Variable Mira: diferència entre les revisions

[[Fitxer:Mira-uv-bow-shock-tail-vertical.jpg|thumb|Una imatge de Mira, feta amb llum de la part de l'espectre ultraviolat: Mira amb la seva cua]]

 

 

Les variables Mira es creu que són estrelles amb menys de dues [[massa solar|masses solars]], però poden ser milers de vegades més [[lluminositat|lluminoses]] que el [[Sol]] a causa dels seus molt grans embolcalls inflats. Es creu que són polsants per l'expansió i la contracció de l'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 manté la simetria esfèrica durant el procés (més per mantenir el model de computació a bastament simple, més que per motius de la física). Un 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,<ref>[http://uk.arxiv.org/abs/astro-ph/0607156 First Surface-resolved Results with the IOTA Imaging Interferometer: Detection of Asymmetries in AGB stars], 2006</ref> un resultat consistent amb imatges prèvies d'estrelles Mira individuals (per exemple:)<ref>[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1992AJ....103.1662H%26db_key=AST Optical aperture synthetic images of the photosphere and molecular atmosphere of Mira], 1992</ref><ref>[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1991ApJ...374L..51K&amp;db_key=AST&amp;data_type=HTML&amp;format= Asymmetries in the atmosphere of Mira], 1991</ref><ref>[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1999MNRAS.306..353T%26db_key=AST Surface imaging of long-period variable stars], 1999</ref> per això hi ha actualment presses per obtenir un model en tres dimensions de les estrelles Mira amb [[supercomputador]]es.