Mira (estrella) para niños
Imagen de Mira obtenida con el telescopio espacial Hubble.
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| Constelación | Cetus |
| Ascensión recta α | 02h 19min 20,8s |
| Declinación δ | -2°58′40″ |
| Distancia | 418 años luz (aprox) |
| Magnitud visual | +2,0 a +10,1 (variable) |
| Magnitud absoluta | +0,93 |
| Luminosidad | 8400 - 9360 soles |
| Temperatura | 2918 - 3192 K |
| Masa | 1,18 soles |
| Radio | 332 - 402 soles |
| Tipo espectral | M7III |
| Velocidad radial | +63,8 km/s |
| Otros nombres | HD 14386 / HR 681 HIP 10826 / SAO 129825 |
Mira (también conocida como Ómicron Ceti) es una estrella variable que se encuentra en la constelación de Cetus, que significa «la ballena». Es una de las estrellas más interesantes del cielo nocturno.
Su brillo cambia mucho, lo que se conoce como magnitud aparente. Puede ser tan brillante como +2,0, siendo entonces la estrella más luminosa de su constelación. Pero también puede volverse tan tenue como +10,1, lo que la hace invisible a simple vista. Este cambio ocurre en un ciclo de 332 días. Por eso se le dio el nombre de Mira, que viene del latín y significa «maravillosa» o «asombrosa».
La distancia exacta de Mira no se conoce con total certeza. Antes, se pensaba que estaba a unos 220 años luz de nuestro sistema solar. Sin embargo, datos más recientes del satélite Hipparcos sugieren que está a unos 418 años luz, con un pequeño margen de error.
Contenido
¿Qué significa el nombre de Mira?
El nombre oficial de esta estrella es Ómicron Ceti. Fue el astrónomo Johannes Hevelius quien la llamó Mira en 1662, en su libro Historiola Mirae Stellae. Él la consideró "maravillosa" o "asombrosa" por su comportamiento único. En 2016, la Unión Astronómica Internacional (UAI) confirmó oficialmente el nombre de Mira para esta estrella.
¿Cómo se descubrió la variabilidad de Mira?
Es posible que la gente en la antigua China, Babilonia y Grecia ya supiera que Mira cambiaba de brillo. Pero el primer registro seguro lo hizo el astrónomo David Fabricius el 3 de agosto de 1596.
Fabricius estaba observando el planeta Mercurio y necesitaba una estrella cercana para comparar su posición. Eligió a Mira, que en ese momento era una estrella de brillo medio. Para el 21 de agosto, notó que su brillo había aumentado. Sin embargo, en octubre de ese mismo año, la estrella ya no era visible. Fabricius pensó que era una nova (una estrella que de repente se vuelve muy brillante y luego se apaga), hasta que la vio de nuevo en 1609.
En 1638, Johann Holwarda calculó que la estrella reaparecía cada once meses. Por eso, a menudo se le atribuye a él el descubrimiento de que Mira era una estrella variable. Otro astrónomo, Ismail Bouillaud, estimó su ciclo en 333 días, lo cual es muy cercano al período aceptado hoy en día de 332 días.
¿Qué tan lejos está Mira?
La distancia de Mira ha sido un tema de estudio. Las primeras estimaciones la ubicaban a unos 220 años luz. Sin embargo, los datos más precisos del satélite Hipparcos en 2007 sugieren que está a unos 299 años luz de distancia, con un pequeño margen de error.
¿Cómo es Mira físicamente?
Mira es una gigante roja de tipo espectral M7IIIe. Esto significa que es una estrella muy grande y fría. Su tipo espectral puede variar entre M5 y M9, lo que afecta su temperatura y brillo. Debido a estos cambios, es difícil definir su temperatura y tamaño exactos.
Su cercanía nos permite medir su tamaño aparente. Su radio varía desde 2 UA (unidades astronómicas, la distancia de la Tierra al Sol) cuando se observa en luz visible, hasta el doble en luz infrarroja. Si consideramos una temperatura de 3000 K en su superficie, su brillo es unas 8.500 veces mayor que el de nuestro Sol.
Mira se encuentra en las últimas etapas de su vida estelar. Hace miles de millones de años, era una estrella parecida al Sol. Pero al quedarse sin su "combustible" (hidrógeno y helio), se ha expandido y se ha vuelto muy brillante. Su brillo variable se debe a que su superficie "pulsa", es decir, se expande y se contrae. Estos cambios en su tamaño (hasta un 15% en cada pulsación) también afectan su temperatura y luminosidad.
La estela de Mira
Observaciones con el telescopio espacial GALEX en luz ultravioleta han revelado que Mira deja un rastro de material a su paso. Esta estela tiene unos 13 años luz de largo, ¡tres veces la distancia entre el Sol y la estrella más cercana, Próxima Centauri! Se formó a lo largo de 30.000 años o más.
Se cree que una onda de choque de gas comprimido crea esta estela. Esta onda se forma por la interacción entre el "viento estelar" de Mira (partículas que la estrella expulsa) y el gas en el espacio interestelar. Mira se mueve a una velocidad muy alta, unos 130 kilómetros por segundo. La masa de este rastro se calcula en unas 3.000 veces la masa de la Tierra.
Al final de su vida, Mira perderá todo este material, formando una nebulosa planetaria. Lo que quede de la estrella se convertirá en una enana blanca, un objeto muy denso del tamaño de nuestro planeta.
¿Mira tiene una compañera?
Mira forma un sistema binario con otra estrella, llamada Mira B. Fue descubierta en 1995 por el telescopio espacial Hubble. Mira B está a unas 70 UA de Mira. Imágenes en luz ultravioleta y rayos X muestran una espiral de gas que fluye de Mira hacia Mira B. El tiempo que tarda Mira B en orbitar a Mira es de unos 400 años.
Mira B está rodeada por un disco protoplanetario. Este disco se formó con el material que Mira expulsa. Se piensa que Mira B podría ser una enana naranja de tipo K, con una masa similar a 0,7 veces la de nuestro Sol. Aunque al principio se creyó que era una enana blanca, investigaciones más recientes en 2010 confirmaron que es una enana blanca.
Mira A: La estrella principal
Mira A es una estrella en una fase avanzada de su vida, conocida como la rama asintótica gigante (AGB). En esta fase, la estrella experimenta "pulsos térmicos" que duran una década o más. Con cada pulso, Mira se vuelve más brillante y los pulsos se hacen más fuertes. Esto causa cambios importantes en su brillo y tamaño en períodos de tiempo más cortos.
Se ha observado que la forma de Mira A no es perfectamente redonda. Esto se debe a "puntos brillantes" en su superficie que cambian de forma en períodos de 3 a 14 meses. Las observaciones del telescopio espacial Hubble en luz ultravioleta también han mostrado una especie de "pluma" de gas que apunta hacia su estrella compañera.
¿Por qué Mira cambia de brillo?
Mira A es el ejemplo principal de un tipo de estrellas variables llamadas variables Mira. Hay entre 6.000 y 7.000 estrellas de este tipo. Todas son gigantes rojas cuya superficie pulsa, haciendo que su brillo aumente y disminuya en ciclos que van desde 80 hasta más de 1.000 días.
En el caso de Mira, su brillo máximo suele alcanzar una magnitud de 3,5, lo que la convierte en una de las estrellas más brillantes de la constelación de Cetus. Los ciclos individuales pueden variar, con máximos que van desde la magnitud 2,0 hasta 4,9. Esto significa que su brillo puede cambiar hasta 15 veces. Los mínimos de brillo varían menos, entre 8,6 y 10,1. La diferencia total de brillo entre su punto más brillante y su punto más tenue puede ser de hasta 1.700 veces.
Mira emite la mayor parte de su radiación en el infrarrojo. En esta banda, su variabilidad es menor. Su curva de luz muestra que el brillo aumenta en unos 100 días y luego tarda el doble en volver a su mínimo.
Aquí tienes una lista de los momentos aproximados en que Mira alcanzó su máximo brillo en años recientes:
- Oct 21–31, 1999
- Sep 21–30, 2000
- Aug 21–31, 2001
- Jul 21–31, 2002
- Jun 21–30, 2003
- May 21–31, 2004
- Apr 11–20, 2005
- Mar 11–20, 2006
- Feb 1–10, 2007
- Jan 21–31, 2008
- Dec 21–31, 2008
- Nov 21–30, 2009
- Oct 21–31, 2010
- Sep 21–30, 2011
- Aug 27, 2012
- Jul 26, 2013
- May 12, 2014
- Apr 9, 2015
- Mar 6, 2016
- Jan 31, 2017
- Dec 29, 2017
- Nov 26, 2018
- Oct 24, 2019
- Sep 20, 2020
- Aug 18, 2021
- Jul 16, 2022
- Jun 13, 2023
Mira B: La estrella compañera
La estrella compañera, Mira B, se encuentra a una distancia de 0.487 segundos de arco de la estrella principal. Fue observada por el Telescopio Espacial Hubble en 1995, cuando estaba a 70 unidad astronómicas de Mira A. Imágenes en ultravioleta del Hubble y de rayos X del Telescopio espacial Chandra muestran una espiral de gas que se eleva desde Mira A hacia Mira B. El tiempo que tarda Mira B en dar una vuelta completa alrededor de Mira A es de unos 400 años.
En 2007, se observó un disco protoplanetario alrededor de Mira B. Este disco se está formando con el material del "viento estelar" de Mira A y podría llegar a formar nuevos planetas. Estas observaciones también sugirieron que Mira B era una estrella de la Secuencia principal (como nuestro Sol) de tipo K, con una masa de aproximadamente 0,7 masas solares. Sin embargo, en 2010, nuevas investigaciones indicaron que Mira B es, de hecho, una enana blanca.
Galería de imágenes
-
Mira en luz ultravioleta y visible
Ver también
- Estrella variable Mira
Véase también
En inglés: Mira Facts for Kids
