Mira, Ómicron Ceti

La gigante estrella roja fría históricamente conocida como Mira, pero oficialmente llamada Ómicron Ceti, se conoce desde hace unos 400 años. Fue descubierta el 13 de agosto de 1596, por el astrónomo holandés David Fabricius, que la confundió con un nova, ya que más tarde desapareció del campo de visión. El nombre de Mira significa "La maravilla". Se considera que fue el primer caso de una estrella variable.

Mira es un sistema binario con una separación de aproximadamente 70 veces más que la existente entre la Tierra y el Sol, equivalente a un tamaño angular de sólo 0,6 segundos de arco -el diámetro aparente de una moneda de diez centavos a cuatro millas de distancia-. Es el prototipo de toda una clase de estrellas conocidas como "variables de tipo Mira". Aunque una vez fue como nuestro Sol, Mira se encuentra ahora en el final de su vida, y se ha convertido en una estrella gigante roja fría que es muy variable en brillo. Contrayéndose y expandiéndose cada 332 días, Mira arroja grandes cantidades de material a través de su poderoso "viento" de gas y polvo. El periodo orbital de la estrella compañera es de unos 400 años. (NASA).

La imagen superior de arriba del Telescopio Espacial Hubble de la NASA, es de la fría estrella gigante roja Mira A (derecha), y su compañera binaria tomada el 11 de diciembre de 1995 en luz visible usando la cámara de la Agencia Espacial Europea, de Objetos Débiles (FOC). En la parte inferior izquierda hay una imagen en luz visible del Hubble del disco de Mira, revelando una forma extraña y asimétrica parecida a una pelota de béisbol. Esto puede estar ligado a cambios dramáticos que ocurren durante sus ciclos de expansión-contracción, o a la presencia de puntos sin resolver en su superficie. Las mediciones del Hubble muestran que la estrella gigante roja es 700 veces más grande que nuestro Sol. La imagen inferior derecha se hizo en luz UV. El Hubble resuelve un pequeño apéndice en forma de gancho que se extiende desde Mira en la dirección de su compañera, que podría ser material de Mira siendo gravitacionalmente atraído por la estrella menor. Alternativamente, podría ser que el material en la atmósfera superior de Mira se calienta debido a la presencia de la compañera. Crédito de la foto: Margarita Karovska (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics), y la NASA.

Si Mira estuviera en el centro de nuestro sistema solar, se extendería hasta más de 300 millones de millas, mucho más allá de la órbita de Marte y casi dos tercios del camino a Júpiter. La compañera de Mira es una enana blanca que se encuentra rodeada por el material capturado del viento de Mira. A una distancia de unos 400 años-luz, Mira es el más cercano sistema binario de viento de acreción, a la Tierra.

"Mira es la más brillante y más famosa variable pulsante de largo período en el cielo, y le dio el nombre a toda esta clase de estrellas. Cambia su brillo normalmente entre máximos de magnitud 3ª, y mínimos de magnitud de unos 10, pero a veces se han observados máximos más brillantes de hasta magnitud 2, (por ejemplo, por William Herschel), o más débiles cuando Mira se mantiene en una magnitud alrededor de 5. A una distancia de unos 400 años luz, esto corresponde a magnitudes absolutas de aproximadamente -2,5 cerca de los máximos y de 4,7 cerca de sus mínimos, por lo que la gigantesca y fria Mira es sólo como o incluso menos luminosa que nuestro Sol cerca de sus mínimos, pero ilumina hasta unas 700 y en ocasiones incluso más de 1500 veces de luminosidades solares, cerca del máximo de su ciclo. "(seds.org).

Toda una clase de estrellas variables llevan el nombre de Mira. Las estrellas de "tipo Mira" son variables con un período de alrededor de 100-1000 días, y con variaciones visuales de luz de más de 2,5 magnitudes. Ahora se conocen unas 6000 "variables Mira".

Esta curva de luz de AAVSO, muestra la variación en la intensidad del sistema binario Mira.

Fuentes

Índice

Conceptos de Estrella

 
HyperPhysics*****AstrofísicaM Olmo R Nave
Atrás








Beta Ceti

"Beta Ceti es una brillante estrella gigante con una corona caliente, que irradia unas 2.000 veces más energía de rayos X que el Sol. Los científicos sospechan que esta actividad de rayos X está de alguna manera relacionada con su avanzado estado de evolución, llamado combustión del helio del núcleo. Durante esta etapa, el núcleo de la estrella está muy caliente (más de cien millones de grados Celsius), y el helio se convierte en carbono, a través de las reacciones de fusión nuclear."(Chandra)

Crédito NASA/CXC. Esta imagen de rayos X, fue tomada por el Observatorio de Rayos X Chandra, el 29 de junio de 2001.

"Usando la teoría de la evolución de las estrellas, se puede reconstruir la historia de Beta Ceti, una estrella con una masa de alrededor de 3 soles. Durante los primeros mil millones de años de su existencia, Beta Ceti fue alimentada por reacciones de fusión nuclear, convirtiendo el hidrógeno del núcleo en helio."(Chandra)

"Después de agotado el hidrógeno en el núcleo, la región central de la estrella se contrajo hasta que el gas de hidrógeno alrededor del núcleo de helio, se hizo lo suficientemente denso y caliente para encender allí reacciones de fusión de hidrógeno. Esta poderosa nueva fuente de energía, causó que las regiones exteriores de la estrella se expandieran enormemente y se enfriaran. En este punto Beta Ceti se convirtió en una gigante roja. Durante la fase de gigante roja, Beta Ceti habría sido una fuente muy débil de rayos X."(Chandra)

"Después de unos 10 millones de años, el núcleo de la estrella se contrajo y se calentó a más de 100 millones de grados, permitiendo que se produjeran allí reacciones de fusión de helio. En esta etapa de combustión del núcleo de helio, que tendrá una duración de 100 millones de años o más, el diámetro total del la estrella se reducirá a cerca de 20 veces el del Sol, y la temperatura de la superficie aumentará, por lo que ya no sería una estrella gigante roja."(Chandra)

Fuentes

Índice

Conceptos de Estrella

 
HyperPhysics*****AstrofísicaM Olmo R Nave
Atrás