Variable Mira: diferència entre les revisions

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 la 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 mantén la simetria esfèrica durant el procés (més per mantenir el model de computació abastament simple, més que per motius de la física) Una 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 a [[supercomputador]]es.