Tämä kaksoistähtijärjestelmä koostuu punaisesta jättiläisestä (Mira, nimeltään Mira A), joka on menettämässä massaa, ja korkealämpöisestä valkoisesta kääpiötähdestä (Mira B), joka kerää massaa ensisijaisesta tähdestä. Tällaista tähtien yhdistelmää kutsutaan symbioottiseksi järjestelmäksi, ja tämä on Aurinkoa lähin tällainen symbioottinen pari. Tämän järjestelmän tutkiminen Chandran röntgenobservatoriossa osoittaa suoraa massanvaihtoa primääristä valkoiseen kääpiöön kulkevaa ainesiltaa pitkin. Nämä kaksi tähteä ovat tällä hetkellä noin 70 astronomisen yksikön päässä toisistaan.

Komponentti AEdit

Mira UV-valossa ja näkyvässä valossa

Mira A on tällä hetkellä asymptoottinen jättiläishaaran tähti (asymptotic giant branch, AGB), joka on termisesti sykkivässä AGB-vaiheessa. Kukin pulssi kestää vuosikymmenen tai enemmän, ja pulssien välillä kuluu noin 10 000 vuotta. Jokaisen pulssisyklin myötä Miran valovoima kasvaa ja pulssit voimistuvat. Tämä aiheuttaa Mirassa myös dynaamista epävakautta, joka johtaa dramaattisiin muutoksiin kirkkaudessa ja koossa lyhyemmillä, epäsäännöllisillä ajanjaksoilla.

Mira A:n yleisen muodon on havaittu muuttuvan, ja siinä on selviä poikkeamia symmetriasta. Nämä näyttävät johtuvan pinnalla olevista kirkkaista pisteistä, jotka muuttavat muotoaan 3-14 kuukauden aikajänteellä. Hubble-avaruusteleskoopin havainnot Mira A:sta ultraviolettikaistalla ovat osoittaneet luumun kaltaista piirrettä, joka osoittaa kohti seuralustähteä.

Muuttuvuus Muokkaa

Mira sellaisena kuin se näkyi Hubble-avaruusteleskoopin havaitsemana elokuussa 1997

Mira A on muuttuva tähti, ja nimenomaan prototyyppinen Miran muuttuja. Tämän luokan 6000-7000 tunnettua tähteä ovat kaikki punaisia jättiläisiä, joiden pinnat sykkivät siten, että niiden kirkkaus lisääntyy ja vähenee jaksoissa, jotka vaihtelevat noin 80:stä yli tuhanteen päivään.

Miran erityistapauksessa sen kirkkauden lisäykset vievät sen kirkkauden keskimäärin noin 3,5 magnitudiin, mikä sijoittaa sen Cetuksen tähdistön kirkkaimpien tähtien joukkoon. Myös yksittäiset jaksot vaihtelevat; hyvin todistetut maksimit ulottuvat kirkkaudeltaan jopa magnitudiin 2,0 ja matalimmillaan 4,9, mikä on lähes 15-kertainen vaihteluväli, ja on olemassa historiallisia viitteitä siitä, että todellinen vaihteluväli voi olla kolminkertainen tai suurempi. Minimiarvojen vaihteluväli on paljon pienempi, ja ne ovat historiallisesti olleet välillä 8,6-10,1, eli kirkkaudeltaan nelinkertaiset. Kokonaisvaihtelu kirkkaudessa absoluuttisesta maksimista absoluuttiseen minimiin (kaksi tapahtumaa, jotka eivät osuneet samaan sykliin) on 1 700-kertainen. Mira säteilee suurimman osan säteilystään infrapunassa, ja sen vaihtelu tällä kaistalla on vain noin kaksi magnitudia. Sen valokäyrä on muodoltaan sellainen, että se kasvaa noin 100 päivän aikana ja paluu minimiin kestää kaksi kertaa yhtä kauan.

Miran nykyiset likimääräiset maksimit:

Pulsations in χ Cygni, jossa näkyy Mira-muuttujatähdelle tyypillisen visuaalisen valokäyrän, lämpötilan, säteen ja luminositeetin välinen suhde

Pohjoisilta lauhkeilta leveysasteilta Mira ei yleensä näy maaliskuun lopun ja kesäkuun välisenä aikana Auringon läheisyydestä johtuen. Tämä tarkoittaa, että toisinaan voi kulua useita vuosia ilman, että se näkyy paljain silmin.

Miran muuttuvien tähtien pulssit saavat tähden laajenemaan ja supistumaan, mutta myös muuttamaan lämpötilaansa. Lämpötila on korkeimmillaan hieman visuaalisen maksimin jälkeen ja matalimmillaan hieman ennen minimiä. Rosselandin säteellä mitattu fotosfääri on pienimmillään juuri ennen visuaalista maksimia ja lähellä lämpötilan maksimin ajankohtaa. Suurin koko saavutetaan hieman ennen alhaisimman lämpötilan ajankohtaa. Bolometrinen luminositeetti on verrannollinen lämpötilan neljänteen potenssiin ja säteen neliöön, mutta säde vaihtelee yli 20 % ja lämpötila alle 10 %.

Mirassa suurin luminositeetti on lähellä aikaa, jolloin tähti on kuumin ja pienin. Visuaalinen magnitudi määräytyy sekä luminositeetin että visuaalisilla aallonpituuksilla esiintyvän säteilyn osuuden perusteella. Vain pieni osa säteilystä emittoituu visuaalisilla aallonpituuksilla, ja tähän osuuteen vaikuttaa hyvin voimakkaasti lämpötila (Planckin laki). Yhdessä yleisen luminositeetin muutosten kanssa tämä aiheuttaa hyvin suuren visuaalisen suuruuden vaihtelun, jonka maksimi tapahtuu, kun lämpötila on korkea.

Miran VLTI-infrapunamittaukset vaiheissa 0,13, 0,18, 0,26, 0,40 ja 0,47 osoittavat, että säde vaihtelee 332±38 R☉:stä vaiheessa 0,13 heti maksimin jälkeen 402±46 R☉:iin vaiheessa 0,40 lähestyen minimiä. Lämpötila vaiheessa 0.13 on 3 192±200 K ja vaiheessa 0.26 2 918±183 K noin puolivälissä maksimista minimiin. Luminositeetti on laskennallisesti 9 360±3 140 L☉ vaiheessa 0,13 ja 8 400±2 820 L☉ vaiheessa 0,26.

Miran pulssit laajentavat sen fotosfääriä noin 50 % verrattuna sykkimättömään tähteen. Miran tapauksessa, jos se ei pulsoisi, sen säde olisi mallinnusten mukaan vain noin 240 R☉.

Massan menetysEdit

Nasa:n Galaxy Evolution Explorer (GALEX) -avaruusteleskoopin tekemät ultraviolettitutkimukset Mirasta ovat paljastaneet, että se irrottaa ulommasta kuorestaan materiaalia, jättäen jälkeensä 13 valovuoden pituisen pyrstön, joka on muodostunut kymmenien tuhansien vuosien aikana. Keula-aalto on seurausta Mira A:n tähtituulen vuorovaikutuksesta tähtienvälisen avaruuden kaasun kanssa, jonka läpi Mira liikkuu erittäin suurella nopeudella, 130 kilometriä sekunnissa (291 000 mailia tunnissa). Pyrstö koostuu keula-aallon kärjestä irronneesta materiaalista, joka näkyy myös ultraviolettihavainnoissa. Miran keula-aalto kehittyy lopulta planetaarisumuksi, jonka muotoon vaikuttaa merkittävästi liike tähtienvälisen väliaineen (ISM) läpi.

Ultraviolettimosaiikki Miran keulapotkusta ja pyrstöstä, joka on saatu NASA:n Galaxy Evolution Explorer (GALEX) -kaukoputken avulla

Komponentti BEdit

Seuratähti ratkaistiin Hubble-avaruusteleskoopilla vuonna 1995, jolloin se oli 70 tähtitieteellisen yksikön päässä primaaritähdestä; ja tulokset julkistettiin vuonna 1997. HST:n ultraviolettikuvissa ja myöhemmin Chandra-avaruusteleskoopin röntgenkuvissa näkyy Mirasta Mira B:n suuntaan nouseva kaasuspiraali. Seuralaisen kiertoaika Miran ympärillä on noin 400 vuotta.

Vuonna 2007 havainnot osoittivat protoplanetaarisen kiekon seuralaisen, Mira B:n, ympärillä. Tämä kiekko akkretoituu Miran aurinkotuulen mukanaan tuomasta materiasta, ja se voi lopulta muodostaa uusia planeettoja. Nämä havainnot viittasivat myös siihen, että seuralainen oli noin 0,7 auringon massainen ja spektrityypiltään K-pääjaksotähti eikä valkoinen kääpiö, kuten alun perin luultiin. Vuonna 2010 lisätutkimukset kuitenkin osoittivat, että Mira B on itse asiassa valkoinen kääpiö.