Imagen de Mira en luz ultravioleta, en donde se aprecia el rastro que deja la estrella.
Se piensa que las variables Mira tienen masas inferiores a 2 masas solares, pero al tener tan distendidas sus capas exteriores su luminosidad puede ser miles de veces mayor que la del Sol. Se piensa que las pulsaciones se producen por la expansión y la contracción de toda la estrella: esto produce un cambio en su temperatura y tamaño, lo que ocasiona la variación observada en su brillo. Las últimas observaciones han puesto de manifiesto que una gran parte de las variables Mira no tienen forma esférica.[1][2][3]
Aunque las variables Mira tienen un comportamiento y una estructura similar, en realidad forman un grupo heterogéneo en cuanto a edad, masa, modo de pulsación y composición química. Algunas, como R Leporis, son estrellas de carbono, mientras que otras muestran un aumento o disminución en su período de pulsación a lo largo del tiempo.
Un pequeño subgrupo de variables Mira parecen cambiar su período a lo largo del tiempo; este aumenta o disminuye sustancialmente (hasta un factor de tres) en el transcurso de décadas o siglos. Se cree que esto puede deberse a pulsos termales, producidos por una capa de hidrógeno cerca del núcleo estelar que llega a estar lo suficientemente caliente y densa para experimentar fusión nuclear. Esto cambia la estructura de la estrella, lo que se manifiesta por un cambio en el período. Se piensa que esto sucede en todas las variables Mira, pero a la corta duración de los pulsos termales (apenas unos miles de años) en relación a la permanencia en la rama asintótica gigante (varios millones de años), implica que solo vemos este fenómeno en algunas de las muchas variables Mira conocidas. No obstante, la mayoría de ellas exhiben ligeros cambios de período entre ciclos, probablemente causados por un comportamiento no linear en la envoltura estelar, incluyendo desviaciones de la simetría esférica.
Las variables Mira suscitan un gran interés dentro de la astronomía amateur debido a sus espectaculares cambios de brillo. La estrella Mira (ο Ceti), a quien deben su nombre estas variables, es la estrella más notable dentro del grupo. En la siguiente tabla figuran algunas de las variables Mira más conocidas.
Optical aperture synthetic images of the photosphere and molecular atmosphere of Mira, 1992
Asymmetries in the atmosphere of Mira, 1991
Surface imaging of long-period variable stars, 1999
Datos:Q744691
Multimedia:Mira variables
Enero 14, 2022
estrella, variable, mira, variable, mira, estrella, variable, pulsante, caracterizada, color, rojo, intenso, período, pulsación, más, días, amplitud, más, magnitud, aparente, gigantes, rojas, estados, avanzados, evolución, estelar, situadas, rama, asintótica, . Una variable Mira es una estrella variable pulsante caracterizada por un color rojo intenso un periodo de pulsacion de mas de 100 dias y una amplitud de mas de una magnitud aparente Son gigantes rojas en estados muy avanzados de su evolucion estelar situadas en la rama asintotica gigante RAG en el diagrama de Hertzsprung Russell que en el transcurso de unos millones de anos expulsaran sus capas exteriores creando una nebulosa planetaria quedando el nucleo remanente como una enana blanca Imagen de Mira en luz ultravioleta en donde se aprecia el rastro que deja la estrella Se piensa que las variables Mira tienen masas inferiores a 2 masas solares pero al tener tan distendidas sus capas exteriores su luminosidad puede ser miles de veces mayor que la del Sol Se piensa que las pulsaciones se producen por la expansion y la contraccion de toda la estrella esto produce un cambio en su temperatura y tamano lo que ocasiona la variacion observada en su brillo Las ultimas observaciones han puesto de manifiesto que una gran parte de las variables Mira no tienen forma esferica 1 2 3 Aunque las variables Mira tienen un comportamiento y una estructura similar en realidad forman un grupo heterogeneo en cuanto a edad masa modo de pulsacion y composicion quimica Algunas como R Leporis son estrellas de carbono mientras que otras muestran un aumento o disminucion en su periodo de pulsacion a lo largo del tiempo Un pequeno subgrupo de variables Mira parecen cambiar su periodo a lo largo del tiempo este aumenta o disminuye sustancialmente hasta un factor de tres en el transcurso de decadas o siglos Se cree que esto puede deberse a pulsos termales producidos por una capa de hidrogeno cerca del nucleo estelar que llega a estar lo suficientemente caliente y densa para experimentar fusion nuclear Esto cambia la estructura de la estrella lo que se manifiesta por un cambio en el periodo Se piensa que esto sucede en todas las variables Mira pero a la corta duracion de los pulsos termales apenas unos miles de anos en relacion a la permanencia en la rama asintotica gigante varios millones de anos implica que solo vemos este fenomeno en algunas de las muchas variables Mira conocidas No obstante la mayoria de ellas exhiben ligeros cambios de periodo entre ciclos probablemente causados por un comportamiento no linear en la envoltura estelar incluyendo desviaciones de la simetria esferica Las variables Mira suscitan un gran interes dentro de la astronomia amateur debido a sus espectaculares cambios de brillo La estrella Mira o Ceti a quien deben su nombre estas variables es la estrella mas notable dentro del grupo En la siguiente tabla figuran algunas de las variables Mira mas conocidas Nombre Magnitud aparente maxima Magnitud aparente minima Periodo dias Mira o Ceti 2 10 1 331 996Ji Cygni x Cygni 3 3 14 2 408 5R Hydrae 3 5 10 9 388 87R Carinae 3 9 10 5 308 71R Leonis 4 4 11 3 309 95S Carinae 4 5 9 9 149 9R Cassiopeiae 4 7 13 5 430 46R Horologii 4 7 14 3 407 6U Orionis 4 8 13 368 3RR Scorpii 5 0 12 4 281 45R Serpentis 5 16 14 4 356 41R Centauri 5 3 11 8 546 2R Trianguli 5 4 12 6 266 9R Leporis 5 5 11 7 427 1R Aquilae 5 5 12 284 2R Aquarii 5 8 12 4 386 96U Cygni 5 9 12 1 463 24 Estrellas de carbonoVease tambien EditarEstrella variable Gigante roja Estrella variable pulsanteReferencias Editar Optical aperture synthetic images of the photosphere and molecular atmosphere of Mira 1992 Asymmetries in the atmosphere of Mira 1991 Surface imaging of long period variable stars 1999 Datos Q744691 Multimedia Mira variables Obtenido de https es wikipedia org w index php title Estrella variable Mira amp oldid 131942366, wikipedia, wiki, leyendo, leer, libro, biblioteca,
