Diferencia entre revisiones de «Estrella variable Mira»

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Aunque las variables Mira tienen un comportamiento y una estructura similar, en realidad forman un grupo heterogéneo en cuanto a edad, masa, modo de pulsación y composición química. Algunas, como [[R Leporis]], son [[estrella de carbono|estrellas de carbono]], mientras que otras muestran un aumento o disminución en su período de pulsación a lo largo del tiempo.
 
Un pequeño subgrupo de variables Mira parecen cambiar su período a lo largo del tiempo; éste aumenta o disminuye sustancialmente (hasta un factor de tres) en el transcurso de décadas o siglos. Se cree que esto puede deberse a ''pulsos termales'', producidos por una capa de [[hidrógeno]] cerca del núcleo estelar que llega a estar lo suficientemente caliente y densa para experimentar [[fusión nuclear]]. Esto cambia la estructura de la estrella, lo que se manifiesta por un cambio en el período. Se piensa que esto sucede en todas las variables Mira, pero a la corta duración de los pulsos termales (apenas unos miles de años) en relación a la permanencia en la [[rama asintótica gigante]] (varios millones de años), implica que sólo vemos este fenómeno en algunas de las muchas variables Mira conocidas. No obstante, la mayoría de ellas exhiben ligeros cambios de período entre ciclos, probablemente causados por un comportamiento no linear en la envoltura estelar, incluyendo desviaciones de la simetría esférica.
 
Las variables Mira suscitan un gran interés dentro de la [[astronomía amateur]] debido a sus espectaculares cambios de brillo. La estrella [[Mira (estrella)|Mira]] (ο Ceti), a quien deben su nombre estas variables, es la estrella más notable dentro del grupo. En la siguiente tabla figuran algunas de las variables Mira más conocidas.