Este sistema estelar binario está formado por una gigante roja (Mira, designada como Mira A) que está experimentando una pérdida de masa y una compañera enana blanca de alta temperatura (Mira B) que está acumulando masa del primario. Esta disposición de estrellas se conoce como sistema simbiótico y éste es el par simbiótico más cercano al Sol. El examen de este sistema por parte del Observatorio de rayos X Chandra muestra un intercambio directo de masa a lo largo de un puente de materia desde la primaria hasta la enana blanca. Las dos estrellas están actualmente separadas por unas 70 unidades astronómicas.

Componente AEdit

Mira en luz UV y visible

Mira A es actualmente una estrella de la rama gigante asintótica (AGB), en la fase AGB de pulsos térmicos. Cada pulso dura una década o más, y entre cada pulso transcurre una cantidad de tiempo del orden de 10.000 años. Con cada ciclo de pulsos, Mira aumenta su luminosidad y los pulsos se hacen más fuertes. Esto también está causando inestabilidad dinámica en Mira, lo que resulta en cambios dramáticos en la luminosidad y el tamaño durante períodos de tiempo más cortos e irregulares.

Se ha observado que la forma general de Mira A cambia, mostrando pronunciadas desviaciones de la simetría. Estas parecen estar causadas por puntos brillantes en la superficie que evolucionan su forma en escalas de tiempo de 3 a 14 meses. Las observaciones de Mira A en la banda ultravioleta realizadas por el telescopio espacial Hubble han mostrado una característica similar a una pluma que apunta hacia la estrella compañera.

VariabilidadEditar

Mira vista por el telescopio espacial Hubble en agosto de 1997

Mira A es una estrella variable, concretamente la variable Mira prototípica. Las entre 6.000 y 7.000 estrellas conocidas de esta clase son todas gigantes rojas cuya superficie pulsa de forma que aumenta y disminuye su brillo en periodos que van desde unos 80 a más de 1.000 días.

En el caso particular de Mira, sus aumentos de brillo la llevan hasta una magnitud media de 3,5, lo que la sitúa entre las estrellas más brillantes de la constelación de Cetus. Los ciclos individuales también varían; los máximos bien documentados llegan hasta la magnitud 2,0 de brillo y hasta la 4,9, un rango de casi 15 veces de brillo, y hay sugerencias históricas de que la dispersión real puede ser tres veces esto o más. Los mínimos varían mucho menos, e históricamente han estado entre 8,6 y 10,1, un factor de cuatro veces en luminosidad. La oscilación total de la luminosidad desde el máximo absoluto hasta el mínimo absoluto (dos eventos que no ocurrieron en el mismo ciclo) es de 1.700 veces. Mira emite la mayor parte de su radiación en el infrarrojo, y su variabilidad en esa banda es sólo de unas dos magnitudes. La forma de su curva de luz es de un aumento a lo largo de unos 100 días, y el retorno al mínimo tarda el doble.

Máximos aproximados contemporáneos para Mira:

Pulsaciones en χ Cygni, mostrando la relación entre la curva de luz visual, la temperatura, el radio y la luminosidad típica de las estrellas variables Mira

Desde las latitudes templadas del norte, Mira no suele ser visible entre finales de marzo y junio debido a su proximidad al Sol. Esto significa que a veces pueden pasar varios años sin que aparezca como objeto a simple vista.

Las pulsaciones de las variables de Mira hacen que la estrella se expanda y se contraiga, pero también que cambie su temperatura. La temperatura es más alta ligeramente después del máximo visual, y más baja ligeramente antes del mínimo. La fotosfera, medida en el radio de Rosseland, es más pequeña justo antes del máximo visual y cerca del momento de máxima temperatura. El tamaño más grande se alcanza ligeramente antes del momento de la temperatura más baja. La luminosidad bolométrica es proporcional a la cuarta potencia de la temperatura y al cuadrado del radio, pero el radio varía en más de un 20% y la temperatura en menos de un 10%.

En Mira, la mayor luminosidad se produce cerca del momento en que la estrella está más caliente y es más pequeña. La magnitud visual viene determinada tanto por la luminosidad como por la proporción de la radiación que se produce en longitudes de onda visuales. Sólo una pequeña proporción de la radiación se emite en longitudes de onda visuales y esta proporción está muy influenciada por la temperatura (ley de Planck). En combinación con los cambios generales de luminosidad, esto crea la gran variación de magnitud visual, cuyo máximo se produce cuando la temperatura es alta.

Las mediciones VLTI infrarrojas de Mira en las fases 0,13, 0,18, 0,26, 0,40 y 0,47, muestran que el radio varía desde 332±38 R☉ en la fase 0,13 justo después del máximo hasta 402±46 R☉ en la fase 0,40 acercándose al mínimo. La temperatura en la fase 0.13 es de 3.192±200 K y de 2.918±183 K en la fase 0.26 a mitad de camino entre el máximo y el mínimo. Se calcula que la luminosidad es de 9.360±3.140 L☉ en la fase 0,13 y de 8.400±2.820 L☉ en la fase 0,26.

Las pulsaciones de Mira tienen el efecto de expandir su fotosfera alrededor de un 50% en comparación con una estrella no pulsante. En el caso de Mira, si no tuviera pulsaciones, se ha calculado que tendría un radio de sólo unos 240 R☉.

Pérdida de masaEditar

Los estudios ultravioleta de Mira realizados por el telescopio espacial Galaxy Evolution Explorer (GALEX) de la NASA han revelado que desprende un rastro de material de la envoltura exterior, dejando una cola de 13 años luz de longitud, formada durante decenas de miles de años. Se cree que la causa de la cola es una onda de arco caliente de plasma/gas comprimido; la onda de arco es el resultado de la interacción del viento estelar de Mira A con el gas del espacio interestelar, a través del cual Mira se mueve a una velocidad extremadamente alta de 130 kilómetros/segundo (291.000 millas por hora). La cola se compone de material desprendido de la cabeza de la onda de proa, que también es visible en las observaciones ultravioletas. La onda de proa de Mira acabará convirtiéndose en una nebulosa planetaria, cuya forma se verá considerablemente afectada por el movimiento a través del medio interestelar (ISM).

Mosaico ultravioleta del arco de choque y la cola de Mira obtenido con el Explorador de la Evolución de las Galaxias (GALEX) de la NASA

Componente BEdit

La estrella compañera fue resuelta por el telescopio espacial Hubble en 1995, cuando estaba a 70 unidades astronómicas de la primaria; y los resultados se anunciaron en 1997. Las imágenes ultravioletas del HST y las posteriores imágenes de rayos X del telescopio espacial Chandra muestran una espiral de gas que se desprende de Mira en dirección a Mira B. El período orbital de la compañera alrededor de Mira es de aproximadamente 400 años.

En 2007, las observaciones mostraron un disco protoplanetario alrededor de la compañera, Mira B. Este disco está siendo acrecionado por el material del viento solar de Mira y podría llegar a formar nuevos planetas. Estas observaciones también sugirieron que la compañera era una estrella de la secuencia principal de alrededor de 0,7 masas solares y de tipo espectral K, en lugar de una enana blanca como se pensaba inicialmente. Sin embargo, en 2010 nuevas investigaciones indicaron que Mira B es, de hecho, una enana blanca.