Durante o mês de junho algumas Miras atingiram o máximo brilho simultaneamente, uma coincidência que faz os olhos dos observadores de estrelas variáveis brilharem de satisfação.
Essas estrelas são gigantes vermelhas, muito maiores que o Sol em raio, centenas de vezes o raio solar, mais frias e também estrelas de baixa massa. Algumas têm menos massa que o Sol, e as mais massivas que ele raramente ultrapassam 2.5 massas solares. Essa característica, entre outras, nos faz entender qual será o futuro da nossa estrela. Ao vermos uma Mira estamos vendo o futuro do Sol, olhando o Sol, estamos vendo uma Mira no passado.
Tais estrelas, comumente chamadas de Variáveis de Longo Período, são caracterizadas pela grande variação em períodos maiores de tempo. Algumas demoram mais que 1 ano para irem de máximo a máximo, já outras, demoram menos de 150 dias, como R Vir (146 dias) e S Car (148 dias). Para ser uma Mira a estrela deve apresentar uma variação de brilho superior a 2,5 mag em comprimentos de onda visuais e ter período superior a 100 dias.
As variações de brilho visual da estrela estão fortemente correlacionadas com mudanças no tipo espectral e temperatura. O raio é quase anti correlacionado com a temperatura, com o raio mínimo ocorrendo cerca de 30 dias antes da temperatura máxima. As variações na luminosidade bolométrica são causadas principalmente pela variação no raio da estrela, com a luminosidade máxima ocorrendo cerca de 57 dias antes do raio máximo e menor temperatura. A luminosidade varia mais de um quarto de ciclo atrás do brilho visual, o que significa que a estrela é mais brilhante visualmente no ponto de luminosidade mínima do que no ponto de luminosidade máxima.
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Exemplo de
variabilidade de uma Mira, no caso, Khi Cyg. The Pulsation of χ Cygni Imaged by
Optical Interferometry: A Novel Technique to Derive Distance and Mass of Mira
Stars. The Astrophysical Journal. 707. Página 632. |
A figura abaixo é uma representação esquemática da mudança na aparência visual de uma estrela variável Mira na luz máxima (painel esquerdo) e mínima (painel direito). A estrela, mostrada em vermelho, é menor e mais quente na luz máxima do que na luz mínima. Na luz máxima, a atmosfera estendida da estrela (mostrada em amarelo) é parcialmente transparente em comprimentos de onda visuais, e pode-se ver quase até a superfície estelar (indicada com setas). Perto da luz mínima, a temperatura da estrela diminuiu e óxidos metálicos, como o TiO (mostrado em verde), se formam em toda a atmosfera estendida. A fração de Ti em TiO, rotulada f(TiO), em função do raio é representada em azul. Perto da luz mínima, o TiO se forma com densidade suficiente em cerca de 2 raios estelares para se tornar opaco à luz visível. Nesse raio, a temperatura pode ser muito baixa e quase toda a radiação está no infravermelho. Como surge pouca luz visível, a estrela pode quase desaparecer ao olho humano.
R Leo:
As cartas de busca com estrelas de comparação devem ser criadasutilizando o Variable Star Plotter:
https://app.aavso.org/vsp/
As observações devem ser enviadas ao banco de dados da AAVSO:
https://www.aavso.org/webobs/individual
Nos envie também suas observações preenchendo o formulário:
https://forms.gle/oC5HjgLeDzaHde5u5
Ou por e-mail, informando a estrela observada, magnitude dela e das estrelas de comparação, data e hora da observação (em UT), cidade-UF e nome do observador:
estrelasvariáveis.uba@gmail.com
Referências:
The Pulsation of χ Cygni Imaged by Optical Interferometry: A Novel Technique to Derive Distance and Mass of Mira Stars. The Astrophysical Journal. 707. Página 632.
Introducing Mira Variables. Mattei, Janet Akyuz. The Journal of the American Association of Variable Star Observers, vol. 25, no. 2, p. 57-62.
