Mira, ˈmaɪrə, también conocida como Omicron Ceti (o ο Ceti/Cet del del ο), es una estrella roja del gigante aproximadamente 418 años luz lejos en el Cetus de la constelación . Mira es una estrella binaria, consistiendo en el gigante rojo Mira A junto con el Mira B . Mira A es también una estrella variable oscilante y era la primera estrella variable non- de la supernova descubierta, con la excepción posible de ALGOL . Aparte de el inusual Eta Carinae, Mira está la variable periódica más brillante del cielo que no es visible al ojo desnudo para la parte de su ciclo. Su distancia es incierta; las estimaciones pre- de Hipparcos centraron a alrededor 220 años luz, (1) mientras que los datos de Hipparcos sugieren una distancia de 418 años luz, no obstante con una margen de error de el ~14%.
Historia de la observación
Evidenciar que la variabilidad de Mira era sabido en el antiguo China, el Babylon o el Grecia es en el mejor de los casos solamente circunstancial. Cuál está seguro es que la variabilidad de Mira fue registrada por el principio de David Fabricius del astrónomo el el 3 de agosto, el 1596 . Observando el Mercury del planeta, él necesitó una estrella de la referencia para comparar posiciones y escogió una estrella previamente unremarked de la tercero-magnitud cerca. En el 21 de agosto, sin embargo, había aumentado de brillo en una magnitud, después en octubre se había descolorado de la visión. Fabricius asumió que era una Nova, pero por otra parte que la vio otra vez el el 16 de febrero, 1609 .
Eventual, el Juan Holwarda determinó un período de las reapariciones de la estrella, once meses; El Juan Hevelius lo observaba al mismo tiempo y nombrado lo " Mira" (" del significado; maravilloso, astonishing") en Historiola Mirae Stellae de s 1662 el ', porque él actuaban como ninguna otra estrella sabida. El Ismail Bouillaud entonces estimaba su período en 333 días, menos de un día libre el el valor moderno de 332 días (y perfectamente perdonable, como Mira se conoce para variar levemente en período, y puede incluso cambiar lentamente en un cierto plazo).
Hay considerable especulación si Mira había sido observada antes de Fabricius. historia de s del ALGOL la “(sabida para seguro como variable solamente en el 1667, pero con leyendas y tal datar de la demostración de la antigüedad que había sido observado con la suspicacia por milenios) sugiere ciertamente que Mira se pudiera haber conocido también. Karl Manitius, un traductor comentario del de Hipparchus de ” en Aratus, ha sugerido que ciertas líneas de ese segundo texto del siglo A. pueden estar sobre Mira. Los otros catálogos occidentales pre-telescópicos Ptolemy, al-Sufi, Ulugh piden, y la vuelta de Tycho Brahe encima de ningunas menciones, incluso durante una estrella regular. Hay tres observaciones de archivos chinos y coreanos, en el 1596, el 1070, y el mismo año en que Hipparchus habría hecho su observación ( 134 A. ) que es sugestivo, solamente la práctica china de precisar observaciones más exacto que dentro de un dado la constelación china hace difícil estar segura.
Sistema
Componente A
Mira A fue formada, él comienza a generar energía por la fusión nuclear del hidrógeno en el helio en su base. La fuente de hidrógeno en la base fue agotada una vez, fusión del hidrógeno continua a lo largo de una cáscara que rodeaba la cáscara inerte del helio. Esta cáscara generó más energía de la fusión que la base, así que la luminosidad de los aumentos de Mira A. Sin embargo, al mismo tiempo, la atmósfera externa de Mira A amplió a muchas veces su tamaño original, produciendo un gigante rojo .
Mientras que el helio adicional fue generado por la cáscara de la combustión hidrogenada, la base inactiva del helio de Mira A aumentó constantemente de Massachusetts. Una vez que la base alcanzó una temperatura y una presión suficientes comenzar a quemar el helio, Mira A experimentó un proceso del fugitivo llamado el flash del helio. Esto inicia la fusión del helio en la base, produciendo una ceniza del carbón y del oxígeno. Gradualmente la base ampliada y refrescada, y la energía disminuida fueron generadas de la combustión hidrogenada. Esto hizo la luminosidad de la estrella disminuir, mientras que la atmósfera externa se encogió y aumentó de temperatura. Esta etapa de la evolución de la estrella se llama la rama horizontal .
La forma total de Mira A se ha observado para cambiar, exhibiendo salidas pronunciadas de la simetría. Éstos aparecen ser causados por los puntos brillantes en la superficie que desarrollan su forma en escalas de tiempo de 3– 14 meses. Las observaciones de Mira A en la venda ultravioleta por el telescopio espacial de Hubble han demostrado una característica plume-like que apuntaba en la dirección de la estrella de compañero.
Variabilidad
Mira A es un ejemplo bien conocido de una categoría de las estrellas variables conocidas como variables de Mira que se nombren después de esta estrella. It— y los otros 6000 o estrellas tan sabidas de este class— son todos los gigantes rojos cuyas superficies oscilan a fin de aumentar y disminuir en brillo durante los períodos que se extienden a partir de cerca de 80 días más a de 1000.En el caso particular de Mira, sus aumentos en brillo lo toman hasta sobre la magnitud 3.5 en el promedio, poniéndola entre las estrellas más brillantes en la constelación de Cetus. Los ciclos individuales varían también; los máximos bien-atestiguados van tan arriba como la magnitud 2.0 en brillo y tan bajo como 4.9, una gama casi 15 veces en brillo, y allí son sugerencias históricas que la extensión verdadera puede ser tres veces esto o más. La gama de los mínimos mucho menos, y ha sido históricamente entre 8.1, un factor de cuatro veces en luminosidad. El oscilación total en brillo del máximo absoluto al mínimo absoluto (dos acontecimientos que no ocurrió en el mismo ciclo) es 1700 veces. Interesante, puesto que Mira emite a gran mayoría de su radiación en el infrarrojo, su variabilidad en esa venda es solamente cerca de dos magnitudes.(2) que la forma de su curva de la luz es de un aumento más de cerca de 100 días, y una vuelta dos veces tan de largo.
Pérdida total
Los estudios ultravioletas de Mira por telescopio espacial del explorador (Galex) de la evolución de la galaxia de s de NASA 'han revelado que vierte un rastro del material del sobre externo, creando una cola 13 años luz en la longitud, formada durante los 30. Se piensa que el calientes arquear-agitan del plasma/del gas comprimidos (que resultan de la velocidad de Mira extremadamente de 130km/sec) son la causa del material de la vertiente. Esta onda de arco es también visible en observaciones ultravioletas.
Componente B
considera también:
Mira B
La estrella de compañero fue resuelta por el telescopio espacial de Hubble en el 1995, cuando era 70 unidades astronómicas del primario; los resultados fueron anunciados en el 1997 . Las imágenes ultravioletas del TGV e imágenes posteriores de la radiografía por el telescopio espacial de Chandra demuestran un espiral del gas que se levanta de Mira en la dirección de Mira B. El período orbital del compañero alrededor de Mira es aproximadamente 400 años.
En 2007, las observaciones demostraron un disco alrededor del compañero, Mira B. Este disco se está acrecentando del material en el viento solar de Mira y puede encenderse eventual formar los nuevos planetas. Estas observaciones también revelaron que el compañero es más probable una estrella de secuencia principal de alrededor 0.7 masas solares y del tipo espectral K, en vez de un enano blanco según lo creído previamente.
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