Le stelle variabili di classe Mira

Le stelle Mira sono una classe di stelle variabili pulsanti che si distinguono per il loro caratteristico colore rosso, per un periodo di pulsazione che in media oscilla intorno ai 100 giorni, e per variazioni di luminosità molto pronunciate (circa variazioni di 2.5 magnitudine). Il periodo della pulsazione dipende dalla massa e dal raggio della stella. La loro denominazione deriva dalla stella Mira (Omicron Ceti), la prima di questa tipologia ad essere stata scoperta. Nel corso degli anni sono state scoperte molte altre stelle che presentano le stesse caratteristiche, da questo deriva la nascita della classe di stelle variabili "Mira".

Alcune variabili Mira, inclusa la stella Mira stessa, vantano una storia osservativa che si estende per più di un secolo. Ad esempio, la stella Mira (o Ceti) ha un periodo di pulsazione di circa 332 giorni, la stella Chi Cygni di 408 giorni, la stella S Carinae di 149 giorni, ecc.

Le variabili Mira hanno masse sufficienti per la fusione dell'elio nei loro nuclei, ma generalmente sono meno massicce di due masse solari, avendo già perso circa la metà della loro massa iniziale. In genere hanno una massa compresa fra 2-3 masse solari. Pur avendo due o tre masse solari, le stelle variabili del tipo Mira possono essere migliaia di volte più luminose del nostro Sole, grazie ai loro ampi strati esterni.

Queste stelle sono giganti rosse, situate nel ramo asintotico delle giganti (AGB), che si trovano nello stadio finale della loro vita. Quindi, sono fortemente instabili e sono soggette all'espansione degli involucri più esterni e variazioni di luminosità in proporzione al loro diametro stellare. Entro pochi milioni di anni si trasformeranno i nebulose planetarie, dopo aver espulso i loro strati esterni trasformandosi in nebulose planetarie, per poi diventare nane bianche.

L'instabilità tra la pressione delle radiazioni verso l'esterno e la forza di gravità verso l'interno, causa variazioni del loro volume e, di conseguenza, variazioni periodiche della loro luminosità. A causa di questo fenomeno ci appaiono come stelle pulsanti. Si ritiene che la loro pulsazione avvenga in modo radiale, ovvero l'intera stella si espande e si contrae in maniera simmetrica. Questo processo porta a cambiamenti nel raggio e nella temperatura della stella, due fattori che influenzano la loro luminosità. Inizialmente si pensava mantenessero una forma sferica ma alcuni recenti studi hanno smentito questa caratteristica, in gran parte dei casi osservati le stelle Mira non sono sfericamente simmetrica.

Nonostante le stelle variabili della classe Mira condividano molte caratteristiche, formano un gruppo eterogeneo per età, massa e composizione chimica. La maggior parte delle stelle Mira presenta un periodo di pulsazione stabile. Tuttavia, esiste una minoranza di stelle Mira caratterizzate da un periodo di pulsazione che varia significativamente nel tempo, con possibili aumenti o diminuzioni nel corso di decine o centinaia di anni. Questa variazione può essere attribuita a impulsi termici che riattivano il guscio esterno di idrogeno. Si teorizza inoltre che tali variazioni possano verificarsi in seguito a cambiamenti nella natura del combustibile e nella fonte energetica impiegati nei processi di fusione nucleare. Considerando che questa fase di adattamento dura solo pochi milioni di anni, rispetto alla durata complessiva della vita di una stella Mira, che si estende su alcuni milioni di anni, solo un limitato numero di stelle Mira osservate dimostra cambiamenti significativi nel periodo di pulsazione da un ciclo all'altro.