Mira - Mira
  | |
| Dados de observação Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 |
|
|---|---|
| constelação | Cetus |
| Ascensão certa | 02 h 19 m 20.79210 s |
| Declinação | −02 ° 58 ′ 39,4956 ″ |
| Magnitude aparente (V) | 2,0 a 10,1 |
| Características | |
| Tipo espectral | M7 IIIe (M5e-M9e) |
| Índice de cor U − B | +0,08 |
| Índice de cor B − V | +1,53 |
| Tipo de variável | Mira |
| Astrometria | |
| Velocidade radial (R v ) | +63,8 km / s |
| Movimento adequado (μ) | RA: +9,33 mas / ano Dec .: -237,36 mas / ano |
| Paralaxe (π) | 10,91 ± 1,22 mas |
| Distância | Aproximadamente. 300 ly (aprox. 90 pc ) |
| Magnitude absoluta (M V ) | +0,99 (variável) |
| Órbita | |
| Período (P) | 497,88 anos |
| Semi-eixo maior (a) | 0,8 ″ |
| Excentricidade (e) | 0,16 |
| Inclinação (i) | 112 ° |
| Longitude do nó (Ω) | 138,8 ° |
| Época do periastro (T) | 2285,75 |
|
Argumento de periastro (ω) (secundário) |
258,3 ° |
| Detalhes | |
| Massa | 1,18 M ☉ |
| Raio | 332–402 (-541) R ☉ |
| Luminosidade (bolométrica) | 8.400-9.360 L ☉ |
| Temperatura | 2.918-3.192 K |
| Era | 6 gyr |
| Outras designações | |
| Referências de banco de dados | |
| SIMBAD | dados |
Mira ( / m aɪ r ə / ), designação Omicron Ceti ( ο Ceti , abreviado Omicron Cet , ο Cet ), é um vermelho-gigante estrela estimado em 200-400 anos de luz do Sol na constelação Cetus .
ο Ceti é um sistema estelar binário , que consiste em uma gigante vermelha variável (Mira A) junto com uma anã branca companheira ( Mira B ). Mira A é uma estrela variável pulsante e foi a primeira estrela variável não supernova descoberta, com a possível exceção de Algol . É o protótipo das variáveis Mira .
Nomenclatura
ο Ceti ( latinizado para Omicron Ceti ) é a designação Bayer da estrela . Foi nomeado Mira ( latim para 'maravilhoso' ou 'surpreendente') por Johannes Hevelius em sua Historiola Mirae Stellae (1662). Em 2016, a União Astronômica Internacional organizou um Grupo de Trabalho em Nomes de Estrelas (WGSN) para catalogar e padronizar nomes próprios para estrelas. O primeiro boletim da WGSN de julho de 2016 incluía uma tabela dos dois primeiros lotes de nomes aprovados pela WGSN, que incluíam Mira para esta estrela.
História de observação
As evidências de que a variabilidade de Mira era conhecida na China , na Babilônia ou na Grécia antigas são, na melhor das hipóteses, apenas circunstanciais. O que é certo é que a variabilidade de Mira foi registrada pelo astrônomo David Fabricius a partir de 3 de agosto de 1596. Observando o que ele pensava ser o planeta Mercúrio (posteriormente identificado como Júpiter ), ele precisava de uma estrela de referência para comparar posições e escolheu uma estrela anterior estrela de terceira magnitude não observada nas proximidades. Em 21 de agosto, entretanto, seu brilho havia aumentado em uma magnitude e , em outubro, havia sumido de vista. Fabricius presumiu que fosse uma nova, mas a viu novamente em 16 de fevereiro de 1609.
Em 1638, Johannes Holwarda determinou um período de reaparecimento da estrela, onze meses; ele costuma ser creditado com a descoberta da variabilidade de Mira. Johannes Hevelius estava observando-o ao mesmo tempo e chamou-o de Mira em 1662, pois agia como nenhuma outra estrela conhecida. Ismail Bouillaud estimou seu período em 333 dias, menos de um dia do valor moderno de 332 dias. A medição de Bouillaud pode não estar errada: Mira é conhecida por variar ligeiramente no período, e pode até mesmo estar mudando lentamente com o tempo. A estrela é estimada em uma gigante vermelha de seis bilhões de anos .
Há considerável especulação sobre se Mira foi observada antes de Fabricius. Certamente , a história de Algol (conhecida com certeza como uma variável apenas em 1667, mas com lendas e outras que datam da antiguidade mostrando que ela havia sido observada com suspeita por milênios) sugere que Mira também poderia ser conhecida. Karl Manitius , um tradutor moderna de Hiparco " Comentário sobre Aratus , sugeriu que certas linhas de esse texto segundo século pode estar prestes Mira. Os outros catálogos pré-telescópicos ocidentais de Ptolomeu , al-Sufi , Ulugh Beg e Tycho Brahe não apresentam menções, mesmo como uma estrela regular. Existem três observações de arquivos chineses e coreanos, em 1596, 1070 e no mesmo ano em que Hiparco teria feito sua observação (134 aC) que são sugestivas.
Distância
A distância até Mira é incerta; estimativas pré- Hipparcos centradas em 220 anos-luz ; enquanto os dados do Hipparcos da redução de 2007 apontam para uma distância de 299 anos-luz, com margem de erro de 11%.
Sistema estelar
Este sistema estelar binário consiste em uma gigante vermelha (Mira, designada Mira A) sofrendo perda de massa e uma anã branca companheira de alta temperatura (Mira B) que está agregando massa do primário. Tal arranjo de estrelas é conhecido como sistema simbiótico e este é o par simbiótico mais próximo do Sol . O exame desse sistema pelo Observatório de raios-X Chandra mostra uma troca de massa direta ao longo de uma ponte de matéria da anã primária à anã branca. As duas estrelas estão atualmente separadas por cerca de 70 unidades astronômicas .
Componente A
Mira A é atualmente uma estrela de ramo gigante assintótico (AGB), na fase AGB de pulsação térmica. Cada pulso dura uma década ou mais, e um período de tempo da ordem de 10.000 anos se passa entre cada pulso. Com cada ciclo de pulso, Mira aumenta em luminosidade e os pulsos ficam mais fortes. Isso também está causando instabilidade dinâmica no Mira, resultando em mudanças dramáticas na luminosidade e no tamanho em períodos de tempo mais curtos e irregulares.
Observou-se que a forma geral do Mira A mudou, exibindo pronunciados desvios de simetria. Eles parecem ser causados por pontos brilhantes na superfície que evoluem sua forma em escalas de tempo de 3 a 14 meses. As observações de Mira A na banda ultravioleta pelo Telescópio Espacial Hubble mostraram uma característica semelhante a uma pluma apontando para a estrela companheira.
Variabilidade
Mira A é uma estrela variável , especificamente a variável Mira prototípica . As 6.000 a 7.000 estrelas conhecidas desta classe são todas gigantes vermelhas cujas superfícies pulsam de forma a aumentar e diminuir o brilho em períodos que variam de cerca de 80 a mais de 1.000 dias.
No caso particular de Mira, seus aumentos de brilho a levam a uma magnitude de 3,5 em média, colocando-a entre as estrelas mais brilhantes da constelação de Cetus . Os ciclos individuais também variam; máximos bem atestados chegam a magnitude 2.0 em brilho e tão baixos quanto 4.9, uma faixa de quase 15 vezes em brilho, e há sugestões históricas de que o spread real pode ser três vezes isso ou mais. Os mínimos variam muito menos e têm estado historicamente entre 8,6 e 10,1, um fator de quatro vezes na luminosidade. A variação total no brilho do máximo absoluto para o mínimo absoluto (dois eventos que não ocorreram no mesmo ciclo) é 1.700 vezes. Mira emite a grande maioria de sua radiação no infravermelho , e sua variabilidade nessa faixa é de apenas cerca de duas magnitudes. A forma de sua curva de luz aumenta em cerca de 100 dias, e o retorno ao mínimo leva o dobro do tempo.
Máximos aproximados contemporâneos para Mira:
- 21 a 31 de outubro de 1999
- 21 a 30 de setembro de 2000
- 21 a 31 de agosto de 2001
- 21 a 31 de julho de 2002
- 21 a 30 de junho de 2003
- 21 a 31 de maio de 2004
- 11 a 20 de abril de 2005
- 11 a 20 de março de 2006
- 1 a 10 de fevereiro de 2007
- 21 a 31 de janeiro de 2008
- 21 a 31 de dezembro de 2008
- 21 a 30 de novembro de 2009
- 21 a 31 de outubro de 2010
- 21 a 30 de setembro de 2011
- 27 de agosto de 2012
- 26 de julho de 2013
- 12 de maio de 2014
- 9 de abril de 2015
- 6 de março de 2016
- 31 de janeiro de 2017
- 29 de dezembro de 2017
- 26 de novembro de 2018
- 24 de outubro de 2019
- 20 de setembro de 2020
- 18 de agosto de 2021
- 16 de julho de 2022
- 13 de junho de 2023
Das latitudes temperadas do norte, Mira geralmente não é visível entre o final de março e junho devido à sua proximidade com o sol. Isso significa que às vezes vários anos podem passar sem que apareça como um objeto a olho nu.
As pulsações das variáveis de Mira fazem com que a estrela se expanda e se contraia, mas também mude sua temperatura. A temperatura é mais alta ligeiramente após o máximo visual e mais baixa ligeiramente antes do mínimo. A fotosfera, medida no raio de Rosseland , é menor logo antes do máximo visual e perto do momento da temperatura máxima. O maior tamanho é atingido um pouco antes do tempo de temperatura mais baixa. A luminosidade bolométrica é proporcional à quarta potência da temperatura e ao quadrado do raio, mas o raio varia em mais de 20% e a temperatura em menos de 10%.
Em Mira, a maior luminosidade ocorre perto do momento em que a estrela está mais quente e menor. A magnitude visual é determinada tanto pela luminosidade quanto pela proporção da radiação que ocorre nos comprimentos de onda visuais. Apenas uma pequena proporção da radiação é emitida em comprimentos de onda visuais e essa proporção é fortemente influenciada pela temperatura ( lei de Planck ). Combinado com as mudanças gerais de luminosidade , isso cria uma variação de magnitude visual muito grande, com o máximo ocorrendo quando a temperatura está alta.
As medições de infravermelho VLTI de Mira nas fases 0,13, 0,18, 0,26, 0,40 e 0,47, mostram que o raio varia de332 ± 38 R ☉ na fase 0,13 logo após o máximo para402 ± 46 R ☉ na fase 0,40 se aproximando do mínimo. A temperatura na fase 0,13 é3.192 ± 200 K e2.918 ± 183 K na fase 0,26 cerca da metade do máximo para o mínimo. A luminosidade é calculada para ser9.360 ± 3.140 L ☉ na fase 0,13 e8.400 ± 2.820 L ☉ na fase 0,26.
As pulsações de Mira têm o efeito de expandir sua fotosfera em cerca de 50% em comparação com uma estrela não pulsante. No caso de Mira, se não estava pulsando é modelado para ter um raio de apenas cerca de 240 R ☉ .
Perda de massa
Estudos ultravioleta de Mira pelo telescópio espacial Galaxy Evolution Explorer ( GALEX ) da NASA revelaram que ele deixa um rastro de material do envelope externo, deixando uma cauda de 13 anos-luz de comprimento, formada ao longo de dezenas de milhares de anos. Pensa-se que uma onda de arco quente de plasma / gás comprimido é a causa da cauda; a onda de proa é o resultado da interação do vento estelar de Mira A com gás no espaço interestelar, através do qual Mira se move a uma velocidade extremamente alta de 130 quilômetros por segundo (290.000 milhas por hora). A cauda consiste em material retirado da cabeça da onda do arco, que também é visível em observações ultravioleta. O choque de arco de Mira eventualmente evoluirá para uma nebulosa planetária , cuja forma será consideravelmente afetada pelo movimento através do meio interestelar (ISM).
Componente B
A estrela companheira brilhante de 10,34 mag, que está a 118,7 segundos de arco da estrela principal [1] , foi resolvida pelo Telescópio Espacial Hubble em 1995, quando estava a 70 unidades astronômicas do primário; e os resultados foram anunciados em 1997. As imagens ultravioleta do HST e as imagens posteriores de raios-X do telescópio espacial Chandra mostram uma espiral de gás subindo de Mira na direção de Mira B. O período orbital do companheiro em torno de Mira é de aproximadamente 400 anos.
Em 2007, as observações mostraram um disco protoplanetário ao redor do companheiro, Mira B. Este disco está sendo agregado a partir de material no vento solar de Mira e pode, eventualmente, formar novos planetas. Essas observações também sugeriram que a companheira era uma estrela da sequência principal de cerca de 0,7 de massa solar e tipo espectral K, em vez de uma anã branca como se pensava originalmente. No entanto, em 2010, pesquisas adicionais indicaram que Mira B é, na verdade, uma anã branca.
Veja também
Referências
Leitura adicional
- "Mira (Omicron Ceti)" . The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy and Spaceflight . Recuperado em 22 de junho de 2006 .
- Robert Burnham Jr., Burnham's Celestial Handbook , Vol. 1, (Nova York: Dover Publications, Inc., 1978), 634.
- James Kaler, The Hundred Greatest Stars , (Nova York: Copernicus Books, 2002), 121.
links externos
- Estrela bala em alta velocidade deixa uma enorme estria no céu na Caltech
- Mira tem cauda de quase 13 anos-luz de comprimento (BBC)
-
Astronomy Picture of the Day :
1998-10-11 , 2001-01-21 , 2006-07-22 , 2007-02-21 , 2007-08-17 - Artigo SEDS
- Uma curva de luz de Mira do BAV.
- Universo hoje, isso não é um cometa, é uma estrela
- OMICRON CETI (Mira)
- Inverno de 2006: Mira revisitada
