Lunes 24 de Diciembre de 2018
Mira A es actualmente una estrella de clase gigante asintótica (AGB), en la fase de AGB térmicamente pulsante. Cada pulso dura una década o más, y es necesario una cantidad de tiempo del orden de 10.000 años para que comience el siguiente pulso. Con cada ciclo de pulso, Mira aumenta su luminosidad y los pulsos se hacen más fuertes. Esto también está causando inestabilidad dinámica en Mira, dando como resultado cambios dramáticos en la luminosidad y el tamaño en períodos de tiempo más cortos e irregulares. Se ha observado que la forma general de Mira A cambia, exhibiendo pronunciadas desviaciones de la simetría. Estos parecen ser causados por puntos brillantes en la superficie que evolucionan en forma en escalas de tiempo de 3 a 14 meses. Las observaciones de Mira A en la banda ultravioleta por el Telescopio Espacial Hubble, han mostrado una característica similar a una pluma que apunta hacia la estrella compañera.
Mira A es un ejemplo bien conocido de una categoría de estrellas variables llamadas Variables de Mira, que llevan su nombre. De las 6.000 a 7.000 estrellas conocidas de esta clase, son todas gigantes rojas cuyas superficies pulsan de tal manera que aumentan y disminuyen el brillo a lo largo de períodos que van desde aproximadamente 80 hasta más de 1000 días. En el caso particular de Mira, el mayor aumento de brillo registrado es de una mayor magnitud de 2,0 por Fabricius en 1569, colocándola entre las estrellas más brillantes de la Constelación de Cetus. Estudios ultravioleta de Mira por el Galaxy Evolution Explorer GALEX, han revelado que arroja un rastro de material de la superficie, dejando una cola de 13 años luz de longitud, formada a lo largo de decenas de miles de años. Desde latitudes templadas del norte, Mira generalmente no es visible entre fines 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. Detalles técnicos.
