この連星系は、質量放出を続ける赤色巨星（ミラA）と、主星から質量を吸収している高温の白色矮星（ミラB）から構成されています。 このような星の配置は共生系と呼ばれ、太陽に最も近い共生系のペアです。 チャンドラX線観測装置でこの星系を調べたところ、主星から白色矮星への物質の橋渡しに沿って、直接質量交換が行われていることが分かりました。
Component AEdit
Mira Aは現在、熱的にパルス的なAGBの段階である非近接巨大分岐星（AGB）であり、この星は、asymptotic giant branch (AGB) です。 各パルスは10年以上続き、各パルスの間には1万年のオーダーで時間が経過する。 パルスの周期ごとにミラは輝度を増し、パルスは強くなっていく。
Mira Aの全体的な形が変化し、対称性から大きく外れていることが観測されました。 これは、表面の輝点が3-14ヶ月の時間スケールで形状を変化させているためと思われる。 ハッブル宇宙望遠鏡によるミラAの紫外域の観測では、伴星を指し示す彗星のようなものが観測されている。
ミラの場合、明るさが増すと平均3.5等くらいになり、くじら座の中でも明るい星になります。 個々の周期もさまざまで、よく知られている最大光度は2.0等から4.9等までと、15倍近い幅があり、実際の広がりはこの3倍以上ではないかとする説も歴史的に出ている。 最小の範囲はもっと狭く、歴史的には8.6から10.1の間であり、光度は4倍である。 絶対最大値から絶対最小値までの明るさの振れ幅（同じ周期で発生しなかった2つの事象）は、合計で1700倍である。 ミラの放射の大部分は赤外線であり、その変動は2等級程度に過ぎない。 光度曲線の形状は、約100日かけて増加し、その2倍の時間をかけて最小に戻るというものである。
Mira の現在の極大値の目安。
- 1999年10月21〜31日
- 2000年9月21〜30日
- 2001年8月21〜31日
- 7月21〜31日, 2002
- Jun 21-30, 2003
- May 21-31, 2004
- Apr 11-20, 2005
- Mar 11-20, 2006
- Feb 01-10, 2006, 2007年
- 2008年1月21日～31日
- 2008年12月21日～31日
- 2009年11月21日～30日
- 2010年10月21日～31日
- 9月21日～30日。 2011年
- 2012年8月27日
- 2013年7月26日
- 2014年5月12日
- 2015年4月9日
- 3月6日。 2016
- Jan 31, 2017
- Dec 29, 2017
- Nov 26, 2018
- Oct 24, 2019
- Sep 20, 2020
- Aug 18, 2021
- Jul 16, 2022
- Jun 13, 2023
北温帯から見ると、ミラは太陽に近いため、一般に3月下旬から6月の間は見えなくなっています。
ミラ変光星の脈動は、星を膨張・収縮させるとともに、その温度も変化させます。 温度は視極大の少し後で最も高くなり、極小の少し前で最も低くなる。 ロスランド半径で測った光球は、視極大の直前で最も小さく、温度が最大になる時刻に近い。 最も大きくなるのは、最低気温になる少し前である。 ボロメトリック光度は温度と半径の2乗の4乗に比例するが、半径は20%以上、温度は10%以下変化する。
Miraでは星が最も高温で最も小さくなる時の近くで光度が最大となる。
ミラの場合、最も光度が高くなるのは、最も高温で最も小さい時である。 可視光の波長で放射されるのはごく一部で、この割合は温度に非常に強く影響される（プランクの法則）。
赤外線VLTIによるミラの位相0.13, 0.18, 0.26, 0.40, 0.47の観測では、半径は最大になった直後の位相0.13の332±38 R☉から最小に近づいた位相0.40の402±46 R☉まで変化していることがわかる。 位相0.13での温度は3,192±200K、最大から最小への約半分の位相0.26では2,918±183Kである。 光度はフェーズ0.13で9,360±3,140 L☉、フェーズ0.26で8,400±2,820 L☉と計算される。
Miraの脈動は、脈動のない星に比べ光球を約50％拡大する効果を持っています。
質量減少編集
NASAの銀河進化望遠鏡（GALEX）によるミラの紫外線研究では、ミラが外縁部から物質を放出し、数万年かけて13光年の長さの尾を残していることが明らかになった。 この尾の原因は、プラズマやガスが圧縮された高温の弓状の波であると考えられています。弓状の波は、ミラAからの恒星風が星間空間のガスと相互作用した結果であり、ミラは秒速130キロメートルという非常に速い速度でこの空間を移動しています。 尾は、弓状の波の先頭から剥ぎ取られた物質からなり、紫外線観測でも確認することができます。 ミラの弓状星雲は、やがて惑星状星雲に進化するが、その形態は星間物質(ISM)を通過する運動の影響をかなり受けると考えられている。
NASAのGalaxy Evolution Explorer (GALEX) で得られたミラのバウショックと尾の紫外線モザイク
Component BEdit
伴星は1995年にハッブル宇宙望遠鏡で主星から70天文単位まで分解され、1997年に結果が発表された。
2007年の観測で、伴星ミラBの周囲に原始惑星系円盤があることがわかりました。 また、この観測から、伴星は当初考えられていた白色矮星ではなく、約0.7太陽質量の主系列星で、スペクトル型はKであることが示唆されました。 しかし2010年、さらなる研究により、ミラBは実際には白色矮星であることが判明しました
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