Hispanopedia Wiki
Articulo de referencia

Mira

Coordenadas : 02 h 19 m 20.792 s , −02° 58′ 39.50″ Mira (pronunciado / ˈ m aɪ r ə / , MY -rə ) es un sistema estelar binario en la constelación de Cetus . Tiene la designación d...

Hispanopedia WikiContenido en espanolLectura gratuita
Coordenadas : 02 h 19 m 20.792 s , −02° 58′ 39.50″Mapa del cielo

Mira (pronunciado / ˈ m aɪ r ə / , MY -rə ) es un sistema estelar binario en la constelación de Cetus . Tiene la designación de Bayer Omicron Ceti , que es latinizada de ο Ceti , y abreviada Omicron Cet u ο Cet . El sistema consta de una gigante roja variable (Mira A) junto con una compañera enana blanca ( Mira B ). Mira A es una estrella variable pulsante y fue la primera estrella variable no supernova descubierta, con la posible excepción de Algol . Es el prototipo de las variables Mira . El sistema se encuentra a una distancia de 300 años luz (92 pársecs ) .

Nomenclatura

ο Ceti ( latinizado como Omicron Ceti ) es la designación Bayer de la estrella. Johannes Hevelius la nombró Mira ( del latín «maravillosa» o «asombrosa») en su Historiola Mirae Stellae (1662). En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (GTE) [ 17 ] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El primer boletín del GTE de julio de 2016 incluyó una tabla con los dos primeros lotes de nombres aprobados por el GTE, entre los que se encontraba Mira para esta estrella. [ 18 ]

Historial de observación

Mira (rodeada con un círculo) en la constelación de Cetus
Mira (rodeada con un círculo) en la constelación de Cetus
Mira en dos momentos diferentes
Curva de luz visual de Mira, generada utilizando la herramienta generadora de curvas de luz de AAVSO.

La evidencia de que la variabilidad de Mira era conocida en la antigua China , Babilonia o Grecia es, en el mejor de los casos, meramente circunstancial. [ 19 ] Lo que sí es seguro es que el astrónomo David Fabricius registró la variabilidad de Mira a partir del 3 de agosto de 1596. Observando lo que creía que era el planeta Mercurio (identificado posteriormente como Júpiter ), necesitaba una estrella de referencia para comparar posiciones y escogió una estrella cercana de tercera magnitud que hasta entonces había pasado desapercibida. Sin embargo, para el 21 de agosto, su brillo había aumentado en una magnitud , y para octubre había desaparecido de la vista. Fabricius supuso que se trataba de una nova, pero la volvió a ver el 16 de febrero de 1609. [ 20 ]

En 1638, Johannes Holwarda determinó un período de reapariciones de la estrella de once meses; a menudo se le atribuye el descubrimiento de la variabilidad de Mira. Johannes Hevelius la observaba al mismo tiempo y la nombró Mira en 1662, ya que se comportaba como ninguna otra estrella conocida. Ismail Bouillaud estimó entonces su período en 333 días, menos de un día menos que el valor moderno de 332 días. La medición de Bouillaud podría no haber sido errónea: se sabe que Mira varía ligeramente en su período, e incluso podría estar cambiando lentamente con el tiempo. Se estima que la estrella es una gigante roja de seis mil millones de años . [ 13 ]

Mira vista desde la Tierra

Existe considerable especulación sobre si Mira había sido observada antes de Fabricio. Ciertamente, la historia de Algol (conocida con certeza como variable solo en 1667, pero con leyendas y otros testimonios que se remontan a la antigüedad que muestran que había sido observada con recelo durante milenios) sugiere que Mira también podría haber sido conocida. Karl Manitius , un traductor moderno del Comentario de Hiparco sobre Arato , ha sugerido que ciertos versos de ese texto del siglo II podrían referirse a Mira. Los otros catálogos occidentales pretelescópicos de Ptolomeo , al-Sufi , Ulugh Beg y Tycho Brahe no encuentran menciones, ni siquiera como una estrella regular. Hay tres observaciones de archivos chinos y coreanos, de 1596, 1070 y el mismo año en que Hiparco habría realizado su observación (134 a. C.), que resultan sugerentes.

Una estimación obtenida en 1925 mediante interferometría por Francis G. Pease en el Observatorio Mount Wilson dio a Mira un diámetro de 250-260 millones de millas (402 a 418 millones de km, o aproximadamente 290-300 R ☉ ), lo que la convertía en la segunda estrella más grande conocida hasta entonces y comparable a las estimaciones históricas de Betelgeuse , [ 21 ] superada solo por Antares . [ 22 ] Por el contrario, Otto Struve pensaba en Mira como una supergigante roja con un radio aproximado de 500 R ☉ , mientras que el consenso moderno acepta que Mira es una estrella de la rama gigante asintótica altamente evolucionada . [ 23 ]  

Información sobre distancia y antecedentes

Las estimaciones previas a Hipparcos se centraban en 220 años luz ; [ 24 ] mientras que los datos de Hipparcos de la reducción de 2007 sugieren una distancia de 299 años luz, con un margen de error del 11%. [ 3 ] Se sospecha que la edad de Mira es de unos 6 mil millones de años. Su material gaseoso está disperso, hasta una milésima parte de lo que es el aire que nos rodea. Mira se encuentra entre las estrellas brillantes más frías conocidas de la clase de gigantes rojas, con una temperatura que oscila entre 3000 y 4000 grados Fahrenheit (1600 y 2200 grados Celsius). Al igual que con otras variables de largo período, el color rojo intenso de Mira en su mínimo se desvanece a un naranja más claro a medida que la estrella se vuelve más brillante. Dentro de los próximos millones de años, Mira perderá sus capas exteriores y se convertirá en una nebulosa planetaria, dejando atrás una enana blanca.

Sistema estelar

Este sistema estelar binario consta de una gigante roja (Mira, designada Mira A) que está perdiendo masa y una enana blanca de alta temperatura (Mira B) que está acumulando masa de la primaria. Esta disposición de estrellas se conoce como sistema simbiótico, y este es el par simbiótico más cercano al Sol . El examen de este sistema por el Observatorio de Rayos X Chandra muestra un intercambio directo de masa a través de un puente de materia desde la primaria hasta la enana blanca. Las dos estrellas están actualmente separadas por aproximadamente 70 unidades astronómicas . [ 25 ] 

Componente A

Mira en luz ultravioleta y visible

Mira A es actualmente una estrella de la rama gigante asintótica (AGB), en la fase AGB de pulsación térmica. [ 26 ] [ 27 ] Cada pulso dura una década o más, y transcurre un tiempo del orden de 10 000  años entre cada pulso. Con cada ciclo de pulso, Mira aumenta su luminosidad y los pulsos se vuelven más fuertes. Esto está causando inestabilidad dinámica en Mira, lo que resulta en cambios drásticos en la luminosidad y el tamaño en períodos de tiempo más cortos e irregulares. [ 28 ]

Se ha observado que la forma general de Mira A cambia, mostrando marcadas desviaciones de la simetría. Estas parecen ser causadas por puntos brillantes en la superficie que evolucionan su forma en escalas de tiempo de 3 a 14 meses. Las observaciones de Mira A en la banda ultravioleta realizadas por el Telescopio Espacial Hubble han mostrado una estructura similar a un penacho que apunta hacia la estrella compañera. [ 27 ]

Variabilidad

Mira, vista por el telescopio espacial Hubble en agosto de 1997.

Mira A es una estrella variable , específicamente la variable Mira prototípica . Las 6.000 a 7.000 estrellas conocidas de esta clase [ 29 ] son ​​todas gigantes rojas cuyas superficies pulsan de tal manera que aumentan y disminuyen su brillo en períodos que van desde aproximadamente 80 a más de 1.000 días.

En el caso particular de Mira, sus aumentos de brillo la llevan hasta aproximadamente magnitud 3.5 en promedio, lo que la sitúa entre las estrellas más brillantes de la constelación de Cetus . Los ciclos individuales también varían; los máximos bien documentados llegan hasta magnitud 2.0 en brillo y tan bajo como 4.9, un rango de casi 15 veces en brillo, y hay sugerencias históricas de que la dispersión real puede ser tres veces mayor o más. Los mínimos varían mucho menos, y han estado históricamente entre 8.6 y 10.1, un factor de cuatro veces en luminosidad. La variación total en brillo desde el máximo absoluto hasta el mínimo absoluto (dos eventos que no ocurrieron en el mismo ciclo) es 1700 veces. Mira emite la gran mayoría de su radiación en el infrarrojo , y su variabilidad en esa banda es de solo unas dos magnitudes. La forma de su curva de luz es de un aumento durante unos 100 días, y el retorno al mínimo toma el doble de tiempo. [ 30 ] Máximos aproximados contemporáneos para Mira: [ 31 ]

  • Del 21 al 31 de octubre de 1999
  • Del 21 al 30 de septiembre de 2000
  • Del 21 al 31 de agosto de 2001
  • Del 21 al 31 de julio de 2002
  • Del 21 al 30 de junio de 2003
  • Del 21 al 31 de mayo de 2004
  • Del 11 al 20 de abril de 2005
  • Del 11 al 20 de marzo de 2006
  • de febrero de 2007
  • Del 21 al 31 de enero de 2008
  • Del 21 al 31 de diciembre de 2008
  • Del 21 al 30 de noviembre de 2009
  • Del 21 al 31 de octubre de 2010
  • Del 21 al 30 de septiembre de 2011
  • 27 de agosto de 2012
  • 26 de julio de 2013
  • 12 de mayo de 2014
  • 9 de abril de 2015
  • 6 de marzo de 2016
  • 31 de enero de 2017
  • 29 de diciembre de 2017
  • 26 de noviembre de 2018
  • 24 de octubre de 2019
  • 20 de septiembre de 2020
  • 18 de agosto de 2021
  • 16 de julio de 2022
  • 13 de junio de 2023
  • 10 de mayo de 2024
Pulsaciones en χ Cygni , que muestran la relación entre la curva de luz visual, la temperatura, el radio y la luminosidad típicas de las estrellas variables Mira.

Desde latitudes templadas del norte, Mira generalmente no es visible entre finales de marzo y junio debido a su proximidad al Sol. Esto significa que a veces pueden pasar varios años sin que sea visible a simple vista.

Las pulsaciones de las variables Mira provocan que la estrella se expanda y contraiga, y que cambie su temperatura. La temperatura es máxima justo después del máximo visual y mínima justo antes del mínimo. La fotosfera, medida en el radio de Rosseland , es mínima justo antes del máximo visual y cerca del momento de máxima temperatura. El tamaño máximo se alcanza ligeramente antes del momento de mínima temperatura. La luminosidad bolométrica es proporcional a la cuarta potencia de la temperatura y al cuadrado del radio, pero el radio varía en más del 20 % y la temperatura en menos del 10 %. [ 32 ]

En Mira, la máxima luminosidad se produce cerca del momento en que la estrella está más caliente y es más pequeña. La magnitud visual está determinada tanto por la luminosidad como por la proporción de la radiación que se emite en longitudes de onda visibles. Solo una pequeña proporción de la radiación se emite en longitudes de onda visibles, y esta proporción está fuertemente influenciada por la temperatura ( ley de Planck ). En combinación con los cambios generales de luminosidad , esto crea una gran variación en la magnitud visual, cuyo máximo se produce cuando la temperatura es alta. [ 12 ]

Las mediciones infrarrojas VLTI de Mira en las fases 0,13, 0,18, 0,26, 0,40 y 0,47 muestran que el radio varía desde332 ± 38 R ☉  en la fase 0,13 justo después del máximo a402 ± 46 R ☉  en la fase 0,40 aproximándose al mínimo. La temperatura en la fase 0,13 es3.192 ± 200 K  y2918 ± 183  K en la fase 0,26, aproximadamente a mitad de camino entre el máximo y el mínimo. La luminosidad calculada es9.360 ± 3.140 L ☉  en la fase 0,13 y8.400 ± 2.820 L ☉  en la fase 0,26. [ 12 ]

Las pulsaciones de Mira tienen el efecto de expandir su fotosfera en aproximadamente un 50% en comparación con una estrella no pulsante. En el caso de Mira, si no pulsara, se estima que tendría un radio de solo unos 240 R☉ . [ 12 ] 

Pérdida de masa

Estudios ultravioleta de Mira realizados por el telescopio espacial Galaxy Evolution Explorer ( GALEX ) de la NASA han revelado que desprende un rastro de material de su envoltura exterior, dejando una cola de 13 años luz de longitud, formada a lo largo de decenas de miles de años. [ 33 ] [ 34 ] Se cree que una onda de choque caliente de plasma/gas comprimido es la causa de la cola; la onda de choque es el resultado de la interacción del viento estelar de Mira A con el gas en el espacio interestelar, a través del cual Mira se mueve a una velocidad extremadamente alta de 130 kilómetros por segundo (290 000 millas por hora) . [ 35 ] La cola consiste en material arrancado de la cabeza de la onda de choque, que es visible en observaciones ultravioleta. El choque de proa de Mira eventualmente evolucionará en una nebulosa planetaria , cuya forma se verá considerablemente afectada por el movimiento a través del medio interestelar (ISM). [ 36 ] La cola de Mira ofrece una oportunidad única para estudiar cómo mueren estrellas como el Sol y, en última instancia, siembran nuevos sistemas planetarios . Mientras Mira avanza a gran velocidad, su cola desprende carbono, oxígeno y otros elementos importantes necesarios para la formación de nuevas estrellas, planetas e incluso, posiblemente, vida. Este material de la cola, visible ahora por primera vez, se ha ido desprendiendo a lo largo de los últimos 30 000 años.

Mosaico ultravioleta del choque frontal y la cola de Mira obtenido mediante el Explorador de Evolución Galáctica ( GALEX ) de la NASA.

Componente B

La estrella acompañante esA 0,487 ± 0,006 segundos de arco  de la estrella principal. [ 37 ] Fue resuelta por el Telescopio Espacial Hubble en 1995, cuando estaba a 70 unidades astronómicas de la primaria; y los resultados se anunciaron en 1997. Las imágenes ultravioleta del HST y las imágenes de rayos X posteriores del telescopio espacial Chandra muestran una espiral de gas que se eleva desde Mira en dirección a Mira B. El período orbital de la compañera alrededor de Mira es de aproximadamente 497,9 años. [ 38 ]

En 2007, las observaciones mostraron un disco protoplanetario alrededor de la compañera, Mira B. Este disco se está acumulando a partir de material del viento solar de Mira y podría eventualmente formar nuevos planetas. Estas observaciones sugirieron que la compañera era una estrella de la secuencia principal de aproximadamente 0,7 masas solares y tipo espectral K, en lugar de una enana blanca como se pensaba originalmente. [ 39 ] Sin embargo, en 2010, investigaciones posteriores indicaron que Mira B es, de hecho, una enana blanca. [ 14 ]

Referencias

  1. ↑ "Catálogo de nombres de estrellas de la IAU" . Consultado el 28 de julio de 2016 .
  2. 1 2 Anderson, E.; Francis, Ch. (2012). "XHIP: Una compilación extendida de hipparcos". Astronomy Letters . 38 (5): 331. arXiv : 1108.4971 . Bibcode : 2012AstL...38..331A . doi : 10.1134/S1063773712050015 .Registro XHIP para este objeto en VizieR .
  3. 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. (noviembre de 2007). "Validación de la nueva reducción de Hipparcos". Astronomía y Astrofísica . 474 (2): 653– 664. arXiv : 0708.1752 . Bibcode : 2007A & A...474..653V . doi : 10.1051/0004-6361:20078357 . S2CID 18759600 . 
  4. 1 2 3 Kukarkin, BV; et al. (1971). "La tercera edición que contiene información sobre 20437 estrellas variables descubiertas y designadas hasta 1968". Catálogo general de estrellas variables (3.ª ed.). Bibcode : 1971GCVS3.C......0K .  
  5. ↑ Samus', NN; et al. (2003). "Una versión electrónica del segundo volumen del Catálogo general de estrellas variables con coordenadas mejoradas". Astronomy Letters . 29 (7): 468– 479. Bibcode : 2003AstL...29..468S . doi : 10.1134/1.1589864 . S2CID 16299532 .  
  6. ↑ Castelaz, Michael W.; Luttermoser, Donald G. (1997). "Espectroscopia de variables Mira en diferentes fases". The Astronomical Journal . 114 : 1584–1591 . Bibcode : 1997AJ....114.1584C . doi : 10.1086/118589 .
  7. ↑ Warner, B. (1972). "Observaciones de variables azules rápidas – VIII. La compañera de Mira" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 159 : 95–100 . Bibcode : 1972MNRAS.159...95W . doi : 10.1093/mnras/159.1.95 .
  8. 1 2 Celis S., L. (1982). "Estrellas variables rojas. I — Fotometría UBVRI y propiedades fotométricas". Astronomical Journal . 87 : 1791– 1802. Bibcode : 1982AJ.....87.1791C . doi : 10.1086/113268 . 
  9. ↑ Evans, DS (20–24 de junio de 1966). Batten, Alan Henry; Heard, John Frederick (eds.). "La revisión del catálogo general de velocidades radiales". Determinación de velocidades radiales y sus aplicaciones . 30. Universidad de Toronto: Unión Astronómica Internacional: 57. Bibcode : 1967IAUS...30...57E . Determinación de velocidades radiales y sus aplicaciones, Actas del Simposio n.º 30 de la IAU.
  10. ↑ Campo, Pedro Pablo; Docobo, José Ángel; Alcolea, Javier; Desmurs, Jean-F.; Castro, Arancha; Ilkiewicz, Krystian; Gómez, Miguel; Mikolajewska, Joanna; Santander, Miguel; Bujarrabal, Valentin (febrero 2026), JA Docobo (ed.), Circular Informativa N° 218 (PDF) , Comisión de la Unión Astronómica Internacional G1 (Estrellas Dobles y Múltiples), p. 1 , recuperado el 5 de mayo de 2026 
  11. 1 2 3 Zamanov, RK; Irincheva, V.; Spassov, B.; Kurtenkov, A.; Marchev, D.; Minev, M.; Bode, MF; Dankova, L.; Borisov, B. (2026-02-25). "¿Es Mira B una enana blanca de baja masa?" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 547 (2) stag321. arXiv : 2602.21725 . Bibcode : 2026MNRAS.547ag321Z . doi : 10.1093/mnras/stag321 .
  12. ^ Woodruff , HC ;​ ​Eberhardt, M.; Driebe, T.; Hofmann, K.-H.; et al. (2004). "Observaciones interferométricas de la estrella Mira o Ceti con el instrumento VLTI/VINCI en el infrarrojo cercano". Astronomía y Astrofísica . 421 (2): 703– 714. arXiv : astro-ph/0404248 . Código Bib : 2004A y A...421..703W . doi : 10.1051/0004-6361:20035826 . S2CID 17009595 .  
  13. 1 2 Wyatt, SP; Cahn, JH (1983). "Cinemática y edades de las variables Mira en la vecindad solar mayor" . Astrophysical Journal, Parte 1. 275 : 225–239 . Bibcode : 1983ApJ ...275..225W . doi : 10.1086/161527 .
  14. 1 2 Sokoloski, JL; Bildsten, Lars (2010). "Evidencia de la naturaleza de enana blanca de Mira B". The Astrophysical Journal . 723 (2): 1188– 1194. arXiv : 1009.2509v1 . Bibcode : 2010ApJ...723.1188S . doi : 10.1088/0004-637X/723/2/1188 . S2CID 119247560 . 
  15. ↑ Allen, Richard H. (1963). Nombres de estrellas: su tradición y significado . Nueva York: Dover Publications. ISBN 0-486-21079-0.{{cite book}}: CS1 maint: errores de ISBN ignorados ( enlace )
  16. ↑ «omi Cet» . SIMBAD . Centre de données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 5 de marzo de 2026 .
  17. ↑ "Grupo de Trabajo de la IAU sobre Nombres de Estrellas (WGSN)" . Archivado del original el 23 de abril de 2020. Consultado el 22 de mayo de 2016 .
  18. ↑ "Boletín del Grupo de Trabajo de la IAU sobre Nombres de Estrellas, N.º 1" (PDF) . Consultado el 28 de julio de 2016 .
  19. ↑ Wilk, Stephen R (1996). "Evidencia mitológica de observaciones antiguas de estrellas variables". The Journal of the American Association of Variable Star Observers . 24 (2): 129– 133. Bibcode : 1996JAVSO..24..129W .
  20. ↑ Hoffleit, Dorrit (1997). "Historia del descubrimiento de las estrellas Mira". The Journal of the American Association of Variable Star Observers . 25 (2): 115. Bibcode : 1997JAVSO..25..115H .
  21. ↑ Pease, FG (1925). "El diámetro de Mira Ceti en el máximo de 1925" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 37 (216): 89– 90. ISSN 0004-6280 . JSTOR 40693379 .  
  22. ↑ "Noticias científicas" . Science . 61 (1576): x– xiv. 1925. ISSN 0036-8075 . JSTOR 1650052 .  
  23. ↑ Galaxy v23n06 (1965 08) .
  24. ↑ Burnham, Robert Jr. (1980). Manual Celestial de Burnham . Vol. 1. Nueva York: Dover Publications Inc. pág. 634.  
  25. ↑ Karovska, Margarita (agosto de 2006). "Perspectivas futuras para la obtención de imágenes de ultra alta resolución de sistemas binarios en longitudes de onda UV y X-rat". Astrofísica y ciencia espacial . 304. 304 ( 1–4 ): 379–382 . Bibcode : 2006Ap & SS.304..379K . doi : 10.1007/s10509-006-9146-4 . S2CID 124913393 . 
  26. ↑ Pogge, Richard (21 de enero de 2006). "Conferencia 16: La evolución de las estrellas de baja masa" . Universidad Estatal de Ohio . Consultado el 11 de diciembre de 2007 .
  27. 1 2 López, B. (1999). Estrellas AGB y post-AGB con alta resolución angular . Actas del Simposio IAU n.° 191: Estrellas de la rama gigante asintótica. pág. 409. Bibcode : 1999IAUS..191..409L . 
  28. ↑ De Loore, CWH; Doom, C. (1992). Estructura y evolución de estrellas simples y binarias . Springer. ISBN 0-7923-1768-8.
  29. ↑ GCVS: vartype.txt del catálogo GCVS (las estadísticas al final del archivo indican 6.006 variables Mira confirmadas y 1.237 probables)
  30. ↑ Braune, Werner. "Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne" . Archivado desde el original el 10 de agosto de 2007 . Consultado el 16 de agosto de 2007 .
  31. ↑ "SEDS - Mira" . Consultado el 19 de noviembre de 2017 .
  32. ↑ Lacour, S.; et al. (2009). "La pulsación de χ Cygni observada mediante interferometría óptica: una técnica novedosa para derivar la distancia y la masa de las estrellas Mira". The Astrophysical Journal . 707 (1): 632– 643. arXiv : 0910.3869 . Bibcode : 2009ApJ...707..632L . doi : 10.1088/0004-637X/707/1/632 . S2CID 28966631 .  
  33. ↑ Martin, D. Christopher; et al. (17 de agosto de 2007). "Una estela turbulenta como trazador de 30 000 años de historia de pérdida de masa de Mira" ( PDF) . Nature . 448 (7155): 780–783 . Bibcode : 2007Natur.448..780M . doi : 10.1038/nature06003 . PMID 17700694. S2CID 4426573 .   
  34. ↑ Minkel, JR (2007). "Una estrella fugaz deja una vasta estela ultravioleta". Scientific American .
  35. ↑ Wareing, Christopher; Zijlstra, AA; O'Brien, TJ; Seibert, M. (6 de noviembre de 2007). "Es una cola maravillosa: la historia de pérdida de masa de Mira" . Astrophysical Journal Letters . 670 (2): L125– L129. arXiv : 0710.3010 . Bibcode : 2007ApJ...670L.125W . doi : 10.1086/524407 . S2CID 16954556 . 
  36. ↑ Wareing, Christopher (13 de diciembre de 2008). " Wonderful Mira" (PDF) . Philosophical Transactions of the Royal Society A. 366 ( 1884): 4429–4440 . Bibcode : 2008RSPTA.366.4429W . doi : 10.1098/rsta.2008.0167 . PMID 18812301. S2CID 29910377 .  
  37. ↑ Ramstedt, S.; et al. (2014). "La maravillosa complejidad del sistema Mira AB". Astronomía y Astrofísica . 570 : L14. arXiv : 1410.1529 . Bibcode : 2014A & A...570L..14R . doi : 10.1051/0004-6361/201425029 . S2CID 55554110 .  
  38. ↑ Prieur, JL; et al. (marzo de 2002). "Observaciones de alta resolución angular de estrellas de tipo tardío". The Astrophysical Journal Supplement Series . 139 (1): 249– 258. Bibcode : 2002ApJS..139..249P . doi : 10.1086/338029 . 
  39. ↑ Ireland, MJ; et al. (2007). "Disco protoplanetario renacido alrededor de Mira B". The Astrophysical Journal . 662 (1): 651– 657. arXiv : astro-ph/0703244 . Bibcode : 2007ApJ...662..651I . doi : 10.1086/517993 . S2CID 16694 .  

Lecturas adicionales

  • "Mira (Omicron Ceti)" . La Enciclopedia de Astrobiología, Astronomía y Vuelos Espaciales . Consultado el 22 de junio de 2006 .
  • Robert Burnham Jr., Manual Celestial de Burnham , Vol. 1, (Nueva York: Dover Publications, Inc., 1978), 634.
  • James Kaler, Las cien estrellas más grandes , (Nueva York: Copernicus Books, 2002), 121.
  • Una estrella bala a gran velocidad deja una enorme estela en el cielo de Caltech.
  • Mira tiene una cola de casi 13 años luz de longitud (BBC).
  • Imagen astronómica del día : 11/10/1998 , 21/01/2001 , 22/07/2006 , 21/02/2007 , 17/08/2007
  • Artículo de SEDS
  • Curva de luz de Mira obtenida por el BAV.
  • Universo Hoy, Eso No Es Un Cometa, Es Una Estrella
  • OMICRON CETI (Mira)
  • Invierno de 2006: Mira revisitada