Mira variable

Las variables Mira ( / ˈ m aɪ r ə / ; llamadas así por la estrella prototipo Mira ) son una clase de estrellas pulsantes caracterizadas por colores muy rojos, períodos de pulsación mayores de 100 días y amplitudes mayores de una magnitud en infrarrojo y 2,5 magnitudes en longitudes de onda visibles. ^{[ 1 ]} Son gigantes rojas en las etapas muy tardías de la evolución estelar , en la rama asintótica de gigantes (AGB), que expulsarán sus envolturas exteriores como nebulosas planetarias y se convertirán en enanas blancas en unos pocos millones de años.

Las variables Mira son estrellas lo suficientemente masivas como para haber experimentado fusión de helio en sus núcleos, pero con menos de dos masas solares , ^{[ 2 ]} estrellas que ya han perdido aproximadamente la mitad de su masa inicial. Sin embargo, pueden ser miles de veces más luminosas que el Sol debido a sus envolturas muy grandes y distendidas. Pulsan debido a la expansión y contracción de toda la estrella. Esto produce un cambio en la temperatura junto con el radio, factores que causan la variación en la luminosidad . La pulsación depende de la masa y el radio de la estrella y existe una relación bien definida entre el período y la luminosidad (y el color). ^{[ 3 ] [ 4 ]} Las grandes amplitudes visuales no se deben a grandes cambios de luminosidad, sino a un cambio en la emisión de energía entre las longitudes de onda infrarrojas y visibles a medida que las estrellas cambian de temperatura durante sus pulsaciones. ^{[ 5 ]}

Los primeros modelos de estrellas Mira asumían que la estrella permanecía esféricamente simétrica durante este proceso (principalmente para simplificar el modelado computacional, más que por razones físicas). Un estudio reciente de estrellas variables Mira reveló que el 75 % de las estrellas Mira que se pudieron resolver con el telescopio IOTA no son esféricamente simétricas, ^{[ 6 ]} un resultado que es consistente con imágenes previas de estrellas Mira individuales, ^{[ 7 ] [ 8 ] [ 9 ]} por lo que ahora existe presión para realizar un modelado tridimensional realista de las estrellas Mira en supercomputadoras. ^{[ 10 ]}

Las variables Mira pueden ser ricas en oxígeno o en carbono. Las estrellas ricas en carbono, como R Leporis, surgen de un conjunto específico de condiciones que anulan la tendencia normal de las estrellas AGB a mantener un excedente de oxígeno sobre carbono en sus superficies debido a los dragados . ^{[ 11 ]} Las estrellas AGB pulsantes, como las variables Mira, experimentan fusión en capas alternas de hidrógeno y helio, lo que produce una convección profunda periódica conocida como dragados . Estos dragados transportan carbono desde la capa de combustión de helio a la superficie y darían como resultado una estrella de carbono. Sin embargo, en estrellas de más de aproximadamente 4 M☉ , se produce una combustión en la base caliente. Esto ocurre cuando las regiones inferiores de la región convectiva son lo suficientemente calientes como para que tenga lugar una fusión significativa del ciclo CNO _, que destruye gran parte del carbono antes de que pueda ser transportado a la superficie. Por lo tanto, las estrellas AGB más masivas no se vuelven ricas en carbono. ^{[ 12 ]} 

Las variables Mira están perdiendo masa rápidamente y este material a menudo forma velos de polvo alrededor de la estrella. En algunos casos, las condiciones son adecuadas para la formación de máseres naturales . ^{[ 13 ]}

Un pequeño subconjunto de variables Mira parece cambiar su período con el tiempo: el período aumenta o disminuye en una cantidad sustancial (hasta un factor de tres) en el transcurso de varias décadas a unos pocos siglos. Se cree que esto es causado por pulsos térmicos , donde la capa de helio vuelve a encender la capa de hidrógeno exterior . Esto cambia la estructura de la estrella, lo que se manifiesta como un cambio en el período. Se predice que este proceso ocurre en todas las variables Mira, pero la duración relativamente corta de los pulsos térmicos (unos pocos miles de años como máximo) en comparación con la vida útil de la rama gigante asintótica de la estrella (menos de un millón de años), significa que solo lo observamos en unas pocas de las miles de estrellas Mira conocidas, posiblemente en R Hydrae . ^{[ 14 ]} La mayoría de las variables Mira exhiben ligeros cambios de ciclo a ciclo en el período, probablemente causados ​​por un comportamiento no lineal en la envoltura estelar, incluidas desviaciones de la simetría esférica. ^{[ 15 ] [ 16 ]}

Las variables Mira son objetivos populares para los astrónomos aficionados interesados ​​en la observación de estrellas variables , debido a sus drásticos cambios de brillo. Algunas variables Mira (incluida la propia Mira ) cuentan con observaciones fiables que se remontan a más de un siglo. ^{[ 17 ]}

La siguiente lista contiene variables Mira seleccionadas. Salvo que se indique lo contrario, las magnitudes dadas están en la banda V y las distancias provienen del catálogo estelar Gaia DR2 . ^{[ 18 ]}

• variable de largo período
• estrella variable semirregular

• Atlas OGLE de curvas de luz de estrellas variables - Variables Mira