Dette binære stjernesystem består af en rød kæmpe (Mira, betegnet Mira A), der er under massetab, og en hvid dværg (Mira B), der har en høj temperatur, og som tilfører masse fra den primære dværg. Et sådant arrangement af stjerner er kendt som et symbiotisk system, og dette er det tætteste symbiotiske par af denne art på Solen. Undersøgelse af dette system med Chandra X-ray Observatory viser en direkte masseudveksling langs en bro af stof fra primærstjernen til den hvide dværg. De to stjerner er i øjeblikket adskilt af ca. 70 astronomiske enheder.

Komponent AEdit

Mira i UV- og synligt lys

Mira A er i øjeblikket en asymptotisk kæmpegren (AGB) stjerne, i den termisk pulserende AGB-fase. Hver puls varer et årti eller mere, og der går et tidsrum i størrelsesordenen 10.000 år mellem hver puls. Med hver pulscyklus øges Mira i lysstyrke, og pulserne bliver stærkere. Dette forårsager også dynamisk ustabilitet i Mira, hvilket resulterer i dramatiske ændringer i luminositet og størrelse over kortere, uregelmæssige tidsperioder.

Den overordnede form af Mira A er blevet observeret til at ændre sig og udviser udtalte afvigelser fra symmetrien. Disse synes at være forårsaget af lyse pletter på overfladen, der udvikler deres form på tidsskalaer på 3-14 måneder. Observationer af Mira A i det ultraviolette bånd med Hubble-rumteleskopet har vist et plumelignende træk, der peger mod ledsagerstjernen.

VariabilitetRediger

Mira som set af Hubble-rumteleskopet i august 1997

Mira A er en variabel stjerne, nærmere bestemt den prototypiske Mira-variabel. De 6.000 til 7.000 kendte stjerner i denne klasse er alle røde giganter, hvis overflade pulserer på en sådan måde, at deres lysstyrke stiger og falder i perioder fra omkring 80 til mere end 1.000 dage.

I det særlige tilfælde af Mira fører dens stigning i lysstyrke den op til omkring 3,5 i gennemsnit, hvilket placerer den blandt de lysere stjerner i Cetus-konstellationen. Individuelle cyklusser varierer også; velbekræftede maksima går så højt som magnitude 2,0 i lysstyrke og så lavt som 4,9, et interval på næsten 15 gange i lysstyrke, og der er historiske forslag om, at den reelle spredning kan være tre gange så stor eller mere. Minima spænder langt mindre og har historisk set ligget mellem 8,6 og 10,1, altså en faktor fire gange så stor lysstyrke. Det samlede udsving i lysstyrke fra absolut maksimum til absolut minimum (to begivenheder, som ikke fandt sted i samme cyklus) er 1.700 gange. Mira udsender langt størstedelen af sin stråling i det infrarøde område, og dens variabilitet i dette bånd er kun omkring to magnituder. Lysets lyskurve er formet som en stigning over ca. 100 dage, mens det tager dobbelt så lang tid at vende tilbage til minimum.

Samtidige omtrentlige maksima for Mira:

Pulsationer i χ Cygni, der viser forholdet mellem den visuelle lyskurve, temperatur, radius og luminositet typisk for Mira variable stjerner

Fra nordlige tempererede breddegrader er Mira generelt ikke synlig mellem slutningen af marts og juni på grund af dens nærhed til Solen. Det betyder, at der til tider kan gå flere år, uden at den vises som et objekt for det blotte øje.

Pulsationerne hos Mira-variable får stjernen til at udvide og trække sig sammen, men også til at ændre sin temperatur. Temperaturen er højest lidt efter det visuelle maksimum, og lavest lidt før minimum. Fotosfæren, målt ved Rosseland-radius, er mindst lige før det visuelle maksimum og tæt på tidspunktet for den maksimale temperatur. Den største størrelse nås lidt før tidspunktet for den laveste temperatur. Den bolometriske luminositet er proportional med fjerde potens af temperaturen og kvadratet på radius, men radius varierer med over 20% og temperaturen med mindre end 10%.

I Mira forekommer den højeste luminositet tæt på det tidspunkt, hvor stjernen er varmest og mindst. Den visuelle størrelsesorden bestemmes både af luminositeten og af den andel af strålingen, der forekommer ved visuelle bølgelængder. Kun en lille del af strålingen udsendes ved synlige bølgelængder, og denne andel er meget stærkt påvirket af temperaturen (Plancks lov). Kombineret med de generelle luminositetsændringer skaber dette den meget store visuelle størrelsesvariation med maksimum, der opstår, når temperaturen er høj.

Infrarøde VLTI-målinger af Mira ved faserne 0,13, 0,18, 0,26, 0,40 og 0,47, viser, at radius varierer fra 332±38 R☉ ved fase 0,13 lige efter maksimum til 402±46 R☉ ved fase 0,40, der nærmer sig minimum. Temperaturen ved fase 0.13 er 3.192±200 K og 2.918±183 K ved fase 0.26 ca. halvvejs fra maksimum til minimum. Luminositeten er beregnet til 9.360±3.140 L☉ i fase 0,13 og 8.400±2.820 L☉ i fase 0,26.

Mira’s pulsationer har den effekt, at dens fotosfære udvides med omkring 50% i forhold til en ikke-pulserende stjerne. Hvis Mira ikke pulserede, ville den ifølge modellen kun have en radius på omkring 240 R☉.

MassetabRediger

Ultraviolette undersøgelser af Mira foretaget af NASA’s rumteleskop GALEX (Galaxy Evolution Explorer) har afsløret, at den kaster et spor af materiale fra den ydre kappe og efterlader en 13 lysår lang hale, der er dannet over titusinder af år. Man mener, at en varm buebølge af komprimeret plasma/gas er årsagen til halen; buebølgen er et resultat af vekselvirkningen mellem stjernens vind fra Mira A og gassen i det interstellare rum, som Mira bevæger sig igennem med en ekstremt høj hastighed på 130 km/sekund (291.000 miles i timen). Halen består af materiale, der er fjernet fra hovedet af bue-bølgen, som også er synlig i ultraviolette observationer. Mira’s bue-shock vil i sidste ende udvikle sig til en planetarisk tåge, hvis form vil blive betydeligt påvirket af bevægelsen gennem det interstellare medium (ISM).

Ultraviolet mosaik af Mira’s bueskok og hale opnået ved hjælp af NASA’s Galaxy Evolution Explorer (GALEX)

Komponent BEdit

Ledsagerstjernen blev opløst af Hubble-rumteleskopet i 1995, da den var 70 astronomiske enheder fra den primære; og resultaterne blev annonceret i 1997. HST’s ultraviolette billeder og senere røntgenbilleder fra Chandra-rumteleskopet viser en spiral af gas, der stiger op fra Mira i retning af Mira B. Ledsagerens omløbstid omkring Mira er ca. 400 år.

I 2007 viste observationer en protoplanetarisk skive omkring ledsageren, Mira B. Denne skive bliver akkrediteret af materiale i solvinden fra Mira og kan i sidste ende danne nye planeter. Disse observationer antydede også, at ledsageren var en hovedrækkefølgestjerne på omkring 0,7 solmasser og af spektraltype K, i stedet for en hvid dværg, som man oprindeligt troede. I 2010 viste yderligere undersøgelser imidlertid, at Mira B rent faktisk er en hvid dværg.