Tento dvojhvězdný systém se skládá z červeného obra (Mira, označení Mira A), který prochází ztrátou hmoty, a vysokoteplotního bílého trpaslíka (Mira B), který akreuje hmotu z primáru. Takové uspořádání hvězd se označuje jako symbiotický systém a tato dvojice je Slunci nejbližší. Zkoumání tohoto systému rentgenovou observatoří Chandra ukazuje přímou výměnu hmoty podél mostu hmoty z primáru k bílému trpaslíkovi. Obě hvězdy v současnosti dělí asi 70 astronomických jednotek.

Složka AEdit

Mira v UV a viditelném světle

Mira A je v současnosti hvězdou asymptotické obří větve (AGB), která se nachází v tepelně pulzující fázi AGB. Každý puls trvá deset let nebo déle a mezi jednotlivými pulsy uplyne doba v řádu 10 000 let. S každým pulzním cyklem Mira zvyšuje svou svítivost a pulzy sílí. To také způsobuje dynamickou nestabilitu Miry, která vede k dramatickým změnám svítivosti a velikosti v kratších, nepravidelných časových úsecích.

Byly pozorovány změny celkového tvaru Miry A, který vykazuje výrazné odchylky od symetrie. Ty jsou zřejmě způsobeny jasnými skvrnami na povrchu, které vyvíjejí svůj tvar na časových škálách 3-14 měsíců. Pozorování Miry A v ultrafialovém pásmu Hubbleovým vesmírným dalekohledem ukázala švestkovitý útvar směřující k průvodní hvězdě.

ProměnnostEdit

Mira, jak ji viděl Hubbleův vesmírný dalekohled v srpnu 1997

Mira A je proměnná hvězda, konkrétně prototypická proměnná Mira. Všech 6 000 až 7 000 známých hvězd této třídy jsou červení obři, jejichž povrch pulzuje tak, že se zvyšuje a snižuje jasnost v periodách od přibližně 80 do více než 1 000 dní

V konkrétním případě Miry dosahuje nárůst její jasnosti v průměru asi 3,5 magnitudy, což ji řadí mezi jasnější hvězdy v souhvězdí Cetuse. Jednotlivé cykly se také liší; dobře doložená maxima dosahují jasnosti až 2,0 magnitudy a 4,9 magnitudy, což je téměř patnáctinásobné rozpětí jasnosti, a existují historické názory, že skutečné rozpětí může být třikrát větší nebo větší. Minima se pohybují v mnohem menším rozmezí a historicky se pohybují mezi 8,6 a 10,1, což je čtyřnásobek jasnosti. Celkový výkyv jasnosti od absolutního maxima k absolutnímu minimu (dvě události, které nenastaly ve stejném cyklu) je 1 700krát. Mira vyzařuje naprostou většinu svého záření v infračerveném pásmu a její proměnlivost v tomto pásmu je pouze asi dvě magnitudy. Tvar její světelné křivky je takový, že nárůst trvá přibližně 100 dní a návrat do minima dvakrát tak dlouho.

Současná přibližná maxima pro Miru:

Pulsace v χ Cygni, ukazující vztah mezi vizuální světelnou křivkou, teplotou, poloměrem a svítivostí typickou pro proměnné hvězdy typu Mira

Ze severních mírných zeměpisných šířek není Mira zpravidla viditelná od konce března do června kvůli blízkosti Slunce. To znamená, že někdy může uplynout i několik let, aniž by se objevila jako objekt viditelný pouhým okem.

Pulzování proměnné hvězdy Mira způsobuje její rozpínání a smršťování, ale také změnu teploty. Nejvyšší teplota je mírně po vizuálním maximu a nejnižší mírně před minimem. Fotosféra, měřená na Rosselandově poloměru, je nejmenší těsně před vizuálním maximem a blízko doby maxima teploty. Největší velikosti dosahuje mírně před okamžikem nejnižší teploty. Bolometrická svítivost je úměrná čtvrté mocnině teploty a kvadrátu poloměru, ale poloměr se mění o více než 20 % a teplota o méně než 10 %.

V případě Miry se největší svítivost vyskytuje v blízkosti doby, kdy je hvězda nejžhavější a nejmenší. Vizuální velikost je určena jak svítivostí, tak podílem záření, které se vyskytuje na vizuálních vlnových délkách. Pouze malá část záření je emitována na vizuálních vlnových délkách a tento podíl je velmi silně ovlivněn teplotou (Planckův zákon). V kombinaci s celkovými změnami svítivosti to vytváří velmi velké změny vizuální velikosti s maximem, které nastává při vysoké teplotě.

Měření Mira pomocí VLTI v infračervené oblasti ve fázích 0,13, 0,18, 0,26, 0,40 a 0,47 ukazují, že poloměr se pohybuje od 332±38 R☉ ve fázi 0,13 těsně po maximu do 402±46 R☉ ve fázi 0,40 blížící se minimu. Teplota ve fázi 0.13 je 3 192±200 K a 2 918±183 K ve fázi 0.26 přibližně v polovině cesty od maxima k minimu. Svítivost je vypočtena na 9 360±3 140 L☉ ve fázi 0,13 a 8 400±2 820 L☉ ve fázi 0,26.

Pulzace Miry mají za následek rozšíření její fotosféry přibližně o 50 % ve srovnání s nepulzující hvězdou. V případě Miry, pokud by nepulsovala, by podle modelů měla poloměr jen asi 240 R☉.

Ztráta hmotyEdit

Ultravioletové studie Miry pomocí kosmického dalekohledu NASA Galaxy Evolution Explorer (GALEX) odhalily, že se z vnější obálky vyvrhuje stopa materiálu, která zanechává chvost o délce 13 světelných let a vzniká po dobu desítek tisíc let. Předpokládá se, že příčinou ohonu je horká příďová vlna stlačeného plazmatu/plynu; příďová vlna je výsledkem interakce hvězdného větru z Miry A s plynem v mezihvězdném prostoru, kterým se Mira pohybuje extrémně vysokou rychlostí 130 kilometrů za sekundu (291 000 mil za hodinu). Ocas je tvořen materiálem odloučeným z čela příďové vlny, který je rovněž viditelný při pozorování v ultrafialovém spektru. Příďová vlna Miry se nakonec vyvine v planetární mlhovinu, jejíž podobu výrazně ovlivní pohyb mezihvězdným prostředím (ISM).

Ultrafialová mozaika příďového rázu a ohonu Miry získaná pomocí sondy NASA Galaxy Evolution Explorer (GALEX)

Složka BEdit

Hlavní článek:

Průvodní hvězda byla rozlišena Hubbleovým vesmírným dalekohledem v roce 1995, kdy se nacházela ve vzdálenosti 70 astronomických jednotek od primární hvězdy; výsledky byly oznámeny v roce 1997. Ultrafialové snímky HST a pozdější rentgenové snímky kosmického dalekohledu Chandra ukazují spirálu plynu stoupající od Miry směrem k Miře B. Oběžná doba průvodce kolem Miry je přibližně 400 let.

V roce 2007 pozorování ukázala protoplanetární disk kolem průvodce Miry B. Tento disk je akreován z materiálu ve slunečním větru z Miry a mohl by nakonec vytvořit nové planety. Tato pozorování také naznačila, že průvodce je hvězdou hlavní posloupnosti o hmotnosti přibližně 0,7 hmotnosti Slunce a spektrálním typu K, nikoli bílým trpaslíkem, jak se původně předpokládalo. V roce 2010 však další výzkumy ukázaly, že Mira B je ve skutečnosti bílý trpaslík.

.