Mira
Las variables de Mira son estrellas gigantes pulsantes de período largo en la segunda fase de su evolución, o rama asintótica gigante(AGB). Son gigantes extremadamente rojos y fríos, pulsantes con un período de 100 días o más, con grandes amplitudes de variabilidad de 4 a 6 magnitudes. Las estrellas AGB pulsantes, como las variables Mira, extraen material de las capas más profundas de la estrella que han sido procesadas por la fusión nuclear estelar, en un proceso llamado dragado. Los dragados enriquecen la atmósfera exterior con elementos más pesados como el carbono. Las pulsaciones eventualmente se llevan una fracción sustancial de la masa estelar en poderosos vientos polvorientos. La variable Mira R Bootis, cuya curva de luz y espectro se muestran a continuación, tiene un período de 223 días, con una amplitud de unas 5 magnitudes. Es muy roja y fría, con un tipo espectral M6.
A continuación se muestra un video sonificado de las observaciones de R Bootis, nuestra estrella variable Mira. El video escanea a lo largo del tiempo (eje x) y modula el tono en función de la magnitud (eje y). El tono más bajo representa magnitudes mas tenues. El video abarca 4 años y medio, durante los cuales se tomaron 189 observaciones. Las oscilaciones periódicas en el brillo se pueden escuchar claramente en el video unas pocas veces, durante los períodos en que la frecuencia de muestreo es lo suficientemente alta.
A continuación se muestra un video sonificado de la curva de luz en fase para R Bootis. El período de R Boo es de 223 días y casi sinusoidal en su variación de brillo. La amplitud de su variación es de unas 5 magnitudes. Puedes escuchar dos fases completas correspondientes a un año y 3 meses en la Tierra. El video explora la fase (eje x) y modula el tono en función de la magnitud (eje y). El tono más bajo representa magnitudes mas tenues.
A continuación se muestra el espectro de la variable Mira observada R Bootis. Este video escanea a través de un gráfico de brillo medido en flujo o intensidad de la luz (eje y) versus longitud de onda (eje x), pasando de longitudes de onda azules a rojas de 4050 a 8800 angstroms. El tono más bajo representa un flujo más débil. Durante el video, el espectro aumenta gradualmente en flujo (tono) a medida que aumenta la longitud de onda. Algunas características espectrales únicas llamadas perfiles P Cygni se pueden escuchar mientras se reproduce el video. Los perfiles de P-Cygni son la presencia de características de absorción y emisión en el mismo perfil de línea espectral que indican poderosos vientos estelares que soplan una envoltura gaseosa lejos de la estrella central. Un perfil de P-Cygni se escuchará como una pequeña disminución en el flujo: la absorción, seguida de un gran pico en el flujo: la emisión.
El espectro para R Bootis se proporciona gracias a Michael Castelaz, Ph.D., Professor of Physics, Brevard College. Referencia: Castelaz, M.~W., Luttermoser, D.~G., Caton, D.~B., et al.\ 2000, \aj, 120, 2627 (enlace). La curva de luz es una banda v óptica de ASAS-SN.