Dit dubbelstersysteem bestaat uit een rode reus (Mira, aangeduid als Mira A) die massa verliest en een witte dwerg metgezel met hoge temperatuur (Mira B) die massa van de primaire reus aan het toevoegen is. Zo’n opstelling van sterren staat bekend als een symbiotisch systeem en dit is het symbiotische paar dat het dichtst bij de zon staat. Onderzoek van dit systeem door het Chandra X-ray Observatory laat een directe massa-uitwisseling zien langs een brug van materie van de primaire naar de witte dwerg. De twee sterren zijn momenteel ongeveer 70 astronomische eenheden van elkaar verwijderd.

Component AEdit

Mira in UV en zichtbaar licht

Mira A is momenteel een asymptotische reuzentak (AGB) ster, in de thermisch pulserende AGB-fase. Elke puls duurt een decennium of langer, en tussen elke puls verstrijkt een periode van zo’n 10.000 jaar. Met elke pulscyclus neemt de helderheid van Mira toe en worden de pulsen sterker. Dit veroorzaakt ook dynamische instabiliteit in Mira, wat resulteert in dramatische veranderingen in helderheid en grootte over kortere, onregelmatige tijdsperioden.

De algemene vorm van Mira A is waargenomen om te veranderen, en vertoont uitgesproken afwijkingen van symmetrie. Deze schijnen veroorzaakt te worden door heldere plekken op het oppervlak die hun vorm veranderen op tijdschalen van 3-14 maanden. Waarnemingen van Mira A in de ultraviolet band door de Hubble Space Telescope hebben een pluimachtige eigenschap laten zien die naar de begeleidende ster wijst.

VariabiliteitEdit

Mira zoals gezien door de Hubble Space Telescope in augustus 1997

Mira A is een veranderlijke ster, in het bijzonder de prototypische Mira veranderlijke. De 6.000 tot 7.000 bekende sterren van deze klasse zijn allemaal rode reuzen waarvan het oppervlak pulseert op een zodanige manier dat de helderheid toeneemt en afneemt over perioden variërend van ongeveer 80 tot meer dan 1.000 dagen.

In het specifieke geval van Mira neemt de helderheid toe tot gemiddeld ongeveer magnitude 3,5, waarmee het een van de helderste sterren in het sterrenbeeld Cetus is. Individuele cycli variëren ook; goed geteste maxima gaan tot magnitude 2,0 in helderheid en tot 4,9, een bereik van bijna 15 keer in helderheid, en er zijn historische suggesties dat de werkelijke spreiding drie keer zo groot kan zijn of meer. Minima variëren veel minder, en liggen historisch tussen 8,6 en 10,1, een factor vier in helderheid. De totale schommeling in helderheid van absoluut maximum tot absoluut minimum (twee gebeurtenissen die niet in dezelfde cyclus voorkwamen) is 1.700 maal. Mira zendt het overgrote deel van zijn straling uit in het infrarood, en zijn variabiliteit in die band is slechts ongeveer twee magnitudes. De vorm van haar lichtkromme is een toename over ongeveer 100 dagen, en de terugkeer naar het minimum duurt twee keer zo lang.

Huidige maxima voor Mira:

Pulsaties in χ Cygni, die het verband toont tussen de visuele lichtkromme, de temperatuur, de straal en de helderheid die typisch zijn voor Mira-variabele sterren

Vanop gematigde breedten in het noorden is Mira gewoonlijk niet zichtbaar tussen eind maart en juni, vanwege de nabijheid van de zon. Dit betekent dat er soms jaren voorbij gaan zonder dat de ster met het blote oog te zien is.

De pulsaties van de Mira-variabelen zorgen ervoor dat de ster uitzet en inkrimpt, maar ook dat zijn temperatuur verandert. De temperatuur is het hoogst iets na het visuele maximum, en het laagst iets voor het minimum. De fotosfeer, gemeten aan de Rosselandstraal, is het kleinst vlak voor het visuele maximum en dicht bij het tijdstip van de maximumtemperatuur. De grootste afmeting wordt iets vóór het tijdstip van de laagste temperatuur bereikt. De bolometrische helderheid is evenredig met de vierde macht van de temperatuur en het kwadraat van de straal, maar de straal varieert met meer dan 20% en de temperatuur met minder dan 10%.

In Mira komt de hoogste helderheid voor dicht bij het tijdstip waarop de ster het heetst en het kleinst is. De visuele helderheid wordt zowel bepaald door de lichtkracht als door het deel van de straling dat zich op visuele golflengten voordoet. Slechts een klein deel van de straling wordt uitgezonden op zichtbare golflengten en dit deel wordt zeer sterk beïnvloed door de temperatuur (wet van Planck). Gecombineerd met de veranderingen in de totale lichtkracht, zorgt dit voor de zeer grote visuele magnitude variatie met het maximum wanneer de temperatuur hoog is.

Infrarood VLTI metingen van Mira in de fasen 0.13, 0.18, 0.26, 0.40, en 0.47, laten zien dat de straal varieert van 332±38 R☉ in fase 0.13 net na het maximum tot 402±46 R☉ in fase 0.40 die het minimum nadert. De temperatuur in fase 0.13 is 3.192±200 K en 2.918±183 K in fase 0.26 ongeveer halverwege van maximum naar minimum. De lichtkracht is berekend op 9.360±3.140 L☉ in fase 0.13 en 8.400±2.820 L☉ in fase 0.26.

De pulsaties van Mira hebben tot gevolg dat de fotosfeer met ongeveer 50% uitzet, vergeleken met een ster die niet pulseert. In het geval van Mira, als hij niet zou pulseren, zou hij volgens het model een straal van slechts ongeveer 240 R☉ hebben.

MassaverliesEdit

Ultravioletonderzoek van Mira door NASA’s ruimtetelescoop Galaxy Evolution Explorer (GALEX) heeft uitgewezen dat hij een spoor van materiaal uit zijn buitenste schil achterlaat, een staart van 13 lichtjaar lang, die in tienduizenden jaren is gevormd. Men denkt dat een hete booggolf van samengeperst plasma/gas de oorzaak is van de staart; de booggolf is een gevolg van de interactie van de stellaire wind van Mira A met gas in de interstellaire ruimte, waar Mira doorheen beweegt met een extreem hoge snelheid van 130 kilometer per seconde (291.000 mijl per uur). De staart bestaat uit materiaal dat is gestript van de kop van de booggolf, die ook zichtbaar is in ultraviolette waarnemingen. De boeggolf van Mira zal uiteindelijk evolueren tot een planetaire nevel, waarvan de vorm aanzienlijk zal worden beïnvloed door de beweging door het interstellaire medium (ISM).

Ultraviolet mozaïek van de boogschok en staart van Mira, verkregen met NASA’s Galaxy Evolution Explorer (GALEX)

Component BEdit

De begeleiderster werd in 1995 door de Hubble-ruimtetelescoop opgelost, toen zij 70 astronomische eenheden van de primaire ster verwijderd was; de resultaten werden in 1997 bekendgemaakt. De ultraviolette opnamen van de HST en latere röntgenopnamen van de Chandra ruimtetelescoop laten een spiraal zien van gas dat uit Mira opstijgt in de richting van Mira B. De omlooptijd van de begeleider rond Mira is ongeveer 400 jaar.

In 2007 toonden waarnemingen een protoplanetaire schijf rond de begeleider, Mira B. Deze schijf wordt geaccreteerd uit materiaal in de zonnewind van Mira en zou uiteindelijk nieuwe planeten kunnen vormen. Deze waarnemingen duidden er ook op dat de begeleider een hoofdreeksster is van ongeveer 0,7 zonsmassa’s en spectraaltype K, in plaats van een witte dwerg zoals oorspronkelijk werd gedacht. In 2010 wees verder onderzoek echter uit dat Mira B wel degelijk een witte dwerg is.