Este sistema binário em estrela consiste de uma gigante vermelha (Mira, designada Mira A) sofrendo perda de massa e uma anã branca de alta temperatura companheira (Mira B) que está aumentando a massa a partir do primário. Tal arranjo de estrelas é conhecido como um sistema simbiótico e este é o par simbiótico mais próximo do Sol. O exame deste sistema pelo Observatório de Raio-X de Chandra mostra uma troca de massa direta ao longo de uma ponte de matéria desde a anã branca até a primária. As duas estrelas estão actualmente separadas por cerca de 70 unidades astronómicas.

Componente AEdit

Mira em UV e luz visível

Mira A é actualmente uma estrela gigante assimptótica (AGB), na fase AGB termicamente pulsante. Cada pulso dura uma década ou mais, e um tempo da ordem de 10.000 anos passa entre cada pulso. A cada ciclo de pulso Mira aumenta em luminosidade e os pulsos se tornam mais fortes. Isso também causa instabilidade dinâmica em Mira, resultando em mudanças dramáticas na luminosidade e no tamanho em períodos de tempo mais curtos e irregulares.

A forma geral de Mira A tem sido observada a mudar, exibindo pronunciados afastamentos da simetria. Estas parecem ser causadas por manchas brilhantes na superfície que evoluem sua forma em escalas de tempo de 3-14 meses. Observações de Mira A na banda ultravioleta pelo Telescópio Espacial Hubble mostraram uma característica semelhante a uma ameixa apontando para a estrela companheira.

VariabilityEdit

Mira como vista pelo Telescópio Espacial Hubble em Agosto de 1997

Mira A é uma estrela variável, especificamente a variável Mira prototípica. As 6.000 a 7.000 estrelas conhecidas desta classe são todas gigantes vermelhas cujas superfícies pulsam de forma a aumentar e diminuir o brilho ao longo de períodos que vão de cerca de 80 a mais de 1.000 dias.

No caso particular de Mira, os seus aumentos de brilho levam-na a uma magnitude de cerca de 3,5 em média, colocando-a entre as estrelas mais brilhantes da constelação Cetus. Os ciclos individuais também variam; os máximos bem testados vão até a magnitude 2,0 em brilho e até 4,9, um intervalo de quase 15 vezes em brilho, e há sugestões históricas de que a propagação real pode ser três vezes maior ou mais. Os mínimos variam muito menos, e historicamente têm estado entre 8,6 e 10,1, um fator de quatro vezes em luminosidade. O balanço total de brilho do máximo absoluto para o mínimo absoluto (dois eventos que não ocorreram no mesmo ciclo) é de 1.700 vezes. Mira emite a grande maioria de sua radiação no infravermelho, e sua variabilidade nessa faixa é de apenas cerca de duas magnitudes. A forma da sua curva de luz é de um aumento ao longo de cerca de 100 dias, e o retorno ao mínimo demora o dobro do tempo.

Máximas aproximadas contemporâneas para Mira:

Pulsations in χ Cygni, mostrando a relação entre a curva de luz visual, temperatura, raio e luminosidade típica das estrelas variáveis Mira

Das latitudes temperadas do norte, Mira geralmente não é visível entre o final de março e junho devido à sua proximidade com o Sol. Isto significa que às vezes vários anos podem passar sem que ela apareça como um objeto olho nu.

As pulsações das variáveis Mira causam a expansão e contração da estrela, mas também a alteração de sua temperatura. A temperatura é mais alta ligeiramente após o máximo visual, e mais baixa ligeiramente antes do mínimo. A fotosfera, medida no raio Rosseland, é a menor um pouco antes do máximo visual e próxima ao tempo da temperatura máxima. O tamanho maior é atingido um pouco antes do tempo da temperatura mais baixa. A luminosidade bolométrica é proporcional à quarta potência da temperatura e ao quadrado do raio, mas o raio varia em mais de 20% e a temperatura em menos de 10%.

Em Mira, a maior luminosidade ocorre perto do tempo em que a estrela é mais quente e menor. A magnitude visual é determinada tanto pela luminosidade como pela proporção da radiação que ocorre nos comprimentos de onda visuais. Apenas uma pequena proporção da radiação é emitida em comprimentos de onda visuais e esta proporção é muito fortemente influenciada pela temperatura (lei de Planck). Combinado com as mudanças de luminosidade geral, isto cria a grande variação de magnitude visual com a máxima ocorrendo quando a temperatura é alta.

Medições infravermelhas de Mira nas fases 0,13, 0,18, 0,26, 0,40 e 0,47, mostram que o raio varia de 332±38 R☉ na fase 0,13 logo após o máximo a 402±46 R☉ na fase 0,40 aproximando-se do mínimo. A temperatura na fase 0,13 é de 3.192±200 K e 2.918±183 K na fase 0,26, cerca da metade do máximo para o mínimo. A luminosidade é calculada em 9.360±3.140 L☉ na fase 0,13 e 8.400±2.820 L☉ na fase 0,26.

As pulsações de Mira têm o efeito de expandir sua fotosfera em cerca de 50% em comparação com uma estrela não pulsante. No caso de Mira, se ela não era pulsante é modelada para ter um raio de apenas cerca de 240 R☉.

Perda de massaEditar

Estudos de Mira pelo telescópio espacial Galaxy Evolution Explorer (GALEX) da NASA revelaram que ela desprende um rastro de material do envelope externo, deixando uma cauda de 13 anos-luz de comprimento, formada ao longo de dezenas de milhares de anos. Pensa-se que uma onda quente de plasma/gás comprimido é a causa da cauda; a onda de proa é o resultado da interacção do vento estelar de Mira A com o gás no espaço interestelar, através do qual Mira se move a uma velocidade extremamente elevada de 130 quilómetros/segundo (291.000 milhas por hora). A cauda é constituída por material retirado da cabeça da onda de proa, que também é visível em observações ultravioleta. O choque de proa de Mira irá eventualmente evoluir para uma nebulosa planetária, cuja forma será consideravelmente afectada pelo movimento através do meio interestelar (ISM).

Mosaico ultravioleta do choque do arco e cauda de Mira obtido usando o Galaxy Evolution Explorer (GALEX) da NASA

Componente BEdit

A estrela companheira foi resolvida pelo Telescópio Espacial Hubble em 1995, quando eram 70 unidades astronômicas do primário; e os resultados foram anunciados em 1997. As imagens ultravioleta HST e posteriormente as imagens de raios X do telescópio espacial Chandra mostram uma espiral de gás saindo de Mira na direção de Mira B. O período orbital da companheira ao redor de Mira é de aproximadamente 400 anos.

Em 2007, as observações mostraram um disco protoplanetário ao redor da companheira, Mira B. Este disco está sendo acrescido de material no vento solar de Mira e pode eventualmente formar novos planetas. Estas observações também sugeriram que o companheiro era uma estrela de sequência principal de cerca de 0,7 massas solares e tipo espectral K, em vez de uma anã branca, como se pensava originalmente. No entanto, em 2010 mais pesquisas indicaram que a Mira B é, de fato, uma anã branca.