Mira (stella)

Da Wikipedia, l'enciclopedia libera.

{{{soprattitolo}}}

Mira

Satellite naturale di {{{pianeta_madre}}}

({{{sottotitolo}}})

Stella madre: {{{stella_madre}}}

Distanza dal Sole: 420 anni luce

La gigante rossa Mira A (in alto a destra) e la nana bianca Mira B (in alto a sinistra). L'attrazione gravitazionale di Mira B forma un ponte gassoso tra le due stelle

Scoperta

{{{data}}}

Scopritore

{{{scoperta_autore}}}

Scopritori

{{{scoperta_autori}}}

Classificazione

gigante rossa variabile, doppia

Famiglia

{{{famiglia}}}

Classe spettrale

M7 IIIe

Tipo di variabile

variabile Mira (prototipo della classe)

Periodo di variabilità

332 giorni

Designazioni
alternative

{{{designazioni_alternative}}}

{{{costellazione}}}

{{{redshift}}}

NOMENCLATURE ALTERNATIVE

Omicron Ceti, 68 Ceti

COORDINATE

(Epoca di riferimento: J2000)

02h 19m 20,79s

-02° 58′ 39,5″

PARAMETRI ORBITALI

(epoca di riferimento: J2000)

Semiasse maggiore

{{{semiasse_maggiore}}}

{{{perielio}}}

{{{afelio}}}

{{{perigeo}}}

{{{apogeo}}}

{{{periastro}}}

{{{afastro}}}

Circonf. orbitale

{{{circonferenza_orbitale}}}

Periodo orbitale

{{{periodo_orbitale}}}

Periodo sinodico

{{{periodo_sinodico}}}

Velocità orbitale

{{{velocità_min}}} (min)

{{{velocità_media}}} (media)

{{{velocità_max}}} (max)

Inclinazione orbitale

{{{inclinazione_orbita}}}

Inclinazione
sull'eclittica

{{{inclinazione_orbita_su_eclittica}}}

Inclinazione rispetto
all'equat. di [[{{{pianeta_madre}}}]]

{{{inclinazione_orbita_su_eq}}}

Inclinazione rispetto
all'orbita di [[{{{pianeta_madre}}}]]

{{{inclinazione_orbita_su_orbita}}}

Inclinazione rispetto
al piano di Laplace

{{{inclinazione_orbita_su_p_laplace}}}

Inclinazione rispetto
all'equat. del Sole

{{{inclinazione_orbita_su_eq_sole}}}

Eccentricità

{{{eccentricità}}}

Longitudine del
nodo ascendente

{{{nodo_ascendente}}}

Argom. del perielio

{{{argomento_perielio}}}

Anomalia media

{{{anomalia_media}}}

Ultimo perielio

{{{ultimo_perielio}}}

Prossimo perielio

{{{prossimo_perielio}}}

Sistema planetario

{{{pianeti}}}

Satelliti

{{{satelliti}}}

Anelli

{{{anelli}}}

DATI FISICI

Dimensioni

{{{dimensioni}}}

Raggio

{{{raggio}}}

Diametro equat.

{{{diametro_eq}}}

Diametro polare

{{{diametro_pol}}}

Diametro medio

variabile

volte il Sole

Schiacciamento

{{{schiacciamento}}}

{{{superficie}}}

{{{volume}}}

volte il Sole

Acceleraz. di gravità
in superficie

{{{accel_gravità}}}

Velocità di fuga

{{{velocitàdifuga}}}

Periodo di rotazione

{{{periodo_rotaz_1_descrizione}}}

{{{periodo_rotaz_1}}}

{{{periodo_rotaz_2_descrizione}}}

{{{periodo_rotaz_2}}}

{{{periodo_rotaz_3_descrizione}}}

{{{periodo_rotaz_3}}}

{{{periodo_rotaz_4_descrizione}}}

{{{periodo_rotaz_4}}}

Velocità di rotazione

{{{velocità_rotaz}}}

Inclinazione assiale

{{{inclinazione_asse}}}

Inclinaz. dell'asse
sull'eclittica

{{{inclinazione_asse_su_eclittica}}}

Inclinaz. dell'asse
sul piano galattico

{{{inclinazione_asse_su_piano_galattico}}}

A.R. polo nord

{{{ascensionerettapolonord}}}

Declinazione

{{{declinazione}}}

Temperatura alla
sommità delle nubi

{{{temp_sommitànubi_min}}} (min)

{{{temp_sommitànubi_med}}} (media)

{{{temp_sommitànubi_max}}} (max)

Temperatura
superficiale

{{{temp_min}}} (min)

2.200 K (media)

{{{temp_max}}} (max)

T. della corona

{{{temp_corona}}}

T. del nucleo

{{{temp_nucleo}}}

Luminosità

{{{luminosità}}}

15,000 (al massimo) volte il Sole

Radianza

{{{radianza}}}

Indice di colore (B-V)

1,42

Metallicità

{{{metallicità}}}

Pressione atm.

{{{pressione_atmosferica}}}

Albedo

{{{albedo}}}

Età stimata

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine
apparente da Terra

{{{magn_app_min}}} (min)

{{{magn_app_med}}} (media)

{{{magn_app_max}}} (max)

Magnitudine
apparente da [[{{{pianeta_madre}}} (astronomia)|{{{pianeta_madre}}}]]

{{{magn_app_min_corpomadre}}} (min)

{{{magn_app_med_corpomadre}}} (media)

{{{magn_app_max_corpomadre}}} (max)

Magnitudine app.

da 2,0 a 10,1

Magnitudine ass.

da -2.5 a +6,5

Diametro
apparente da Terra

{{{dim_app_min}}} (min)

{{{dim_app_med}}} (medio)

{{{dim_app_max}}} (max)

Diametro
apparente da [[{{{pianeta_madre}}} (astronomia)|{{{pianeta_madre}}}]]

{{{dim_app_min_corpomadre}}} (min)

{{{dim_app_med_corpomadre}}} (medio)

{{{dim_app_max_corpomadre}}} (max)

Parallasse

7,79 ± 1,07 mas

Moto proprio

Ar: 10,33 mas/anno
Dec: -239,48 mas/anno

Velocità radiale

+63,8 km/s

Mira (Omicron Ceti ο Cet) è una stella variabile pulsante che ha dato il nome alla classe delle variabili Mira. È stata la prima stella variabile ad essere scoperta (se si escludono novae, supernovae e la strana Eta Carinae) ed è la più luminosa tra le variabili periodiche che scompaiono alla vista ad occhio nudo durante parte del loro ciclo.

Mira fu scoperta (o almeno, notata come speciale per la prima volta) dopo una serie di osservazioni dall'astronomo David Fabricius, a partire dal 3 agosto 1596. Durante le sue osservazioni del pianeta Mercurio, Fabricius ebbe bisogno di una stella di riferimento per misurarne la posizione, e scelse una vicina stella anonima di terza magnitudine. Quando la riosservò il 21 agosto, si accorse che la stella era diventata di prima magnitudine, e che invece in ottobre era così debole da scomparire alla vista. Fabricius pensò che fosse una nova, ma la rivide il 16 febbraio 1609 (cosa che in genere non succede con le novae).

Johann Holwarda riuscì a determinare il periodo delle riapparizioni di questa stella: undici mesi. Johannes Hevelius la stava osservando negli stessi anni e la chiamò Mira (che significa "meravigliosa") nel suo lavoro Historiola Mirae Stellae del 1662, perché si comportava come nessun'altra stella. Ismail Bouillaud perfezionò la stima del periodo a 333 giorni, sbagliando di meno di un giorno rispetto al valore moderno di 332 (poiché le variabili Mira variano lentamente il loro periodo col tempo, la stima di Bouillaud potrebbe anche essere stata esatta per la sua epoca).

Dopo questa scoperta, Mira divenne il prototipo di questa classe di variabili a lungo periodo. Essa, insieme alle altre 6.000 stelle dello stesso tipo oggi conosciute, è una gigante rossa la cui superficie oscilla in modo da aumentare e diminuire la propria luminosità in periodi che vanno da 80 giorni a più di 1000. Nel caso particolare di Mira, il suo aumento di luminosità la porta fino alla magnitudine apparente 3,5 in media, il che significa una stella facilmente visibile ad occhio nudo. Anche i cicli individuali variano: massimi registrati con cura arrivano fino alla magnitudine 2, oppure scendono fino alla magnitudine 4,9 (appena visibile ad occhio nudo, e con una differenza di luminosità fino a 15 volte tra i diversi massimi), e ci sono indizi storici che suggeriscono che l'intervallo reale possa essere anche tre volte superiore a questo. I minimi differiscono tra loro molto meno, e sono sempre stati tra 8,6 e 10,1 durante le osservazioni storiche, cioè una differenza di solo un fattore 4. Il cambiamento totale di luminosità tra il minimo più basso e il massimo più alto (cosa che non succede in un singolo ciclo) è di 1700 volte. La forma della curva di luce è composta da un incremento che dura 100 giorni, seguito da un decremento che dura il doppio.

Sono state fatte molte ipotesi sull'eventualità che Mira possa essere stata osservata prima di Fabricius. Certamente la storia di Algol (la cui variabilità è nota solo dal 1667, ma sulla quale l'esistenza di leggende che risalgono all'antichità dimostra come sia stata osservata con sospetto per millenni) suggerisce che anche Mira possa essere stata notata prima. Karl Manitius, un traduttore del Commento su Arato di Ipparco, ha suggerito che alcune frasi di quel testo del II secolo a.C. possano riferirsi a Mira. Gli altri grandi dell'astronomia occidentale pre-telescopica - Tolomeo, al-Sufi, Ulugh Beg e Tycho Brahe - non mostrano di sapere niente di Mira, neppure come stella normale. Ci sono tre osservazioni di Mira negli archivi cinesi e coreani, nel 1596, nel 1070 e nello stesso anno in cui Ipparco avrebbe fatto le sue osservazioni (134 a.C.) che sono suggestive, ma la pratica cinese di identificare le osservazioni in modo non più preciso di una costellazione cinese rende difficile essere certi che stiano parlando proprio di Mira.

[modifica] Mira B

Mira è anche una stella doppia. La stella compagna è stata risolta dallo Hubble Space Telescope nel 1995, quando si trovava a 70 unità astronomiche dalla primaria; i risultati sono stati annunciati nel 1997. La compagna, Mira B o VZ Ceti, è anch'essa una stella variabile.
La teoria più convincente sulla sua natura è che sia una nana bianca circondata da un disco di accrescimento composto da materia prelevata dalla primaria. Le immagini ultraviolette dell'HST mostrano una spirale di gas che si alza da Mira in direzione di VZ Ceti. Il periodo orbitale della compagna attorno a Mira è di circa 400 anni. L'attrazione gravitazionale di Mira B forma un ponte gassoso tra le due stelle.