Variable Mira
De Viquipèdia
Les variables Mira anomenades així per l'estrella Mira, són una classe de estrelles variables polsants caracteritzades per ser de color vermell, amb períodes de pulsació més llargs que 100 dies, i amplitud de lluminositat més gran que una magnitud. Són estrelles gegants vermelles en els més darrers estadis de l'evolució estel·lar (la branca de les gegants asimptòtiques) que expulsaran tot el seu embolcall formant una nebulosa planetària i esdevindran nanes blanques en uns pocs milions d'anys.
Les variables mira es creu que són estrelles amb menys de dues masses solars, però poden ser milers de vegades més lluminoses que el Sol degut als seus molt grans embolcalls inflats. Es creu que són polsants degut a la expansió i contracció de la estrella sencera. Això produeix un canvi de temperatura al llarg del seu radi, ambdós factors causen la variació de la seva lluminositat. El període de pulsació és una funció de la massa i del radi de l'estrella. Els primers models de l'estrella Mira donen per fet que l'estrella mantén la simetria esfèrica durant el procés (més per mantenir el model de computació abastament simple, més que per motius de la física) Una recent examen de les estrelles variables Mira ha trobat que un 75% de les variables Mira que es poden resoldre amb el telescopi IOTA no tenen simetria esfèrica[1], un resultat consistent amb imatges prèvies d'estrelles Mira individuals (per exemple: [2], [3], [4]),per això hi ha actualment presses per obtenir un model en tres dimensions de les estrelles Mira a supercomputadores.
Encara que la majoria de variables Mira compateixen moltes similituds en comportament i estructura, són de classes heterogènies de variables degut a les diferències en edat, massa, manera de pulsació, i composició química. Per exemple, moltes, com l'estrella R Leporis té un espectre òptic dominat pel carboni, suggerint que el material del nucli de l'estrella ha estat transportat a la superfície. Aquest material sovint forma vels de pols en torn a l'estrella, que contribueixen a les apagades i enceses periòdiques. Unes poques variables Mira són també conegudes per ser màsers naturals.
Un petit subconjunt d'estrelles Mira pareixen canviar el seu període orbital amb el temps —el període creix o disminueix en una quantitat substancial (fins a un factor de tres) en un temps que va de moltes dècades a unes poques centúries. Es creu que això és causat per batecs tèrmics, on un closca d'hidrogen aprop del nucli de l'estrella esdevé calenta i densa abastament per iniciar una fusió nuclear. Això canvia l'estructura de l'estrella, la qual cosa es manifesta per ella mateixa en un canvi del període. S'ha predit que aquest procés ocorre a totes les variables Mira, però la durada relativament curta dels polsos tèrmics (unes poques centenes d'anys) tenint en compte el temps de vida dins branca de les gegants asimptòtiques de l'estrella (uns pocs milions d'anys), significa que només ho podem veure en unes poques dels molts de milers d'estrelles Mira conegudes. De totes maneres, la majoria de les variables Mira exhibeixen un exigu canvi de cicle a cicle en el seu període, probablement causat per un comportament no lineal en el embolcall estel·lar incloent desviacions de la simetria esfèrica.
Les variables Mira són objectius populars pels astrònoms amateurs interessats en les observacions d'estrelles variables, degut en els seus canvis dramàtics en el seu esclat. Qualque variable Mira (incloent la mateixa Mira) han estat observades de forma fidedigna des de aproximadament un segle.
[edita] Referències
- ↑ First Surface-resolved Results with the IOTA Imaging Interferometer: Detection of Asymmetries in AGB stars, 2006
- ↑ Optical aperture synthetic images of the photosphere and molecular atmosphere of Mira, 1992
- ↑ Asymmetries in the atmosphere of Mira, 1991
- ↑ Surface imaging of long-period variable stars, 1999
[edita] Enllaç extern
- Una imatge de Mira, APOD(català)
