sábado, 20 de maio de 2017

Mira: A maravilhosa

Sobre a estrela:

Mira (Omicron Ceti) é uma estrela gigante vermelha de classe espectral M7III, dupla e variável pertencente a constelação de Cetus (Baleia) no hemisfério Sul. Uma das estrelas mais brilhantes e conhecidas do céu, Mira era antigamente conhecida como a Estrela Maravilhosa, tendo recebido essa alcunha no século XVII por sua característica de mudar de brilho e aparência de forma significativa em ciclos de 332 dias.
Se localiza numa distância de 298,96 anos-luz (ou 91,66 parsecs) e possui temperatura efetiva que varia entre 2918 a 3192 K.
Possui raio que varia entre 332 a 402 vezes o do Sol e possui uma massa de 1,18 vezes a massa do Sol.
Sua luminosidade varia entre 8400 a 9360 vezes a luminosidade do Sol. Variando da magnitude 2 em seu brilho máximo à magnitude 11. A estrela mantém seu brilho máximo durante apenas algumas semanas, antes de reduzi-lo drasticamente.
Possui uma idade de 6 bilhões de anos.
É uma das estrelas mais frias conhecida. Mira já é uma estrela muito velha que aproxima-se do final da sua vida. Quando seu combustível nuclear esgotar-se, deverá explodir, libertando suas camadas exteriores, formando uma nebulosa planetária e deixando em seu lugar uma pequena, quente e densa anã branca.
                                                                                                                                                                   
                                                                          Resultado de imagem para mira star
fonte:http://www.keckobservatory.org/recent/entry/first_planet-forming_disk_found_in_the_environment_of_a_dying_star
Imagem que mostra Mira A derramando suas camadas externas pelos seus ventos estelares. Quase 1% do material derramado é capturado por Mira B. O resultado disso é um disco empoeirado ao redor de Mira B, do qual eventualmente pode se formar planetas. Este é o primeiro sistema descoberto a formar planetas com duas estrelas moribundas.

Histórico.

Em 3 de agosto de 1596, um pouco antes da invenção do telescópio a estrela teve sua variação de brilho descoberta pelo teólogo e astrônomo holandês David Fabricius que ao observar a constelação de Cetus, notou que havia uma estrela laranja de segunda magnitude na constelação de Cetus (Baleia) em uma região onde anteriormente nada havia. Depois, a estrela declinou em brilho regularmente até que, em outubro de 1596, desapareceu. Ele deu-lhe o nome de "a maravilhosa" (Mira Ceti em latim).
Evidências de que a variabilidade de Mira era conhecida na China antiga, Babilônia ou Grécia é, na melhor das hipóteses, apenas circunstancial.
No ano de 1603, o alemão Johannes Bayer atribuiu a estrela a letra grega Omicron ao compilar seu famoso Atlas celeste Uranometria, sem perceber suas variações de brilho estrela.
Aparentemente tropeçou na estrela quando estava em seu brilho máximo. Tentativas posteriores de encontrá-la falharam, até que fez sua reaparição tempos depois.
Em 1638,foi constatada realmente como variável e teve seu período de variabilidade calculado em 333 dias pelo astrônomo holandês Jonh Phocylides Holwarda, sendo que atualmente calculara-se o valor de 332 dias.
Mira foi, portanto, a primeira estrela variável descoberta na história, e na época, esta estrela contribuiu para a rejeição da ideia de que o céu era perfeito e imutável.                                                                                  Resultado de imagem para mira star
      Fotografia da estrela Mira A em ultravioleta, com a ausência de Mira B que não está visível na imagem.

            Fonte:https://www.windows2universe.org/?page=/the_universe/Mira.html

Sistema estelar:

Este sistema estelar consiste em uma estrela gigante vermelha (Mira, designado também Mira A) sofrendo perda de massa e uma companheira anã branca de alta temperatura (Mira B), sendo que o material oriundo dos ventos estelares de Mira A está sendo capturado por um disco protoplanetário em torno de Mira B. Tal tipo de sistema estelar é denominado de sistema simbiótico e este é o sistema simbiótico mais próximo do Sistema Solar.
O exame desta sistema pelo Observatório de Raios-X do Chandra  mostra que o material dos ventos estelares de Mira A está sendo realmente capturado por um disco de acreção em torno de Mira B.
O campo gravitacional de Mira B é capaz de capturar apenas cerca de 1% do material oriundo dos ventos estelares de Mira A.
As duas estrelas orbitam uma em torno da outra em um período orbital de 497,88 anos e as duas estrelas estão separadas por cerca de 70 UA.
A órbita possui excentricidade de 0,16.

Mira B:

Mira B, também conhecida como VZ Ceti, é companheira da estrela variável Mira. Suspeitado como companheiro de Mira desde 1918, fora descoberta e confirmada visualmente no ano de 1923 pelo astrônomo americano Robert Grant Aitken, e tem sido mais ou menos observado por diversos astrônomos e satélites. As observações mais recentes foram feitas pelo satélite e observatório espacial da Nasa Chandra X-Ray.
Em 2007, as observações do Chandra mostraram um disco protoplanetário em torno de Mira B. Este disco está acumulando material oriundo dos ventos estelares de Mira A e poderia eventualmente formar planetas no sistema. Mira B tem um campo gravitacional que captura cerca de 1% do material perdido de Mira A.
Estas observações sugeriam também que Mira B era uma anã laranja de classe espectral K com 0,7 massas solares, em vez de uma anã branca como originalmente se pensava. No entanto, em 2010 mais pesquisas indicaram que Mira B é de fato uma anã branca.

Variáveis Mira:

Variáveis Mira são estrelas variáveis de longo período -VLPs-, gigantes vermelhas, geralmente de classes espectrais M, que apresentam oscilações de brilho em torno de seis magnitudes entre o máximo e mínimo brilho. As oscilações destes tipos de estrelas ocorrem porque a superfície destas estrelas pulsam de forma que aumentam e diminuem suas respectivas luminosidades durante períodos superiores a 100 dias. As pulsações ocorrem porque estas estrelas inteiras sofrem periódicas expansões e contrações, o que faz que suas respectivas temperaturas, luminosidades, volumes e raios variem periodicamente.
As amplitudes visuais muito grandes não são somente devidas a grandes mudanças de luminosidade, mas também devido a deslocamentos das saídas de energia entre os comprimentos de onda infravermelhos e visuais à medida que as estrelas mudam de temperatura durante suas pulsações.
Existem mais de 67000 estrelas dentro desta categoria.
Como já dito, os períodos de pulsação destas variáveis -definido como o intervalo entre os dois máximos consecutivos- são superiores a 100 dias.
São estrelas gigantes vermelhas em estágios muito tardios da evolução estelar, no ramo de gigantes assintóticos, que expelirão suas camadas externas como nebulosas planetárias e se tornarão anãs brancas dentro de poucos milhões de anos.
Estas estrelas são estrelas bastante massivas que sofreram a fusão do hélio em seus núcleos, mas possuem massas menores que duas massas solares. São estrelas que perderam metade de suas massas iniciais.
Grande parte das variáveis Mira não são simetricamente esféricas.
Estas estrelas perdem massa rapidamente e muitas vezes este material forma um envoltórios de poeira ao redor da estrela. Em alguns casos, as condições são adequadas para a formação de Masers naturais.
Estas estrelas podem ser ricas também em oxigênio e carbono.
Exemplos de variáveis Mira: Mira Ceti, R Hydrae, R Centauri, R Leonis, R Carinae e Chi Cygni.

Agradecimentos:

Agradeço muito por prestigiarem o blog, espero que gostem das atuais e futuras postagens do blog.

Colaboradores:

Gabriel Galheigo Rabello Donner, Pedro André Menezes de Moraes Amora e Pedro Henrique Cintra.

Autor:

Gustavo Sobreira Barroso.


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