Questo sistema stellare binario consiste in una gigante rossa (Mira, designata Mira A) in fase di perdita di massa e una compagna nana bianca ad alta temperatura (Mira B) che sta accumulando massa dalla primaria. Una tale disposizione di stelle è nota come sistema simbiotico e questa è la coppia simbiotica più vicina al Sole. L’esame di questo sistema da parte del Chandra X-ray Observatory mostra uno scambio diretto di massa lungo un ponte di materia dalla primaria alla nana bianca. Le due stelle sono attualmente separate da circa 70 unità astronomiche.

Componente AEdit

Mira in luce UV e visibile

Mira A è attualmente una stella di ramo gigante asintotica (AGB), in fase di pulsazione termica AGB. Ogni pulsazione dura un decennio o più, e una quantità di tempo dell’ordine di 10.000 anni passa tra ogni pulsazione. Con ogni ciclo di impulsi Mira aumenta di luminosità e gli impulsi diventano più forti. Questo sta anche causando l’instabilità dinamica di Mira, con conseguenti drammatici cambiamenti di luminosità e dimensioni in periodi di tempo più brevi e irregolari.

La forma complessiva di Mira A è stata osservata cambiare, esibendo pronunciate deviazioni dalla simmetria. Queste sembrano essere causate da punti luminosi sulla superficie che evolvono la loro forma su scale temporali di 3-14 mesi. Osservazioni di Mira A nella banda ultravioletta da parte del telescopio spaziale Hubble hanno mostrato una caratteristica simile ad un pennacchio che punta verso la stella compagna.

VariabilitàModifica

Mira come vista dal telescopio spaziale Hubble nell’agosto 1997

Mira A è una stella variabile, in particolare la variabile prototipo Mira. Le 6.000-7.000 stelle conosciute di questa classe sono tutte giganti rosse la cui superficie pulsa in modo tale da aumentare e diminuire la luminosità in periodi che vanno da circa 80 a più di 1.000 giorni.

Nel caso particolare di Mira, i suoi aumenti di luminosità la portano in media fino a circa la magnitudine 3,5, collocandola tra le stelle più brillanti della costellazione del Cetus. Anche i singoli cicli variano; i massimi ben attestati vanno fino alla magnitudine 2,0 di luminosità e fino a 4,9, una gamma di quasi 15 volte di luminosità, e ci sono suggerimenti storici che la diffusione reale può essere tre volte questa o più. I minimi variano molto meno, e sono stati storicamente tra 8,6 e 10,1, un fattore di quattro volte in luminosità. L’oscillazione totale della luminosità dal massimo assoluto al minimo assoluto (due eventi che non si sono verificati nello stesso ciclo) è di 1.700 volte. Mira emette la maggior parte della sua radiazione nell’infrarosso, e la sua variabilità in quella banda è solo di circa due magnitudini. La forma della sua curva di luce è di un aumento in circa 100 giorni, e il ritorno al minimo richiede il doppio del tempo.

Massimi approssimativi contemporanei per Mira:

Pulsazioni in χ Cygni, mostrando la relazione tra la curva di luce visiva, la temperatura, il raggio e la luminosità tipica delle stelle variabili Mira

Dalle latitudini temperate del nord, Mira non è generalmente visibile tra la fine di marzo e giugno a causa della sua vicinanza al Sole. Questo significa che a volte possono passare diversi anni senza che appaia ad occhio nudo.

Le pulsazioni delle variabili di Mira causano l’espansione e la contrazione della stella, ma anche il cambiamento della sua temperatura. La temperatura è massima leggermente dopo il massimo visivo, e minima leggermente prima del minimo. La fotosfera, misurata al raggio di Rosseland, è più piccola poco prima del massimo visivo e vicino al momento della temperatura massima. La dimensione più grande è raggiunta un po’ prima del momento della temperatura più bassa. La luminosità bolometrica è proporzionale alla quarta potenza della temperatura e al quadrato del raggio, ma il raggio varia di oltre il 20% e la temperatura di meno del 10%.

In Mira, la massima luminosità si verifica vicino al momento in cui la stella è più calda e più piccola. La magnitudine visiva è determinata sia dalla luminosità che dalla proporzione della radiazione che si verifica alle lunghezze d’onda visive. Solo una piccola parte della radiazione è emessa alle lunghezze d’onda visive e questa proporzione è fortemente influenzata dalla temperatura (legge di Planck). Combinato con i cambiamenti di luminosità generale, questo crea la grande variazione di magnitudine visiva con il massimo che si verifica quando la temperatura è alta.

Misure VLTI all’infrarosso di Mira alle fasi 0.13, 0.18, 0.26, 0.40 e 0.47, mostrano che il raggio varia da 332±38 R☉ alla fase 0.13 appena dopo il massimo a 402±46 R☉ alla fase 0.40 che si avvicina al minimo. La temperatura alla fase 0,13 è 3.192±200 K e 2.918±183 K alla fase 0,26 circa a metà strada tra il massimo e il minimo. La luminosità è calcolata a 9.360±3.140 L☉ alla fase 0,13 e 8.400±2.820 L☉ alla fase 0,26.

Le pulsazioni di Mira hanno l’effetto di espandere la sua fotosfera di circa il 50% rispetto a una stella non pulsante. Nel caso di Mira, se non fosse pulsante, è stato modellato per avere un raggio di solo circa 240 R☉.

Perdita di massaModifica

Gli studi agli ultravioletti di Mira dal telescopio spaziale Galaxy Evolution Explorer (GALEX) della NASA hanno rivelato che perde una scia di materiale dall’involucro esterno, lasciando una coda lunga 13 anni luce, formatasi nel corso di decine di migliaia di anni. Si pensa che un’onda di prua calda di plasma/gas compresso sia la causa della coda; l’onda di prua è il risultato dell’interazione del vento stellare di Mira A con il gas nello spazio interstellare, attraverso il quale Mira si muove alla velocità estremamente elevata di 130 chilometri/secondo (291.000 miglia all’ora). La coda consiste di materiale spogliato dalla testa del bow-wave, che è anche visibile nelle osservazioni ultraviolette. L’onda di prua di Mira si evolverà alla fine in una nebulosa planetaria, la cui forma sarà notevolmente influenzata dal movimento attraverso il mezzo interstellare (ISM).

Mosaico ultravioletto del bow shock e della coda di Mira ottenuto utilizzando il Galaxy Evolution Explorer (GALEX) della NASA

Componente BEdit

La stella compagna è stata risolta dal telescopio spaziale Hubble nel 1995, quando si trovava a 70 unità astronomiche dalla primaria; i risultati sono stati annunciati nel 1997. Le immagini ultraviolette dell’HST e le successive immagini a raggi X del telescopio spaziale Chandra mostrano una spirale di gas che sale da Mira in direzione di Mira B. Il periodo orbitale della compagna intorno a Mira è di circa 400 anni.

Nel 2007, le osservazioni hanno mostrato un disco protoplanetario intorno alla compagna, Mira B. Questo disco viene accresciuto da materiale nel vento solare di Mira e potrebbe formare nuovi pianeti. Queste osservazioni hanno anche suggerito che la compagna era una stella di sequenza principale di circa 0,7 masse solari e di tipo spettrale K, invece di una nana bianca come si pensava inizialmente. Tuttavia, nel 2010 ulteriori ricerche hanno indicato che Mira B è, in effetti, una nana bianca.