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Mira es el nombre propio de una estrella variable de la constelación de Cetus, la Ballena, y es el prototipo de su clase. Desde la Antigüedad se sabe de la variación de su brillo, que oscila entre el de una estrella de segunda magnitud hasta la invisibilidad total en un ciclo de 332 días. Johannes Hevelius, el gran astrónomo polaco del siglo XVII, la bautizó Mira, que significa "maravilla" en latín. Las variables de tipo Mira son pulsantes, muy regulares, con períodos de cientos de días y enorme amplitud de brillo entre el mínimo y el máximo. El cambio de brillo se produce porque la estrella entera se infla y se desinfla prodigiosamente. Son estrellas ancianas, gigantes rojas en las últimas etapas de su evolución antes de expulsar por completo su envoltura gaseosa y convertirse en preciosas nebulosas planetarias.
La comparación en la foto de S Carinae con estrellas cercanas de magnitud conocida me da, para el día 26 de mayo, una magnitud 9.4, y para marzo una de 5.3. Números que hay que tomar con un grano de sal, porque la foto no está calibrada de ninguna manera. Pero resulta que son muy razonables. Una curva de luz que preparé en el sitio de la AAVSO muestra que a fines de mayo de 1999 estaba en el mínimo, a magnitud 9.5. No tengo la fecha exacta de la primera foto, pero recuerdo que fue en marzo, que resulta coincidente con el máximo, a magnitud 5.5, en el borde de la visibilidad a ojo desnudo. Con un período de 150 días, fue una enorme casualidad que mi primera y mi segunda astrofotos capturaran la estrella maravillosa en el máximo y en el mínimo, ¡además de la nova!
Un sesudo análisis de S Carinae está en: The Mira variable S Carinae, de Donna Shinkawa, The Astrophysical Journal Supplement Series 25:253-276 (1973).
ο Ceti (Latinizado a Omicron Ceti) es la Denominación de Bayer de la estrella. Fue bautizada como Mira (latín por 'maravillosa' o 'asombrosa') por Johannes Hevelius en su Historiola Mirae Stellae (1662). En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN)[2] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El primer boletín del WGSN de julio de 2016 incluía una tabla con los dos primeros lotes de nombres aprobados por el WGSN, entre los que figuraba Mira para esta estrella.[3] NASA 3DRadio ImaGenes -ÇO2- 3DMira es una gigante roja de tipo espectral medio M7IIIe; este varía entre M5 y M9 —momento en el que su temperatura y brillo son menores—. Como consecuencia de su variabilidad, es problemático definir su temperatura y tamaño, ya que estos parámetros dependen del momento del ciclo en el cual se realice la medida y de la longitud de onda utilizada; consecuentemente, su luminosidad tampoco es inequívoca. La relativa cercanía de Mira permite, sin embargo, medir su diámetro angular. Este permite calcular su radio, que varía desde 2 UA en luz visible, hasta aproximadamente el doble en luz infrarroja. Considerando una temperatura superficial de 3000 K, su luminosidad se puede estimar en aproximadamente 8.500 veces la luminosidad solar —incluyendo una gran cantidad de energía emitida como radiación infrarroja—.[8]
ResponderEliminarMira se encuentra en las últimas fases de su evolución estelar. Hace miles de millones de años era una estrella similar al Sol, pero, una vez agotado su combustible de hidrógeno y helio, se ha transformado en una estrella muy distendida y luminosa. Su variabilidad proviene de pulsaciones en su superficie, cambios en el tamaño de la estrella —que pueden suponer un 15% en cada pulsación— que afectan también a su temperatura y luminosidad.[8]
Observaciones llevadas a cabo con el telescopio espacial GALEX en la región ultravioleta han puesto de manifiesto que Mira deja un rastro de materia proveniente de sus capas externas, creando una estela de 13 años luz de longitud —unas tres veces la distancia que separa el Sol de la estrella más cercana, Próxima Centauri—, formada a lo largo de 30 000 años o más.[9][10]Se piensa que una onda de choque de plasma o gas comprimido genera la estela; dicha onda de choque resulta de la interacción entre el viento estelar de Mira y el gas en el espacio interestelar, a través del cual la estrella se mueve a gran velocidad —130 km/s—.[11][12]La masa del «rastro» de Mira se estima en unas 3000 veces la de la Tierra.
En última instancia, el material perdido constituirá una nebulosa planetaria, mientras que el remanente estelar se condensará en una enana blanca de un tamaño similar al de nuestro planeta