Mira B

Mira B (también conocida como VZ Ceti ) es una enana blanca y la estrella compañera de la estrella variable Mira . Ambas están separadas por aproximadamente100 UA  . Sospechada ya en 1918, fue confirmada visualmente en 1923 por Robert Grant Aitken y se ha observado de forma más o menos continua desde entonces, más recientemente por el Observatorio de Rayos X Chandra . ^{[ 7 ]}

Se sabe desde hace tiempo que es erráticamente variable, y sus fluctuaciones parecen estar relacionadas con la acreción de materia del viento estelar de Mira , lo que la convierte en una estrella simbiótica . ^{[ 8 ]}

La órbita exacta alrededor de Mira es poco conocida debido a su largo período, ^{[ 9 ]} aunque Prieur et al. publicaron en 2002 una estimación comúnmente citada de 497,9 años. ^{[ 10 ]} Un estudio de 2018 realizado por Snaid et al. encuentra un ajuste razonable con un período orbital de 945 años, un semieje mayor angular de 1,03" y una órbita circular. La distancia en el catálogo Hipparcos , junto con el semieje mayor angular, da un semieje mayor físico de 95 UA . ^{[ 11 ]}

En enero de 2007, astrónomos del Observatorio Keck anunciaron el descubrimiento de un disco protoplanetario alrededor de Mira B. Descubierto mediante datos infrarrojos , el disco aparentemente se deriva de material capturado por la propia Mira; Mira B acumula hasta un uno por ciento de la materia perdida por su estrella primaria. Si bien la formación planetaria es quizás improbable mientras el disco se encuentre en fase de acreción activa, podría acelerarse una vez que Mira A complete su fase de gigante roja y se convierta en una enana blanca . ^{[ 12 ]}

Durante mucho tiempo se sospechó que Mira B era una enana blanca. Varios factores, como su baja luminosidad de rayos X, sugirieron que Mira B podría ser, en cambio, una estrella normal de la secuencia principal de tipo espectral K y con una masa de aproximadamente0,7 M _☉  . Sin embargo, un análisis de 2010 de variaciones rápidas de brillo óptico indicó que Mira B es, de hecho, una enana blanca. ^{[ 6 ]} Aunque la mayoría de las enanas blancas tienen masas cercanas a 0,6 M _☉ , y se ha asumido que Mira B también la tiene, las mediciones publicadas en 2026, basadas en su tasa de acreción, sugieren una masa de o 0,24 ± 0,04 M _☉  en el caso de acreción por desbordamiento del lóbulo de Roche de la gigante roja por su viento estelar, o0,42 ± 0,04 M _☉  en el caso de acreción de Bondi–Hoyle–Lyttleton . Las relaciones masa-radio dan radios de 0,020 o 0,015 R _☉ , respectivamente. El caso de desbordamiento del lóbulo de la rocha de viento es más probable, por lo que Mira B es probablemente una enana blanca de masa extremadamente baja. ^{[ 3 ]} 

• De la Estrella Variable del Mes de la AAVSO: Mira. Archivado el 5 de julio de 2003 en la Wayback Machine.
• Catálogo de la Sexta Órbita
• Álbum de fotos de Chandra, comunicado de prensa de Mira
• Disco protoplanetario renacido alrededor de Mira B