Variável Mira - Mira variable
Mira variáveis / m aɪ r ə / (chamado para a estrela protótipo Mira ) são uma classe de estrelas pulsantes caracterizadas por cores muito red, períodos de pulsação mais longos do que 100 dias, e amplitudes maiores do que uma magnitude no infravermelho e 2,5 magnitude em comprimentos de onda visuais . Eles são gigantes vermelhos nos estágios muito avançados da evolução estelar , no ramo gigante assintótico (AGB), que irá expelir seus envoltórios externos como nebulosas planetárias e se tornar anãs brancas dentro de alguns milhões de anos.
Variáveis de Mira são estrelas com massa suficiente para que tenham sofrido fusão de hélio em seus núcleos, mas têm menos de duas massas solares , estrelas que já perderam cerca de metade de sua massa inicial. No entanto, eles podem ser milhares de vezes mais luminosos do que o Sol devido aos seus envoltórios distendidos muito grandes. Eles estão pulsando devido à expansão e contração de toda a estrela. Isso produz uma mudança na temperatura junto com o raio, fatores que causam a variação na luminosidade . A pulsação depende da massa e raio da estrela e há um bem definido relação entre o período e luminosidade (e cor). As amplitudes visuais muito grandes não são devidas a grandes mudanças de luminosidade, mas sim a uma mudança na produção de energia entre os comprimentos de onda infravermelho e visual à medida que as estrelas mudam de temperatura durante suas pulsações.
Os primeiros modelos de estrelas de Mira presumiam que a estrela permanecia esfericamente simétrica durante esse processo (principalmente para manter a modelagem por computador simples, e não por razões físicas). Uma pesquisa recente de estrelas variáveis de Mira descobriu que 75% das estrelas de Mira que poderiam ser resolvidas usando o telescópio IOTA não são esfericamente simétricas, um resultado que é consistente com imagens anteriores de estrelas de Mira individuais, então agora há pressão para fazer três realistas modelagem dimensional de estrelas Mira em supercomputadores.
As variáveis Mira podem ser ricas em oxigênio ou em carbono. Estrelas ricas em carbono, como R Leporis, surgem de um conjunto estreito de condições que anulam a tendência normal das estrelas AGB de manter um excedente de oxigênio sobre o carbono em suas superfícies devido às dragagens . Estrelas AGB pulsantes, como as variáveis de Mira, sofrem fusão em conchas alternadas de hidrogênio e hélio, o que produz convecção profunda periódica conhecida como dragas . Essas dragas trazem carbono da casca de queima de hélio para a superfície e resultariam em uma estrela de carbono. No entanto, em estrelas acima de cerca de 4 M ☉ , ocorre a queima de fundo quente. Isso ocorre quando as regiões inferiores da região de convecção estão quentes o suficiente para que ocorra uma fusão significativa do ciclo de CNO, que destrói muito do carbono antes que ele possa ser transportado para a superfície. Assim, estrelas AGB mais massivas não se tornam ricas em carbono.
Variáveis Mira estão perdendo massa rapidamente e este material freqüentemente forma camadas de poeira ao redor da estrela. Em alguns casos, as condições são adequadas para a formação de masers naturais .
Um pequeno subconjunto de variáveis de Mira parece mudar seu período ao longo do tempo: o período aumenta ou diminui em uma quantidade substancial (até um fator de três) ao longo de várias décadas a alguns séculos. Acredita-se que isso seja causado por pulsos térmicos , onde a camada de hélio reacende a camada externa de hidrogênio . Isso muda a estrutura da estrela, que se manifesta como uma mudança de período. Prevê-se que este processo aconteça com todas as variáveis de Mira, mas a duração relativamente curta dos pulsos térmicos (alguns milhares de anos no máximo) ao longo da vida do ramo gigante assintótico da estrela (menos de um milhão de anos), significa que só o vemos em algumas das milhares de estrelas de Mira conhecidas, possivelmente em R Hydrae . A maioria das variáveis do Mira exibem leves mudanças ciclo a ciclo no período, provavelmente causadas por comportamento não linear no envelope estelar, incluindo desvios da simetria esférica.
Variáveis Mira são alvos populares para astrônomos amadores interessados em observações de estrelas variáveis , por causa de suas mudanças dramáticas no brilho. Algumas variáveis do Mira (incluindo o próprio Mira ) têm observações confiáveis que remontam a mais de um século.
Lista
A lista a seguir contém variáveis Mira selecionadas. Salvo indicação em contrário, as magnitudes fornecidas estão na banda V e as distâncias são do catálogo de estrelas Gaia DR2 .
Estrela |
Magnitude mais brilhante |
Magnitude mais fraca |
Período (em dias) |
Distância (em parsecs ) |
Referência |
---|---|---|---|---|---|
Mira | 2.0 | 10,1 | 332 |
92+12 -9 |
[1] |
Chi Cygni | 3,3 | 14,2 | 408 |
180+45 −30 |
[2] |
R Hydrae | 3,5 | 10,9 | 380 |
224+56 −37 |
[3] |
R Carinae | 3,9 | 10,5 | 307 |
387+81 −57 |
[4] |
R Leonis | 4,4 | 11,3 | 310 |
71+5 −4 |
[5] |
S Carinae | 4,5 | 9,9 | 149 |
497+22 −20 |
[6] |
R Cassiopeiae | 4,7 | 13,5 | 430 |
187+9 −8 |
[7] |
R Horologii | 4,7 | 14,3 | 408 |
313+40 −32 |
[8] |
R Doradus | 4,8 | 6,3 | 172 | 55 ± 3 | [9] |
U Orionis | 4,8 | 13,0 | 377 |
216+19 −16 |
[10] |
RR Scorpii | 5.0 | 12,4 | 281 |
277+18 −16 |
[11] |
R Serpentis | 5,2 | 14,4 | 356 |
285+26 −22 |
[12] |
T Cephei | 5,2 | 11,3 | 388 |
17613 -12 |
[13] |
R Aquarii | 5,2 | 12,4 | 387 |
320+31 −26 |
[14] |
R Centauri | 5,3 | 11,8 | 502 |
385+159 −87 |
[15] |
RR Sagittarii | 5,4 | 14 | 336 |
386+48 −38 |
[16] |
R Trianguli | 5,4 | 12,6 | 267 |
933+353 −201 |
[17] |
S Sculptoris | 5,5 | 13,6 | 367 |
1078+1137 −366 |
[18] |
R Aquilae | 5,5 | 12,0 | 271 |
238+27 -22 |
[19] |
R Leporis | 5,5 | 11,7 | 445 |
419+15 -14 |
[20] |
W Hydrae | 5,6 | 9,6 | 390 |
164+25 −19 |
[21] |
R Andromedae | 5,8 | 15,2 | 409 |
242+30 −24 |
[22] |
S Coronae Borealis | 5,8 | 14,1 | 360 |
431+60 −47 |
[23] |
U Cygni | 5,9 | 12,1 | 463 |
767+34 −31 |
[24] |
X Ophiuchi | 5,9 | 8,6 | 338 |
215+15 −13 |
[25] |
RS Scorpii | 6,0 | 13,0 | 319 |
709+306 −164 |
[26] |
RT Sagittarii | 6,0 | 14,1 | 306 |
575+48 −41 |
[27] |
RU Sagittarii | 6,0 | 13,8 | 240 |
1592+1009 −445 |
[28] |
RT Cygni | 6,0 | 13,1 | 190 |
888+47 −43 |
[29] |
R Geminorum | 6,0 | 14,0 | 370 |
1514+1055 −441 |
[30] |
S Gruis | 6,0 | 15.0 | 402 |
671+109 −82 |
[31] |
V Monocerotis | 6,0 | 13,9 | 341 |
426+50 −41 |
[32] |
R Cancri | 6,1 | 11,9 | 357 |
226+32 −25 |
[33] |
R Virginis | 6,1 | 12,1 | 146 |
530+28 −25 |
[34] |
R Cygni | 6,1 | 14,4 | 426 |
674+47 −41 |
[35] |
R Boötis | 6,2 | 13,1 | 223 |
702+60 −52 |
[36] |
T Normae | 6,2 | 13,6 | 244 |
1116+168 −129 |
[37] |
R Leonis Minoris | 6,3 | 13,2 | 372 |
347653 -137 |
[38] |
S Virginis | 6,3 | 13,2 | 375 |
729+273 −156 |
[39] |
R Reticuli | 6,4 | 14,2 | 281 |
1553+350 −241 |
[40] |
S Herculis | 6,4 | 13,8 | 304 |
477+27 −24 |
[41] |
U Herculis | 6,4 | 13,4 | 404 |
572+53 −45 |
[42] |
R Octantis | 6,4 | 13,2 | 407 |
504+46 −39 |
[43] |
S Pictoris | 6,5 | 14,0 | 422 |
574+74 −59 |
[44] |
R Ursae Majoris | 6,5 | 13,7 | 302 |
489+54 −44 |
[45] |
R Canum Venaticorum | 6,5 | 12,9 | 329 |
661+65 −54 |
[46] |
R Normae | 6,5 | 12,8 | 496 |
581+10 000 -360 |
[47] |
T Ursae Majoris | 6,6 | 13,5 | 257 |
1337+218 −164 |
[48] |
R Aurigae | 6,7 | 13,9 | 458 |
227+21 −17 |
[49] |
RU Herculis | 6,7 | 14,3 | 486 |
511+53 −44 |
[50] |
R Draconis | 6,7 | 13,2 | 246 |
662+58 −49 |
[51] |
V Coronae Borealis | 6,9 | 12,6 | 358 |
843+43 −39 |
[52] |
T Cassiopeiae | 6,9 | 13,0 | 445 |
374+37 −31 |
[53] |
R Pegasi | 6,9 | 13,8 | 378 |
353+35 −29 |
[54] |
V Cassiopeiae | 6,9 | 13,4 | 229 |
298+15 -14 |
[55] |
T Pavonis | 7,0 | 14,4 | 244 |
1606+340 −239 |
[56] |
RS Virginis | 7,0 | 14,6 | 354 |
616+81 −64 |
[57] |
Z Cygni | 7,1 | 14,7 | 264 |
654+36 −33 |
[58] |
S Orionis | 7,2 | 13,1 | 434 |
538+120 −83 |
[59] |
T Draconis | 7,2 | 13,5 | 422 |
783+48 −43 |
[60] |
UV Aurigae | 7,3 | 10,9 | 394 |
1107+83 -72 |
[61] |
W Aquilae | 7,3 | 14,3 | 490 |
321+22 −20 |
[62] |
S Cephei | 7,4 | 12,9 | 487 |
531+23 −21 |
[63] |
R Fornacis | 7,5 | 13,0 | 386 |
633+44 −38 |
[64] |
RZ Pegasi | 7,6 | 13,6 | 437 |
1117+88 −76 |
[65] |
RT Aquilae | 7,6 | 14,5 | 327 |
352+24 −21 |
[66] |
V Cygni | 7,7 | 13,9 | 421 |
458+36 −31 |
[67] |
RR Aquilae | 7,8 | 14,5 | 395 |
318+33 −28 |
[68] |
S Boötis | 7,8 | 13,8 | 271 |
2589+552 −387 |
[69] |
WX Cygni | 8,8 | 13,2 | 410 |
1126+86 −75 |
[70] |
W Draconis | 8,9 | 15,4 | 279 |
6057+4469 −1805 |
[71] |
R Capricorni | 8,9 | 14,9 | 343 |
1407+178 -142 |
[72] |
UX Cygni | 9,0 | 17,0 | 569 |
5669+10 000 −2760 |
[73] |
LL Pegasi | 9,6 K | 11,6 K | 696 | 1300 | [74] |
TY Cassiopeiae | 10,1 | 19,0 | 645 |
1328+502 −286 |
[75] |
IK Tauri | 10,8 | 16,5 | 470 |
285+36 −29 |
[76] |
CW Leonis | 11,0 R | 14,8 R | 640 |
95+22 −15 |
[77] |
TX Camelopardalis | 11,6 B | 17,7 B | 557 |
333+42 −33 |
[78] |
LP Andromedae | 15,1 | 17,3 | 614 |
400+68 −51 |
[79] |