Mira (estrella)

De Viquipèdia
Salta a la navegació Salta a la cerca
Infotaula d'estrellaMira (estrella)
Mira 1997.jpg
Nomenclatura
Descobridor David Fabricius
Data de descobriment 13 agost 1596
Dades d'observació
Constel·lació Balena
Format per omi Cet A Tradueix i Mira B Tradueix
Ascensió recta (α) 34,836633758 °
Declinació (δ) -2,977637673 °
Magnitud aparent (V) 6,53, 7,63, 5,03, -0,73, -1,57 i -2,21
Variabilitat long period variable Tradueix i Variable Mira
Característiques astromètriques
Velocitat radial 63,5 km/s, 63,8 km/s, 63,8 km/s, 64,7 km/s, 62,2 km/s, 49,4 km/s, 63,4 km/s, 52 km/s, 62,3 km/s, 42 km/s, 58,2 km/s, 53 km/s, 66,1 km/s, 48 km/s i 63 km/s
Paral·laxi 10,91 mas, 23 mas i 7,79 mas
Planetes Omicron Ceti Ⅲ Tradueix
Característiques físiques
Tipus espectral M5-9IIIe+DA, M6III, M7, M5/6IIIe, M7.5ep, M5e, M6ep, M8ep, M7.5e, M6e, M6.5e, M7-e, M8.5e, M9ep, M9+ep:, M7e, M9e, M8e, M5e:, M6e:, M5.5e, M1e:, M7ep, M6+e i Md
Massa 1,2 masses solars
Més informació
id. SIMBAD * omi Cet
Codi de catàleg
Modifica les dades a Wikidata

Mira (Ómicron Ceti / ο Cet / 68 Ceti) és un estel variable de la constel·lació de la Balena, «Cetus».[1] Un dels estels més notables del cel nocturn, la seva magnitud aparent varia entre +2,0 —sent en aquest moment l'estel més brillant de la constel·lació— i +10,1 —quan no és visible a ull nu— amb un període de 332 dies. Això ha donat origen al seu nom, Mira, procedent del llatí mira, «meravellosa, sorprenent». La distància a la qual es troba és incerta; mentre que els mesuraments realitzats abans del satèl·lit Hipparcos la situaven a 220 anys llum del Sistema Solar, les dades d'Hipparcos indiquen una distància de 418 anys llum, amb un marge de l'error del 14 %.

Història de la seva observació[modifica]

Pot ser que la variabilitat de Mira fos ja coneguda en l'antiga Xina, Babilònia i Grècia. El que és segur és que la variabilitat de Mira va ser registrada per l'astrònom David Fabricius des del 3 d'agost de 1596. En observar el planeta Mercuri, Fabricius necessitava un estel de referència per comparar posicions, escollint un estel de tercera magnitud propera abans inadvertida —Mira—. No obstant això, cap al 21 d'agost la lluentor de l'estel havia augmentat una magnitud, mentre que per a octubre d'aquest mateix any no era ja visible. Fabricius va suposar que era una nova, fins que la va veure de nou el 16 de febrer de 1609. [2]

En 1638, Johann Holwarda va determinar el període de les reaparicions de l'estel en onze mesos; sovint s'atribueix a aquest astrònom frisi el descobriment de la variabilitat de Mira. En la mateixa època, Johannes Hevelius va observar el peculiar estel, denominant-la «Mira» —en el sentit de «meravellosa» o «sorprenent»— en la Historiola Mirae Stellae de 1662, doncs el seu comportament s'apartava del de qualsevol altre estel conegut. Ismail Bouillaud va estimar el seu període en 333 dies, la qual cosa suposa menys d'un dia de diferència respecte al període actualment acceptat de 332 dies.

Hi ha una considerable especulació sobre si Mira havia estat ja observada abans de Fabricius. La història d'Algol (β Persei) —amb seguretat coneguda com a variable en 1667, encara que diferents llegendes mostren que havia estat observada des de mil·lennis amb recel— suggereix que Mira pogués haver estat coneguda en l'antiguitat. Karl Manitius, traductor del Comentari en Aratus d'Hiparc de Nicea, suggereix que certes línies d'aquell text del segle II aC poden versar sobre Mira. Altres catàlegs, com els de Ptolemeu, Al-Sufi, Ulugh Beg i Tycho Brahe no l'esmenten, ni tan sols com a estel «normal». Existeixen tres observacions d'arxius xinesos i coreans, de 1596, 1070 i 134 a. C. —el mateix any que Hiparc de Nicea hauria fet les seves observacions— que suggereixen que l'estel podria ser ja conegut en aquelles èpoques.

Actualment, Mira és el prototip d'una classe de variables que porten el seu nom, les variables Mira.

Característiques físiques[modifica]

Imatge de Mira en llum ultraviolada, on s'aprecia el rastre que deixa l'estel.

Mira és una geganta vermella de tipus espectral mitjà M7IIIe; aquest varia entre M5 i M9 —moment en el qual la seva temperatura i lluentor són menors—. Com a conseqüència de la seva variabilitat, és problemàtic definir la seva temperatura i grandària, ja que aquests paràmetres depenen del moment del cicle en el qual es realitzi la mesura i de la longitud d'ona utilitzada; conseqüentment, la seva lluminositat tampoc és inequívoca. La relativa proximitat de Mira permet, no obstant això, mesurar el seu diàmetre angular. Aquest permet calcular el seu radi, que varia des de 2 UA en llum visible, fins a aproximadament el doble en llum infraroja. Considerant una temperatura superficial de 3000 K, la seva lluminositat es pot estimar en aproximadament 8.500 vegades la lluminositat solar —incloent una gran quantitat d'energia emesa com a radiació infraroja—.[3]

Mira es troba en les últimes fases de la seva evolució estel·lar. Fa milers de milions d'anys era un estel similar al Sol, però, una vegada esgotat el seu combustible d'hidrogen i heli, s'ha transformat en un estel molt distès i lluminós. La seva variabilitat prové de pulsacions en la seva superfície, canvis en la grandària de l'estel —que poden suposar un 15 % en cada pulsació— que afecten també a la seva temperatura i lluminositat.[3]

Observacions dutes a terme amb el telescopi espacial GALEX a la regió ultraviolada han posat de manifest que Mira deixa un rastre de matèria provinent de les seves capes externes, creant un deixant de 13 anys llum de longitud —unes tres vegades la distància que separa el Sol de l'estel més proper, Pròxima del Centaure—, formada al llarg de 30.000 anys o més.[4][5] Es pensa que una ona de xoc de plasma o gas comprimit genera el deixant; aquesta ona de xoc resulta de la interacció entre el vent estel·lar de Mira i el gas a l'espai interestel·lar, a través de com l'estel es mou a gran velocitat —130 km/s—.[6][7] La massa del «rastre» de Mira s'estima en unes 3.000 vegades la de la Terra.

En última instància, el material perdut constituirà una nebulosa planetària, mentre que el romanent estel·lar es condensarà en una nana blanca d'una grandària similar al del nostre planeta.

Sistema estel·lar[modifica]

Mira forma un sistema binari amb una acompanyant, Mira B, resolta en 1995 pel Telescopi Espacial Hubble. Distant 70 UA de la primària, imatges en l'ultraviolat i raig X mostren una espiral de gas procedent de Mira en direcció a Mira B. El període orbital d'aquesta companya és ~ de 400 anys.

Mira B es troba envoltada per un disc protoplanetari, format a partir del material procedent del vent solar de Mira. Es pensa que probablement Mira B és una nana taronja de tipus K amb una massa aproximada de 0,7 masses solars, i no una nana blanca com es va creure inicialment.[8]

Vegeu també[modifica]

Referències[modifica]

  1. Omicron Ceti - Variable Star of Mira Cet type (SIMBAD)
  2. Wilk, Stephen R «Mythological Evidence for Ancient Observations of Variable Stars». The Journal of the American Association of Variable Star Observers, 24, 1996 [Consulta: 12 gener 2019].
  3. 3,0 3,1 Stars (Jim Kaler)
  4. Martin «A turbulent wake as a tracer of 30,000 years of Mira's mass loss history». https://www.nature.com. DOI: 10.1038/nature06003.
  5. Minkel, JR. "Shooting Bullet Star Leaves Vast Ultraviolet Wake", "The Scientific American", 15 d'agost de 2007. Consultat el 21 d'agost de 2007.
  6. Wareing «It's a wonderful tail: the mass-loss history of Mira». The Astrophysical Journal Letters. DOI: 10.1086/524407.
  7. Clavin, W. «GALEX finds link between big and small stellar blasts». California Institute of Technology, agosto 2007. [Consulta: 16 agost 2007].
  8. Than, Ker. «Dying star's dust helping to build new planets». [Consulta: 16 agost 2007].

Enllaços externs[modifica]