As variações dramáticas no brilho de Mira, a estrela omicron da constelação Baleia, foram notadas pela primeira vez por David Fabricius em 1596. Desde então a estrela tem vindo a ser objecto de estudos detalhados e constitui o protótipo de uma importante classe de estrelas variáveis, todas elas gigantes vermelhas de grande luminosidade e na fase derradeira das suas vidas.
Devido à sua relativa proximidade, cerca de 420 anos-luz, e ao seu enorme tamanho, 400 vezes o do sol (variável), Mira foi uma das primeiras estrelas a ver o seu disco resolvido. A sua duplicidade, suspeitada durante vários anos, foi definitivamente estabelecida pelo telescópio Hubble em 1995, o qual resolveu as duas componentes. Este facto renovou o interesse dos astrofísicos em Mira pois, para além da variabilidade da gigante vermelha, a estrela fornecia agora um belo exemplo da evolução de um sistema binário na presença de transferência de massa entre as componentes.
Mais recentemente a estrela voltou a surpreender. Em 2007, investigadores utilizando os telescópios Keck I, no Hawai, e Gemini South, no Chile, descobriram um disco de gás e poeiras em torno da companheira alimentado pelo vento solar da gigante vermelha. O mesmo estudo determinou que, ao contrário do que se pensava, a companheira não é uma anã branca, mas sim uma normal estrela da sequência principal de tipo espectral K.
Já esta semana, foram anunciadas observações em raios ultravioletas, feitas com o observatório Galaxy Evolution Explorer (Galex), que demonstram a presença de uma enorme cauda de gás e poeiras com cerca de 13 anos-luz de extensão, deixados para trás pela estrela ao longo da sua trajectória pelo espaço nos últimos 30 mil anos. A onda de choque (na figura, a estrutura em arco do lado direito da estrela) criada pela colisão do invólucro de gás e poeiras que envolve o sistema e o meio interestelar, devido à enorme velocidade espacial de Mira, parece estar a aquecer a cauda de gás e poeiras provocando a sua fluorescência.
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