Mira (estrella)
Mira (Ómicron Ceti / ο Cet / 68 Ceti)[1] es una estrella variable de la constelación de Cetus, «la ballena». Una de las estrellas más notables del cielo nocturno, su magnitud aparente varía entre +2,0 —siendo en ese momento la estrella más brillante de la constelación— y +10,1 —cuando no es visible a simple vista— con un período de 332 días. Ello ha dado origen a su nombre, Mira, procedente del latín mira, «maravillosa, asombrosa». La distancia a la que se encuentra es incierta; mientras que las mediciones realizadas antes del satélite Hipparcos la situaban a 220 años luz del Sistema Solar, los datos de Hipparcos indican una distancia de 418 años luz, con un margen del error del 14%.
Imagen de Mira obtenida con el Telescopio espacial Hubble. | |
| Constelación | Cetus |
| Ascensión recta α | 02h 19min 20,8s |
| Declinación δ | -02º 58’ 40’’ |
| Distancia | 418 años luz (aprox) |
| Magnitud visual | +2,0 a +10,1 (variable) |
| Magnitud absoluta | +0,93 |
| Luminosidad | 8400 - 9360 soles |
| Temperatura | 2918 - 3192 K |
| Masa | 1,18 soles |
| Radio | 332 - 402 soles |
| Tipo espectral | M7III |
| Velocidad radial | +63,8 km/s |
| Otros nombres | HD 14386 / HR 681 HIP 10826 / SAO 129825 |
Historia de su observación
Puede ser que la variabilidad de Mira fuera ya conocida en la antigua China, Babilonia y Grecia.[2] Lo que es seguro es que la variabilidad de Mira fue registrada por el astrónomo David Fabricius desde el 3 de agosto de 1596. Al observar el planeta Mercurio, Fabricius necesitaba una estrella de referencia para comparar posiciones, escogiendo una estrella de tercera magnitud cercana antes inadvertida —Mira—. Sin embargo, hacia el 21 de agosto el brillo de la estrella había aumentado una magnitud, mientras que para octubre de ese mismo año no era ya visible. Fabricius supuso que era una nova, hasta que la vio de nuevo el 16 de febrero de 1609.[3]
En 1638, Johann Holwarda determinó el período de las reapariciones de la estrella en once meses; a menudo se atribuye a este astrónomo frisio el descubrimiento de la variabilidad de Mira. En la misma época, Johannes Hevelius observó la peculiar estrella, denominándola «Mira» —en el sentido de «maravillosa» o «asombrosa»— en la Historiola Mirae Stellae de 1662, pues su comportamiento se apartaba del de cualquier otra estrella conocida. Ismail Bouillaud estimó su período en 333 días, lo que supone menos de un día de diferencia respecto al período actualmente aceptado de 332 días.
Hay una considerable especulación sobre si Mira había sido ya observada antes de Fabricius. La historia de Algol (β Persei) —con seguridad conocida como variable en 1667, aunque distintas leyendas muestran que había sido observada desde milenios con recelo— sugiere que Mira pudiera haber sido conocida en la antigüedad. Karl Manitius, traductor del Comentario en Aratus de Hiparco de Nicea, sugiere que ciertas líneas de aquel texto del siglo II a. C. pueden versar sobre Mira. Otros catálogos, como los de Ptolemeo, Al-Sufi, Ulugh Beg y Tycho Brahe no la mencionan, ni siquiera como estrella «normal». Existen tres observaciones de archivos chinos y coreanos, de 1596, 1070 y 134 a. C. —el mismo año que Hiparco de Nicea habría hecho sus observaciones— que sugieren que la estrella podría ser ya conocida en aquellas épocas.
Actualmente, Mira es el prototipo de una clase de variables que llevan su nombre, las variables Mira.
Características físicas
Mira es una gigante roja de tipo espectral medio M7IIIe; este varía entre M5 y M9 —momento en el que su temperatura y brillo son menores—. Como consecuencia de su variabilidad, es problemático definir su temperatura y tamaño, ya que estos parámetros dependen del momento del ciclo en el cual se realice la medida y de la longitud de onda utilizada; consecuentemente, su luminosidad tampoco es inequívoca. La relativa cercanía de Mira permite, sin embargo, medir su diámetro angular. Este permite calcular su radio, que varía desde 2 UA en luz visible, hasta aproximadamente el doble en luz infrarroja. Considerando una temperatura superficial de 3000 K, su luminosidad se puede estimar en aproximadamente 8.500 veces la luminosidad solar —incluyendo una gran cantidad de energía emitida como radiación infrarroja—.[4]
Mira se encuentra en las últimas fases de su evolución estelar. Hace miles de millones de años era una estrella similar al Sol, pero, una vez agotado su combustible de hidrógeno y helio, se ha transformado en una estrella muy distendida y luminosa. Su variabilidad proviene de pulsaciones en su superficie, cambios en el tamaño de la estrella —que pueden suponer un 15% en cada pulsación— que afectan también a su temperatura y luminosidad.[4]
Observaciones llevadas a cabo con el telescopio espacial GALEX en la región ultravioleta han puesto de manifiesto que Mira deja un rastro de materia proveniente de sus capas externas, creando una estela de 13 años luz de longitud —unas tres veces la distancia que separa el Sol de la estrella más cercana, Próxima Centauri—, formada a lo largo de 30 000 años o más.[5][6] Se piensa que una onda de choque de plasma o gas comprimido genera la estela; dicha onda de choque resulta de la interacción entre el viento estelar de Mira y el gas en el espacio interestelar, a través del cual la estrella se mueve a gran velocidad —130 km/s—.[7][8] La masa del «rastro» de Mira se estima en unas 3000 veces la de la Tierra.
En última instancia, el material perdido constituirá una nebulosa planetaria, mientras que el remanente estelar se condensará en una enana blanca de un tamaño similar al de nuestro planeta.
Sistema estelar
Mira forma un sistema binario con una acompañante, Mira B, resuelta en 1995 por el Telescopio Espacial Hubble. Distante 70 UA de la primaria, imágenes en el ultravioleta y rayos X muestran una espiral de gas procedente de Mira en dirección a Mira B. El período orbital de esta compañera es de ~ 400 años.
Mira B se halla rodeada por un disco protoplanetario, formado a partir del material procedente del viento solar de Mira. Se piensa que probablemente Mira B es una enana naranja de tipo K con una masa aproximada de 0,7 masas solares, y no una enana blanca como se creyó inicialmente.[9] Sin embargo, en 2010, una investigación adicional indicó que Mira B es en realidad una enana blanca.
Véase también
Referencias
- Omicron Ceti - Variable Star of Mira Cet type (SIMBAD)
- Wilk, Stephen R (1996). «Mythological Evidence for Ancient Observations of Variable Stars». The Journal of the American Association of Variable Star Observers 24 (2): 129-133. Consultado el 7 de diciembre de 2007.
- Hoffleit, Dorrit, , archivado desde el original el 27 de septiembre de 2007, consultado el 16 de agosto de 2007.
- ↑
- Martin, Christopher (17 de agosto de 2007). «A turbulent wake as a tracer of 30,000 years of Mira's mass loss history». Nature 448: 780-783. doi:10.1038/nature06003.
- Minkel, JR. "Shooting Bullet Star Leaves Vast Ultraviolet Wake", "The Scientific American", 15 de agosto de 2007. Consultado el 21 de agosto de 2007.
- Wareing, Christopher (6 de noviembre de 2007). «It's a wonderful tail: the mass-loss history of Mira». Astrophysical Journal 670: L125-L129. doi:10.1086/524407.
- Clavin, W. (agosto de 2007). . California Institute of Technology. Archivado desde el original el 27 de agosto de 2007. Consultado el 16 de agosto de 2007.
- Than, Ker, Dying star's dust helping to build new planets, consultado el 16 de agosto de 2007.
Enlaces externos
- Animación de la NASA