ 1 2 Wyatt, SP; Cahn, JH Cinemática y edades de las variables Mira en el gran vecindario solar  //  The Astrophysical Journal  : revista. - Ediciones IOP , 1983. - Vol. 275 . - pág. 225-239 . -doi : 10.1086/ 161527 . - .
3. ↑ 1 2 3 Woodruff, HC; Eberhardt, M.; Driebe, T.; Hofmann, K.-H.; Ohnaka, K.; Richichi, A.; Schert, D.; Scholler, M.; Scholz, M.; Weigelt, G.; Wittkowski, M.; Wood, PR Observaciones interferométricas de la estrella Mira o Ceti con el instrumento VLTI/VINCI en el infrarrojo cercano   // Astronomy and Astrophysics  : journal. - EDP Ciencias , 2004. - Vol. 421 , núm. 2 . - Pág. 703-714 . -doi : 10.1051/0004-6361 : 20035826 . - . — arXiv : astro-ph/0404248 . Archivado desde el original el 3 de marzo de 2016.
4. ↑ Base de datos astronómica SIMBAD
5. ↑ Keenan P. C., Garrison R. F., Deutsch A. J. Catálogo revisado de espectros de variables Mira de tipos ME y Se  // The Astrophysical Journal : Supplement Series - American Astronomical Society , 1974. - Vol. 28. - Pág. 271-307. — ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 - doi:10.1086/190318
6. ↑ Warner B. Observaciones de Rapid Blue Variables-VIII EL COMPAÑERO DE  MIRA // Mon. No. R. Astron. soc. / D. Flor - OUP , 1972. - Vol. 159, edición. 1.- Pág. 95-100. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1093/MNRAS/159.1.95
7. ↑ SIMBAD._ _ _ — El mundo en la base de datos SIMBAD . Consultado el 22 de febrero de 2013.  
8. ↑ NV Kharchenko, R.-D. Scholz, AE Piskunov, Röser S., Schilbach E. Suplementos astrofísicos del ASCC-2.5: Ia. Velocidades radiales de ∼55000 estrellas y velocidades radiales medias de 516 cúmulos abiertos galácticos y asociaciones  (inglés) // Astron. Nachr. - Wiley , 2007. - Vol. 328, edición. 9.- Pág. 889-896. — ISSN 0004-6337 ; 1521-3994 - doi:10.1002/ASNA.200710776 - arXiv:0705.0878
9. ↑ Wilk, Stephen R. Evidencia mitológica de observaciones antiguas de estrellas variables  //  The Journal of the American Association of Variable Star Observers: revista. - 1996. - vol. 24 , núm. 2 . - pág. 129-133 . - .
10. ↑ Hoffleit, Dorrit. Historia del descubrimiento de las estrellas Mira // The Journal of the American Association of Variable Star Observers. - 1997. - T. 25 , N º 2 . - art. 115 . — .

Enlaces

•  Curva de luz Mira 2002-2005
• Mecánica Popular
• Del álbum de fotos del telescopio Chandra  (ing.)

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