Ez a kettős csillagrendszer egy tömegvesztésen áteső vörös óriásból (Mira, neve Mira A) és egy magas hőmérsékletű fehér törpe kísérőből (Mira B) áll, amely az elsődleges csillag tömegét akkretálja. A csillagok ilyen elrendeződését szimbiózis rendszernek nevezik, és ez a Naphoz legközelebbi ilyen szimbiózis pár. Ennek a rendszernek a Chandra Röntgenobszervatóriummal történő vizsgálata közvetlen tömegcserét mutat az elsődleges csillagtól a fehér törpéhez vezető anyaghíd mentén. A két csillagot jelenleg mintegy 70 csillagászati egység választja el egymástól.

Component AEdit

Mira UV és látható fényben

A Mira A jelenleg egy aszimptotikus óriás ágú (AGB) csillag, a termikusan pulzáló AGB fázisban. Minden egyes impulzus egy évtizedig vagy tovább tart, és az egyes impulzusok között 10 000 év nagyságrendű idő telik el. Minden egyes impulzusciklussal a Mira fényessége nő, és az impulzusok erősödnek. Ez dinamikus instabilitást is okoz a Mirában, ami a fényesség és a méret drámai változásait eredményezi rövidebb, szabálytalan időszakokban.

A Mira A általános alakjának változását figyelték meg, a szimmetriától való markáns eltéréseket mutatva. Úgy tűnik, hogy ezeket a felszínen lévő fényes foltok okozzák, amelyek 3-14 hónapos időskálán változtatják alakjukat. A Mira A megfigyelései a Hubble Űrteleszkóp által az ultraibolya sávban a kísérőcsillag felé mutató szilva-szerű vonást mutattak.

VáltozóSzerkesztés

A Mira a Hubble Űrteleszkóp által 1997 augusztusában

A Mira A változócsillag, pontosabban a prototípusos Mira változó. Az ebbe az osztályba tartozó 6000-7000 ismert csillag mind olyan vörös óriás, amelyek felszíne úgy pulzál, hogy a fényességük körülbelül 80 naptól több mint 1000 napig terjedő időszakokban növekszik és csökken.

A Mira konkrét esetében a fényességnövekedés átlagosan 3,5 magnitúdóig tart, ami a Cetus csillagkép fényesebb csillagai közé helyezi. Az egyes ciklusok is változnak; a jól igazolt maximumok a 2,0 magnitúdó fényességig és a 4,9 magnitúdóig terjednek, ami közel 15-szörös fényességtartományt jelent, és vannak olyan történelmi feltevések, amelyek szerint a valós szórás ennek háromszorosa vagy még több lehet. A minimumok sokkal kisebb tartományban mozognak, és történelmileg 8,6 és 10,1 közé esnek, ami négyszeres fényességű. A teljes fényességbeli kilengés az abszolút maximumtól az abszolút minimumig (két olyan esemény, amely nem ugyanazon a cikluson belül történt) 1700-szoros. A Mira a sugárzásának túlnyomó részét az infravörös tartományban bocsátja ki, és ebben a sávban a változékonysága csak körülbelül két magnitúdó. Fénygörbéjének alakja egy kb. 100 napos növekedést mutat, a minimumra való visszatérés pedig kétszer ennyi időt vesz igénybe.

A Mira jelenlegi közelítő maximumai:

Pulsations in χ Cygni, a Mira változócsillagokra jellemző vizuális fénygörbe, hőmérséklet, sugár és luminozitás közötti kapcsolat bemutatása

A Mira az északi mérsékelt égövi szélességekről március vége és június között általában nem látható a Nap közelsége miatt. Ez azt jelenti, hogy időnként több év is eltelhet anélkül, hogy szabad szemmel látható objektumként megjelenne.

A Mira változócsillagok pulzációi miatt a csillag tágul és összehúzódik, de a hőmérséklete is változik. A hőmérséklet valamivel a vizuális maximum után a legmagasabb, és valamivel a minimum előtt a legalacsonyabb. A fotoszféra, a Rosseland-sugárnál mérve, közvetlenül a vizuális maximum előtt a legkisebb, és közel a maximális hőmérséklet idejéhez. A legnagyobb méretét valamivel a legalacsonyabb hőmérséklet időpontja előtt éri el. A bolometrikus luminozitás a hőmérséklet és a sugár négyzetének negyedik hatványával arányos, de a sugár több mint 20%-kal, a hőmérséklet pedig kevesebb mint 10%-kal változik.

A Mira esetében a legnagyobb luminozitás a csillag legmelegebb és legkisebb fényessége idejének közelében következik be. A látható nagyságot a fényerősség és a sugárzásnak a látható hullámhosszon fellépő aránya egyaránt meghatározza. A sugárzásnak csak egy kis hányadát bocsátja ki a látható hullámhosszon, és ezt az arányt nagyon erősen befolyásolja a hőmérséklet (Planck-törvény). Az általános luminozitásváltozásokkal kombinálva ez okozza a nagyon nagy vizuális magnitúdó-változást, amelynek maximuma akkor jelentkezik, amikor a hőmérséklet magas.

A Mira infravörös VLTI mérései a 0,13, 0,18, 0,26, 0,40 és 0,47 fázisban azt mutatják, hogy a sugár 332±38 R☉ között változik a 0,13 fázisban közvetlenül a maximum után 402±46 R☉ között a 0,40 fázisban a minimumhoz közeledve. A hőmérséklet a 0,13-as fázisban 3 192±200 K, a 0,26-os fázisban pedig 2 918±183 K, körülbelül a maximum és a minimum között félúton. A luminozitás a számítások szerint 9 360±3 140 L☉ a 0,13-as fázisban és 8 400±2 820 L☉ a 0,26-os fázisban.

A Mira pulzációinak hatására a fotoszférája mintegy 50%-kal tágul egy nem pulzáló csillaghoz képest. A Mira esetében, ha nem pulzálna, a modellek szerint csak mintegy 240 R☉ sugarú lenne.

TömegvesztésSzerkesztés

A NASA Galaxy Evolution Explorer (GALEX) űrteleszkópja által a Miráról végzett ultraibolya vizsgálatok kimutatták, hogy a külső burokból anyagcsíkot bocsát ki, amely egy 13 fényév hosszúságú, több tízezer év alatt kialakult csóvát hagy maga után. Úgy gondolják, hogy a csóva oka a sűrített plazma/gáz forró ívhulláma; az ívhullám a Mira A csillagszél és a csillagközi térben lévő gáz kölcsönhatásának eredménye, amelyen a Mira rendkívül nagy sebességgel, 130 kilométer/másodperc (291 000 mérföld/óra) sebességgel halad keresztül. A csóva az ívhullám fejéről leválasztott anyagból áll, amely az ultraibolya megfigyelésekben is látható. A Mira ívhulláma végül bolygóköddé fog alakulni, amelynek formáját jelentősen befolyásolja a csillagközi közegben (ISM) való mozgás.

A NASA Galaxy Evolution Explorer (GALEX)

komponens BEdit

A kísérőcsillagot a Hubble-űrteleszkóp 1995-ben oldotta fel, amikor 70 csillagászati egységre volt az elsődleges csillagtól; az eredményeket 1997-ben jelentették be. A HST ultraibolya felvételein és később a Chandra űrteleszkóp röntgenfelvételein a Mira B irányába a Miráról felszálló gázspirál látható. A kísérő keringési ideje a Mira körül körülbelül 400 év.

2007-ben a megfigyelések egy protoplanetáris korongot mutattak ki a kísérő, a Mira B körül. Ez a korong a Mira napszélben lévő anyagából akkrétálódik, és végül új bolygókat képezhet. Ezek a megfigyelések arra is utaltak, hogy a kísérő egy kb. 0,7 naptömegű, K színképtípusú fősorozatú csillag, nem pedig fehér törpe, ahogy eredetileg gondolták. 2010-ben azonban további kutatások azt mutatták, hogy a Mira B valójában egy fehér törpe.