Mira (estrela)

	Mira A
	; Mira
	Dados observacionais (J2000.0)
Constelação	Cetus
Asc. reta	02h 19m 20.79s
Declinação	-02° 58′ 39.5″
Magnit. apar.	2.0 a 10.1
	Caracteristicas
Tipo de espectro	M7IIIe
Cor (B-V)	1.42
Cor (U-B)	1.09
Variabilidade	Mira
	Astrometria
Mov. próprio (DEC)	10.33
Paralaxe	7.79 ± 1.07
	Detalhes
Massa	1.2 M☉
Raio	500 R☉
Luminosidade	15,000 L☉
Temperatura	2,200 K
Metalicidade	?
Rotação	?
Idade	? anos
	Outras denominações
	68 Ceti

REDIRECIONAMENTO Predefinição:Fim

Mira (Omicron Ceti) é uma estrela gigante vermelha da classe M, dupla e variável, da constelação de Cetus (Baleia) visível no hemisfério sul. Uma das mais brilhantes do céu, Mira era conhecida pelos antigos como a Estrela Maravilhosa, tendo recebido esta alcunha no século XVII por sua característica de mudar de aparência de forma significativa em ciclos de 332 dias (sabe-se hoje que há variação de 304 a 353). Mira varia seu brilho cerca de 1500 vezes, indo da magnitude 2 em seu brilho extremo à magnitude 10, quando então torna-se visível apenas através de telescópios. A estrela mantém seu fulgor máximo apenas durante umas semanas, antes de baixar rapidamente. Em 1596, pouco antes da invenção do telescópio, o monge e astrônomo alemão David Faber, (também conhecido como Fabricius) observou na constelação de Cetus, uma estrela alaranjada onde anteriormente nada havia notado e registrou sua posição. Em 1603, o alemão Johannes Bayer ao compilar seu famoso atlas celeste Uranometria, atribuiu a letra grega Omicron àquela estrela, sem perceber suas variações. Aparentemente tropeçou pela estrela quando esta estava em seu máximo. Tentativas posteriores para encontrá-la falharam, até que fez a sua reaparição mais tarde. Ela só foi definitivamente constatada como variável e seu período calculado em 11 meses no ano de 1638 pelo astrônomo holandês Johann Holwarda. Em 1642 Johannes Hevelius, de Gdansk, denominou-a a Maravilha da Baleia, ou, em latim, Mira Ceti. Mira foi, portanto, a primeira variável a ser descoberta e, na época, esta descoberta contribuiu para a rejeição da ideia de que a abóbada celeste era eterna e imutável. Mira A tem cerca de 700 vezes o diâmetro do Sol e co-orbita Mira B, uma anã branca de aproximadamente o tamanho da Terra. A agitação interna de Mira A pode criar distúrbios magnéticos na sua atmosfera superior, responsáveis pelas fulgurações de raios-X e por fortes ventos estelares que fazem a estrela perder material de forma rápida. Parte do gás e poeira que escapam de Mira A é capturada pela sua companheira, Mira B, que é rodeada por um disco de material sugado da gigante pulsante, o disco de acreção. O sistema binário Mira AB encontra-se a 420 anos-luz do Sol e as duas estrelas irmãs estão afastadas uma da outra por cerca de 9 bilhões de quilômetros, ou 1,5 vezes a distância média Sol-Plutão, que é hoje o raio máximo do Sistema Solar (desde que não considerados o Cinturão de Kuiper nem a Nuvem de Oort). Já bastante fria e arrefecendo cada vez mais, Mira aproxima-se do final de sua vida, quando seu combustível nuclear começa a esgotar-se e ao fim deverá explodir, libertando suas camadas exteriores, formando uma nebulosa planetária e deixando em seu lugar outra anã branca, densa e quente.

Variáveis Mira

Variáveis Mira são estrelas variáveis de Longo Período - ou LPVs -, estrelas gigantes vermelhas, normalmente de tipo espectral M, que apresentam oscilações de brilho em torno de seis magnitudes entre o máximo e o mínimo brilho. O período destas variáveis - definido como o intervalo entre dois máximos consecutivos - é em média de um ano aproximadamente. Esses valores podem variar entre diferentes LPVs ou mesmo em diferentes ciclos de uma mesma estrela. Exemplos: Mira Ceti, R Carinae, R Leonis, Chi Cygni, R Hydrae e R Centauri.