Le variabili di tipo Mira (rating) sono una classe di stelle variabili caratterizzate da colori molto rossi, periodi di pulsazione più lunghi di 100 giorni e ampiezze della luce maggiori di una magnitudine. Sono stelle giganti rosse nelle ultime fasi della loro evoluzione stellare (il ramo asintotico delle giganti rosse ) che alla fine espelleranno il loro involucro esterno in una nebulosa planetaria e diventeranno nane bianche in pochi milioni di anni. Questa classe di stelle prende il nome dalla stella Mira (o Cet ).
Si pensa generalmente che le variabili Mira abbiano una massa inferiore a due masse solari , ma possono essere centinaia di volte più luminose del Sole , a causa del loro inviluppo enormemente allargato. Queste stelle sembrano pulsare mentre si contraggono ed espandono in modo ciclico, il che porta a un cambiamento sia nel raggio che nella temperatura, da qui la loro variazione di luminosità. Il periodo di pulsazione è una funzione della massa e del raggio della stella. Le ampiezze molto grandi di variazione della magnitudine visiva non sono solo dovute alle grandi variazioni di luminosità, ma anche a uno spostamento dell'energia emessa nelle lunghezze d'onda dell'infrarosso e del visibile quando le stelle cambiano temperatura durante le loro pulsazioni.
I primi modelli di stelle di Mira presumevano che la stella rimanesse sfericamente simmetrica durante questo fenomeno (principalmente per mantenere la modellazione semplice, piuttosto che per ragioni fisiche). Un recente studio sulle stelle variabili Mira ha scoperto che il 75% delle stelle che potrebbero essere risolte con il telescopio IOTA non sono sfericamente simmetriche, un risultato che è coerente con le immagini più vecchie delle singole stelle di Mira, così come ora c'è un urgente bisogno di fare modelli tridimensionali realistici delle stelle di Mira su supercomputer.
Le variabili Mira possono essere ricche di ossigeno o ricche di carbonio. Le stelle ricche di carbonio come R Leporis provengono da un ristretto insieme di condizioni che contrastano la normale tendenza delle stelle AGB a mantenere l'ossigeno in eccesso sul carbonio sulla loro superficie a causa dei dragaggi . Le stelle AGB pulsanti come le variabili Mira subiscono la fusione in gusci di idrogeno ed elio alternati, dando luogo a convezioni periodiche profonde chiamate dragaggi . Questi dragaggi fanno salire in superficie il carbonio prodotto dalla combustione del guscio di elio e produrranno una stella di carbonio. Tuttavia, nelle stelle con una massa maggiore di circa 4 M ☉ , si verifica una combustione "a caldo inferiore". Ciò si verifica quando le regioni inferiori della zona convettiva sono sufficientemente calde da consentire uno scioglimento significativo del ciclo CN , che distrugge la maggior parte del carbonio prima che venga trasportato in superficie. Pertanto, le stelle AGB più massicce non diventano ricche di carbonio.
Le variabili di Mira perdono rapidamente massa e questo materiale spesso forma strati di polvere attorno alla stella. In alcuni casi, le condizioni sono favorevoli per la formazione di maser naturali.
Sebbene la maggior parte delle variabili Mira siano molto simili nel loro comportamento e struttura, si tratta di una classe eterogenea di stelle variabili, a causa in particolare delle differenze di età, massa, periodo dell'impulso e composizione chimica.
Una piccola frazione delle variabili di tipo Mira sembra cambiare il proprio periodo di pulsazione nel tempo, con questo periodo che aumenta o diminuisce in modo significativo (fino a un fattore tre) nell'arco di decenni o secoli. Si pensa che ciò sia causato da cambiamenti di temperatura, poiché un "guscio" di idrogeno vicino alla superficie della stella può diventare abbastanza caldo e denso da avviare reazioni di fusione nucleare . Questo cambia la struttura della stella, che si manifesta come un cambio di periodo. Questo processo è previsto dalla teoria per tutte le variabili di Mira, ma la durata relativamente breve degli impulsi termici (alcune migliaia di anni) rispetto alla durata di una stella sul ramo asintotico dei giganti (diversi milioni di anni) fa sì che questo fenomeno venga osservato solo su alcune delle migliaia di variabili Mira conosciute, forse inclusa R Hydrae . La maggior parte delle variabili Mira mostra lievi cambiamenti da ciclo a periodo di ciclo, probabilmente a causa del comportamento non lineare dell'involucro stellare comprese le deviazioni dalla simmetria sferica.
L'elenco seguente contiene variabili di tipo Mira selezionate per il loro interesse per l'astronomia amatoriale o professionale. Salvo diversamente specificato, le grandezze sono espresse in V banda .
Stella |
Magnitudine massima |
Magnitudine minima |
Periodo (in giorni) |
Distanza (in parsec ) |
---|---|---|---|---|
Mira | 2.0 | 10.1 | 332 | 92 |
Chi Cygni | 3.3 | 14.2 | 408 | 181 |
R Hydrae | 3.5 | 10.9 | 380 | 124 |
R Carinae | 3.9 | 10.5 | 307 | 158 |
R Leonis | 4.4 | 11.3 | 310 | 71 |
S Carinae | 4.5 | 9.9 | 149 | 546 |
R Cassiopeiae | 4.7 | 13.5 | 430 | 126 |
R Horologii | 4.7 | 14.3 | 405 | 210 |
R Doradus | 4.8 | 6.6 | 338 | 55 |
U Orionis | 4.8 | 13.0 | 377 | 437 |
RR Scorpii | 5.0 | 12.4 | 281 | 353 |
R Serpentis | 5.2 | 14.4 | 356 | 209 |
T Cephei | 5.2 | 11.3 | 388 | 188 |
R Aquarii | 5.2 | 12.4 | 387 | 362 |
R Centauri | 5.3 | 11.8 | 502 | 385 |
RR Sagittarii | 5.4 | 14 | 336 | 1330 |
R Trianguli | 5.4 | 12.6 | 267 | 294 |
S Sculptoris | 5.5 | 13.6 | 367 | 337 |
R Aquilae | 5.5 | 12.0 | 271 | 422 |
R Leporis | 5.5 | 11.7 | 445 | 413 |
W Hydrae | 5.6 | 9.6 | 390 | 104 |
R Andromedae | 5.8 | 15.2 | 409 | 386 |
S Coronae Borealis | 5.8 | 14.1 | 360 | 541 |
U Cygni | 5.9 | 12.1 | 463 | 518 |
X Ophiuchi | 5.9 | 8.6 | 338 | |
RS Scorpii | 6.0 | 13.0 | 319 | 180 |
RT Sagittarii | 6.0 | 14.1 | 306 | 952 |
RU Sagittarii | 6.0 | 13.8 | 240 | |
RT Cygni | 6.0 | 13.1 | 190 | |
R Geminorum | 6.0 | 14.0 | 370 | |
S Gruis | 6.0 | 15.0 | 402 | 446 |
V Monocerotis | 6.0 | 13.9 | 341 | 395 |
R Cancri | 6.1 | 11.9 | 357 | 633 |
R Virginis | 6.1 | 12.1 | 146 | 606 |
R Cygni | 6.1 | 14.4 | 426 | |
R Bootis | 6.2 | 13.1 | 223 | |
T Normae | 6.2 | 13.6 | 244 | 277 |
R Leonis Minoris | 6.3 | 13.2 | 372 | 347 |
S Virginis | 6.3 | 13.2 | 375 | 1110 |
R Reticuli | 6.4 | 14.2 | 281 | 820 |
S Herculis | 6.4 | 13.8 | 304 | |
U Herculis | 6.4 | 13.4 | 404 | 235 |
R Octantis | 6.4 | 13.2 | 407 | 602 |
S Pictoris | 6.5 | 14.0 | 422 | 407 |
R Ursae Majoris | 6.5 | 13.7 | 302 | 415 |
R Canum Venaticorum | 6.5 | 12.9 | 329 | 962 |
R Normae | 6.5 | 12.8 | 496 | 581 |
T Ursae Majoris | 6.6 | 13.5 | 257 | 1250 |
R Aurigae | 6.7 | 13.9 | 458 | 422 |
RU Herculis | 6.7 | 14.3 | 481 | 1040 |
R Draconis | 6.7 | 13.2 | 246 | 769 |
V Coronae Borealis | 6.9 | 12.6 | 358 | 2700 |
T Cassiopeiae | 6.9 | 13.0 | 445 | 1220 |
R Pegasi | 6.9 | 13.8 | 378 | 287 |
V Cassiopeiae | 6.9 | 13.4 | 229 | 467 |
T Pavonis | 7.0 | 14.0 | 244 | |
RS Virginis | 7.0 | 14.6 | 354 | |
Z Cygni | 7.1 | 14.7 | 264 | |
S Orionis | 7.2 | 13.1 | 434 | 1120 |
UV Aurigae | 7.3 | 10.9 | 394 | |
T Draconis | 7.2 | 13.5 | 422 | |
W Aquilae | 7.3 | 14.3 | 490 | |
S Cephei | 7.4 | 12.9 | 487 | 407 |
R Fornacis | 7.5 | 13.0 | 386 | 690 |
RZ Pegasi | 7.6 | 13.6 | 437 | 206 |
RT Aquilae | 7.6 | 14.5 | 327 | |
V Cygni | 7.7 | 13.9 | 421 | 366 |
RR Aquilae | 7.8 | 14.5 | 395 | 521 |
S Bootis | 7.8 | 13.8 | 271 | 680 |
WX Cygni | 8.8 | 13.2 | 410 | |
W Draconis | 8.9 | 15.4 | 279 | |
UX Cygni | 9.0 | 17.0 | 569 | |
R Capricorni | 8.5 | 15.1 | 340 | |
IK Tauri | 10.8 | 16.5 | 470 | |
CIT 13 | 10.8 | 13.7 | 470 | |
TX Camelopardalis | 11.6 B | 17.7 B | 557 | |
IRC +10216 | 11.0 R | 14.8 R | 630 | |
OH 231,8 + 4,2 | 8.31 D | 9.47 J | 648 | |
NV Aurigae | 3.3 H. | 6.2 H | 635 | |
AFGL 2290 | 7.5H | 9.3 H. | ||
WX Piscium | 0.9K | 4.3 K | 660 | |
LP Andromedae | 1.8K | 3,7 K | 614 | |
IRC -10529 | 2.2 K | 3.2 K | 680 | |
He 2-104 | 6.3 K | 7.1K | ||
OH 26,5 + 0,6 | 6.9 K | 10.8K | ||
LL Pegasi | 9.6 K | 11.6K | ||
OH 127,8 + 00 | 1.57L | 3.02L | ||
OH 32,8-0,3 | 3.9L | 7.2L | ||
TY Cassiopeiae | 11.5 fotografico | 17.5 fotografico | 645 | |
WX Serpentis | 12.0 fotografico | 16.0 fotografico | 425 |