Mira (izarra)

**Mira** (Ómicron Ceti / ο Cet / 68 Ceti) Cetus konstelazioko izar aldakorra da, «balea». Gaueko zeruko izar aipagarrienetakoa da, bere itxurazko magnitudea +2,0 artean —konstelazioko izarrik distiratsuena denean— eta +10,1 —begi hutsez ikusten ez denean— 332 eguneko aldiarekin. Hortik sortu da bere izena, *Mira*, latinezko *miratik*, «zoragarria, harrigarria». Zer distantziara aurkitzen den zalantzazkoa da, Hipparcos satelitearen aurretik egindako neurketek Eguzki Sistematik 220 argi-urtera kokatzen zuten bitartean, Hipparcosek emandako datuek 418 argi-urteko distantzia adierazten dute, % 14ko errore-marjina batekin.

## Haren behaketaren historia 
Baliteke Miraren aldakortasuna antzinako Txinan, Babilonian eta Grezian jada ezaguna izatea. Ziur dena da Miraren aldakortasuna David Fabricius astronomoak 1596ko abuztuaren 13an erregistratu zuela. Merkurio planeta behatuz, Fabriciusek erreferentziazko izar bat behar zuen posizioak alderatzeko, ordura arte oharkabean zegoen hirugarren magnitudeko izar bat aukeratuz. Hala ere, abuztuaren 21en, gutxi gora behera, izarraren distira magnitude bat handitu zen, urte bereko urrirako, berriz, jada ikusten ez zenean. Fabriciok nova bat zela suposatu zuen, 1609ko otsailaren 16an, berriro ikusi zuen arte.

1638an, Johann Holwardak izarraren berragerpenen epea hamaika hilabetekoa izango zela zehaztu zuen; astronomo frisiar horri Miraren aldakortasuna aurkitu izana egozten zaio askotan. Garai berean, Johannes Heveliusek izar berezi hura behatu zuen, eta "Mira" izena jarri zion —«zoragarria» edo «harrigarria» zentzuan— 1662ko *Historiola Mirae Stellae*n, bere portaera ezagutzen zen beste edozein izarretatik aldentzen baitzen.

Mira bere izar eboluzioaren azken fasean dago. Duela milaka milioi urte Eguzkiaren antzeko izarra zen, baina, hidrogeno eta helio erregaia agortuta, oso izar distiratsua eta argitsua bihurtu da. Bere aldakortasuna bere gainazaleko pultsazioetatik dator, izarraren tamaina aldaketetatik —pultsazio bakoitzean % 15 izan daitekeena— tenperaturan eta argitasunean ere eragin dezaketenak. Uhera Plasma edo gas konprimituaren talka-uhin batek sortzen duela uste da; Talka-uhin hori Miraren izar haizearen eta izarrarteko espazioko gasaren arteko elkarreraginaren ondorioz sortzen da, zeinaren bidez izarra abiadura handian mugitzen den —130 km/s. Miraren «arrastoaren» masa Lurrarena baino 3.000 aldiz handiagoa dela kalkulatzen da.

Azken finean, galdutako materialak nebulosa planetario bat osatuko du, eta izar-hondarrak, berriz, gure planetaren tamainako nano zuri batean kondentsatuko dira.

## izar sistema 
Mirak 1995ean Hubble Espazio Teleskopioak ebatzitako  sistema bitar bat osatzen du **Mira B** laguntzaile batekin. Irudi primarioetatik 70 UAra, ultramoreetatik eta X izpietatik urrun dauden irudiek erakusten dute Miratik irtendako gasa kiribiltzen ari dela Mira B-ren norabidean. «Lagun» horren orbital-aldia ~400 urtekoa da.

Mira B disko protoplanetario batez inguratuta dago Miraren eguzki haizetik sortutako materialarekin. Litekeena da Mira B  0,7ko eguzki-masa inguruko masa duen K motako nano laranja bat izatea, eta ez nano zuria hasieran uste zen bezala. Hala ere, 2010ean, ikerketa gehiagok adierazi zuten Mira B, benetan, nano zuri bat dela.

## Erreferentziak 
## Ikus, gainera 
* Mira izar aldakorra

## Kanpo estekak 
* Miraren Irudia
* NASAren animazioa