Mira (estrela)

Mira A
Mira
Dados observacionais (J2000.0)
Constelação	Cetus
Asc. reta	02^h 19^m 20.79^s
Declinação	-02° 58′ 39.5″
Magnit. apar.	2.0 a 10.1
Caracteristicas
Tipo de espectro	M7IIIe
Cor (B-V)	1.42
Cor (U-B)	1.09
Variabilidade	Mira
Astrometria
Mov. próprio (DEC)	10.33
Paralaxe	7.79 ± 1.07
Detalhes
Massa	1.2 M☉
Raio	500 R☉
Luminosidade	15,000 L☉
Temperatura	2,200 K
Metalicidade	?
Rotação	?
Idade	? anos
Outras denominações
68 Ceti

Mira (Omicron Ceti) é uma estrela gigante vermelha da classe M, dupla e variável, da constelação de Cetus (Baleia) visível no hemisfério sul. Uma das mais brilhantes do céu, Mira era conhecida pelos antigos como a Estrela Maravilhosa, tendo recebido esta alcunha no século XVII por sua característica de mudar de aparência de forma significativa em ciclos de 332 dias (sabe-se hoje que há variação de 304 a 353).

Mira varia seu brilho cerca de 1500 vezes, indo da magnitude 2 em seu brilho extremo à magnitude 10, quando então torna-se visível apenas através de telescópios. A estrela mantém seu fulgor máximo apenas durante umas semanas, antes de baixar rapidamente.

Em 1596, pouco antes da invenção do telescópio, o monge e astrônomo alemão David Faber, (também conhecido como Fabricius) observou na constelação de Cetus, uma estrela alaranjada onde anteriormente nada havia notado e registrou sua posição. Em 1603, o alemão Johannes Bayer ao compilar seu famoso atlas celeste Uranometria, atribuiu a letra grega Omicron àquela estrela, sem perceber suas variações. Aparentemente tropeçou pela estrela quando esta estava em seu máximo. Tentativas posteriores para encontrá-la falharam, até que fez sua reaparição mais tarde.

Ela só foi definitivamente constatada como variável e seu período calculado em 11 meses no ano de 1638, pelo astrônomo holandês Johann Holwarda. Em 1642 Johannes Hevelius, de Gdansk, denominou-a a Maravilha da Baleia, ou, em latim, Mira Ceti. Mira foi, portanto, a primeira variável a ser descoberta e, na época, esta descoberta contribuiu para a rejeição da ideia de que a abóbada celeste era eterna e imutável.

Mira A tem cerca de 700 vezes o diâmetro do Sol e co-orbita Mira B, uma anã branca de aproximadamente o tamanho da Terra. A agitação interna de Mira A pode criar distúrbios magnéticos na sua atmosfera superior, responsáveis pelas fulgurações de raios-X e por fortes ventos estelares que fazem a estrela perder material de forma rápida. Parte do gás e poeira que escapam de Mira A é capturada pela sua companheira, Mira B, que é rodeada por um disco de material sugado da gigante pulsante, o disco de acreção.

O sistema binário Mira AB encontra-se a 420 anos-luz do Sol e as duas estrelas irmãs estão afastadas uma da outra por cerca de 9 bilhões de quilômetros, ou 1,5 vezes a distância média Sol-Plutão, que é hoje o raio máximo do Sistema Solar (desde que não considerados o Cinturão de Kuiper nem a Nuvem de Oort).

Já bastante fria e arrefecendo cada vez mais, Mira aproxima-se do final de sua vida, seu combustível nuclear começa a esgotar-se e ao fim deverá explodir, libertando suas camadas exteriores, formando uma nebulosa planetária e deixando em seu lugar outra anã branca, densa e quente.

Variáveis Mira

Ver artigo principal: Variável Mira

Imagem representativa da variabilidade de Mira, uma estrela variável pulsante típica da classe das Variáveis ​​Mira, cuja prosperidade oscila de forma cíclica ao longo do tempo. Estas estrelas, assim como Mira, são conhecidas por apresentarem grandes amplitudes de variação no seu brilho, destacando-se -se entre as variáveis ​​de longo período.

Variáveis Mira são estrelas variáveis de Longo Período - ou LPVs -, estrelas gigantes vermelhas, normalmente de tipo espectral M, que apresentam oscilações de brilho em torno de seis magnitudes entre o máximo e o mínimo. O período destas variáveis - definido como o intervalo entre dois máximos consecutivos - é em média de um ano aproximadamente. Esses valores podem variar entre diferentes LPVs ou mesmo em diferentes ciclos de uma mesma estrela. Exemplos: Mira Ceti, R Carinae, R Leonis, Chi Cygni, R Hydrae e R Centauri.

Ver também

• Estrela variável

Referências

• http://www.cienciaonline.org/nasa/apod/ap060722.html^{[ligação inativa]}
• http://www-old.astro.up.pt/nd/astro_news/2003/0616pt.html^{[ligação inativa]}
• http://www.portaldoastronomo.org/noticia.php?id=530
• http://variaveis.reabrasil.astrodatabase.net/pmf1.htm
• https://web.archive.org/web/20040813222916/http://www.ga-esec-pinheiro-rosa.rcts.pt/constelacoes_antiga/baleia.htm