Variável Mira - Mira variable

Mira, o protótipo das variáveis ​​Mira

Mira variáveis / m 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.

Curva clara de χ Cygni .

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]

Veja também

Referências

links externos