Dieses Doppelsternsystem besteht aus einem Roten Riesen (Mira, bezeichnet als Mira A), der einen Massenverlust erleidet, und einem Weißen Zwerg mit hoher Temperatur (Mira B), der Masse vom Primärstern hinzugewinnt. Eine solche Anordnung von Sternen ist als symbiotisches System bekannt, und dieses ist das der Sonne am nächsten gelegene symbiotische Paar. Die Untersuchung dieses Systems durch das Chandra-Röntgenobservatorium zeigt einen direkten Massenaustausch entlang einer Materiebrücke vom Primärstern zum Weißen Zwerg. Die beiden Sterne sind derzeit etwa 70 Astronomische Einheiten voneinander entfernt.

Komponente AEdit

Mira im UV und sichtbaren Licht

Mira A ist derzeit ein asymptotischer Riesenaststern (AGB), der sich in der thermisch pulsierenden AGB-Phase befindet. Jeder Puls dauert ein Jahrzehnt oder länger, und zwischen den einzelnen Pulsen vergeht eine Zeitspanne in der Größenordnung von 10.000 Jahren. Mit jedem Pulszyklus nimmt die Leuchtkraft von Mira zu und die Pulse werden stärker. Dies führt auch zu einer dynamischen Instabilität von Mira, die sich in kürzeren, unregelmäßigen Zeiträumen in dramatischen Veränderungen der Leuchtkraft und Größe niederschlägt.

Die Gesamtform von Mira A verändert sich und zeigt ausgeprägte Abweichungen von der Symmetrie. Diese scheinen durch helle Flecken auf der Oberfläche verursacht zu werden, die ihre Form auf Zeitskalen von 3-14 Monaten verändern. Beobachtungen von Mira A im ultravioletten Bereich durch das Hubble-Weltraumteleskop haben ein pflaumenartiges Merkmal gezeigt, das auf den Begleitstern zeigt.

VeränderlichkeitBearbeiten

Mira, gesehen vom Hubble-Weltraumteleskop im August 1997

Mira A ist ein veränderlicher Stern, genauer gesagt der prototypische Mira-Veränderliche. Die 6.000 bis 7.000 bekannten Sterne dieser Klasse sind allesamt rote Riesen, deren Oberflächen so pulsieren, dass sie in Perioden von etwa 80 bis über 1.000 Tagen an Helligkeit zu- und abnehmen.

Im speziellen Fall von Mira steigen die Helligkeitszunahmen im Durchschnitt bis zu einer Helligkeit von etwa 3,5, womit sie zu den helleren Sternen im Sternbild Cetus gehört. Einzelne Zyklen variieren ebenfalls; gut belegte Maxima reichen bis zu einer Helligkeit von 2,0 und 4,9, eine Spanne von fast dem 15-fachen der Helligkeit, und es gibt historische Hinweise darauf, dass die tatsächliche Spanne dreimal so groß oder größer sein könnte. Die Minima liegen in der Vergangenheit zwischen 8,6 und 10,1, was einem Faktor von vier in der Helligkeit entspricht. Der gesamte Helligkeitsunterschied zwischen dem absoluten Maximum und dem absoluten Minimum (zwei Ereignisse, die nicht im selben Zyklus stattfanden) beträgt das 1.700-fache. Mira emittiert den größten Teil seiner Strahlung im Infraroten, und seine Variabilität in diesem Bereich beträgt nur etwa zwei Größenordnungen. Die Form seiner Lichtkurve zeigt einen Anstieg in etwa 100 Tagen und eine Rückkehr zum Minimum, die doppelt so lange dauert.

Zeitgenössische ungefähre Maxima für Mira:

Pulsationen in χ Cygni, zeigt die Beziehung zwischen der visuellen Lichtkurve, der Temperatur, dem Radius und der Leuchtkraft, die für Mira-Veränderliche typisch ist

Aus den nördlichen gemäßigten Breiten ist Mira aufgrund seiner Nähe zur Sonne im Allgemeinen zwischen Ende März und Juni nicht sichtbar. Das bedeutet, dass manchmal mehrere Jahre vergehen können, ohne dass Mira mit bloßem Auge zu sehen ist.

Die Pulsationen der Mira-Variablen bewirken, dass sich der Stern ausdehnt und zusammenzieht, aber auch, dass sich seine Temperatur ändert. Die Temperatur ist kurz nach dem visuellen Maximum am höchsten und kurz vor dem Minimum am niedrigsten. Die Photosphäre, gemessen am Rosseland-Radius, ist kurz vor dem visuellen Maximum und nahe dem Zeitpunkt der maximalen Temperatur am kleinsten. Die größte Größe wird kurz vor dem Zeitpunkt der niedrigsten Temperatur erreicht. Die bolometrische Leuchtkraft ist proportional zur vierten Potenz der Temperatur und zum Quadrat des Radius, wobei der Radius um mehr als 20 % und die Temperatur um weniger als 10 % schwankt.

Bei Mira tritt die höchste Leuchtkraft kurz vor dem Zeitpunkt auf, an dem der Stern am heißesten und am kleinsten ist. Die visuelle Helligkeit wird sowohl durch die Leuchtkraft als auch durch den Anteil der Strahlung bestimmt, der bei sichtbaren Wellenlängen auftritt. Nur ein kleiner Teil der Strahlung wird bei sichtbaren Wellenlängen emittiert, und dieser Anteil wird sehr stark von der Temperatur beeinflusst (Plancksches Gesetz). In Verbindung mit den Änderungen der Gesamtleuchtkraft führt dies zu den sehr großen visuellen Helligkeitsschwankungen, wobei das Maximum auftritt, wenn die Temperatur hoch ist.

Infrarot-VLTI-Messungen von Mira in den Phasen 0,13, 0,18, 0,26, 0,40 und 0,47 zeigen, dass der Radius von 332±38 R☉ in der Phase 0,13 kurz nach dem Maximum bis zu 402±46 R☉ in der Phase 0,40 nahe dem Minimum schwankt. Die Temperatur in Phase 0.13 beträgt 3.192±200 K und 2.918±183 K in Phase 0.26, etwa auf halbem Weg vom Maximum zum Minimum. Die Leuchtkraft wird auf 9.360±3.140 L☉ in Phase 0,13 und 8.400±2.820 L☉ in Phase 0,26 berechnet.

Die Pulsationen von Mira bewirken eine Ausdehnung der Photosphäre um etwa 50 % im Vergleich zu einem nicht pulsierenden Stern. Würde Mira nicht pulsieren, hätte er einen Radius von nur etwa 240 R☉.

MassenverlustEdit

Ultraviolett-Studien von Mira durch das NASA-Weltraumteleskop Galaxy Evolution Explorer (GALEX) haben ergeben, dass Mira eine Spur von Material aus der äußeren Hülle abwirft und einen Schweif von 13 Lichtjahren Länge hinterlässt, der sich über Zehntausende von Jahren gebildet hat. Es wird vermutet, dass eine heiße Bugwelle aus komprimiertem Plasma/Gas die Ursache für den Schweif ist. Die Bugwelle ist das Ergebnis der Wechselwirkung des Sternwinds von Mira A mit Gas im interstellaren Raum, durch den sich Mira mit einer extrem hohen Geschwindigkeit von 130 Kilometern pro Sekunde (291.000 Meilen pro Stunde) bewegt. Der Schweif besteht aus Material, das von der Spitze der Bugwelle abgestreift wird, die auch in ultravioletten Beobachtungen sichtbar ist. Die Bugwelle von Mira wird sich schließlich zu einem planetarischen Nebel entwickeln, dessen Form durch die Bewegung durch das interstellare Medium (ISM) erheblich beeinflusst wird.

Ultraviolettes Mosaik von Miras Bugschock und Schweif, aufgenommen mit dem Galaxy Evolution Explorer (GALEX) der NASA

Komponente BEdit

Der Begleitstern wurde 1995 mit dem Hubble-Weltraumteleskop aufgelöst, als er 70 Astronomische Einheiten vom Hauptstern entfernt war; die Ergebnisse wurden 1997 bekannt gegeben. Die HST-Ultraviolettbilder und spätere Röntgenbilder des Chandra-Weltraumteleskops zeigen eine Gasspirale, die von Mira in Richtung Mira B aufsteigt. Die Umlaufzeit des Begleiters um Mira beträgt etwa 400 Jahre.

Im Jahr 2007 zeigten Beobachtungen eine protoplanetare Scheibe um den Begleiter Mira B. Diese Scheibe wird aus Material im Sonnenwind von Mira akkretiert und könnte schließlich neue Planeten bilden. Diese Beobachtungen deuteten auch darauf hin, dass es sich bei dem Begleiter um einen Hauptreihenstern mit einer Masse von etwa 0,7 Sonnenmassen und dem Spektraltyp K handelt und nicht um einen Weißen Zwerg, wie ursprünglich angenommen. Im Jahr 2010 ergaben weitere Untersuchungen jedoch, dass Mira B tatsächlich ein Weißer Zwerg ist.