Variablen von Mira , genannt nach dem Stern Mira, sind eine Klasse von pulsierenden variablen Sternen, die durch sehr rote Farben, Herzschlag-Perioden charakterisiert sind, die länger sind als 100 Tage und leichte Umfänge, die größer sind als ein Umfang in infrarot und 2.5 Umfang im visuellen. Sie sind rote riesige Sterne in den sehr späten Stufen der Sternevolution (der asymptotische riesige Zweig), der ihre Außenumschläge als planetarische Nebelflecke vertreiben und weiß werden wird, ragt innerhalb von einigen Millionen Jahren über.

glaubt, sind Variablen von Mira Sterne mit weniger als zwei Sonnenmassen, aber können Tausende von Zeiten sein, die mehr leuchtend sind als die Sonne wegen ihrer sehr großen, aufgeblasenen Umschläge. Wie man glaubt, pulsieren sie wegen der kompletten Sternerweiterung und des Zusammenziehens. Das erzeugt eine Änderung in der Temperatur zusammen mit dem Radius, von denen beide Faktoren die Schwankung in der Lichtstärke verursachen. Die Herzschlag-Periode ist eine Funktion der Masse und Radius des Sterns. Frühe Modelle von Sternen von Mira haben angenommen, dass der Stern kugelförmig symmetrisch während dieses Prozesses (größtenteils geblieben ist, um den Computer zu behalten, der einfach, aber nicht aus physischen Gründen modelliert). Ein neuer Überblick über Variable-Sterne von Mira hat gefunden, dass 75 % der Sterne von Mira, die mit dem JOTA-Fernrohr aufgelöst werden konnten, ein Ergebnis nicht kugelförmig symmetrisch sind, das mit vorherigen Images von Sternen der Person Mira im Einklang stehend ist, also gibt es jetzt Druck, um das realistische dreidimensionale Modellieren von Sternen von Mira auf Supercomputern zu tun.

Obwohl die meisten Variablen von Mira viele Ähnlichkeiten im Verhalten und der Struktur teilen, sind sie eine heterogene Klasse von Variablen wegen Unterschiede in Alter, Masse, Herzschlag-Weise und chemischer Zusammensetzung. Zum Beispiel ließen viele, wie R Leporis, Spektren durch Kohlenstoff beherrschen, vorschlagend, dass das Material vom Kern des Sterns zur Oberfläche transportiert worden ist. Dieses Material bildet häufig Staub-Leichentücher um den Stern, die auch zum periodischen Verdunkeln und Erhellen beitragen. Wie man auch bekannt, sind einige Variablen von Mira natürliche Maser-Quellen.

Eine kleine Teilmenge von Miras scheint, ihre Periode mit der Zeit — die Periode-Zunahmen oder Abnahmen durch einen wesentlichen Betrag (bis zu einem Faktor drei) über den Kurs von mehreren Jahrzehnten zu ein paar Jahrhunderten zu ändern. Wie man glaubt, wird das durch Thermalpulse verursacht, wo eine Schale von Helium in der Nähe vom Kern des Sterns provisorisch heiß und dicht genug wird, um Kernfusion zu erleben. Das ändert die Struktur des Sterns, der sich als eine Änderung in der Periode äußert. Dieser Prozess wird vorausgesagt, um mit allen Variablen von Mira zu geschehen, aber die relativ kurze Dauer von Thermalpulsen (einige tausend Jahre) über die asymptotische riesige Zweiglebenszeit des Sterns (einige Millionen Jahre) Mittel sehen wir es nur in einigen der mehrerer tausend Sterne von Mira bekannt, vielleicht in R Hydrae. Jedoch stellen die meisten Variablen von Mira geringe Zyklus-zu-Zyklus-Änderungen in der Periode aus, die wahrscheinlich durch das nichtlineare Verhalten im Sternumschlag einschließlich Abweichungen von der kugelförmigen Symmetrie verursacht ist.

Variablen von Mira sind populäre Ziele für Amateurastronomen, die für variable Sternbeobachtungen wegen ihrer dramatischen Änderungen in der Helligkeit interessiert sind. Einige Variablen von Mira (einschließlich Miras selbst) haben zuverlässige Beobachtungen, die zurück gut mehr als ein Jahrhundert strecken.

Siehe auch

• Variable des langen Zeitraumes
• Halbregelmäßiger variabler Stern