Ten układ podwójny gwiazd składa się z czerwonego olbrzyma (Mira, oznaczona jako Mira A) tracącego masę i wysokotemperaturowego białego karła towarzysza (Mira B), który akreuje masę z gwiazdy głównej. Taki układ gwiazd znany jest jako układ symbiotyczny i jest to najbliższa Słońcu para symbiotyczna tego typu. Badanie tego układu przez Obserwatorium Rentgenowskie Chandra pokazuje bezpośrednią wymianę masy wzdłuż mostu materii od pierwotnej do białego karła. Obie gwiazdy są obecnie rozdzielone o około 70 jednostek astronomicznych.

Składnik AEdit

Mira w świetle UV i widzialnym

Mira A jest obecnie asymptotyczną gwiazdą typu AGB (ang. asymptotic giant branch), w termicznie pulsującej fazie AGB. Każdy puls trwa dekadę lub dłużej, a pomiędzy poszczególnymi pulsami upływa czas rzędu 10 000 lat. Z każdym cyklem pulsowania Mira zwiększa swoją jasność, a impulsy stają się coraz silniejsze. To również powoduje dynamiczną niestabilność w Mirze, skutkującą dramatycznymi zmianami jasności i rozmiarów w krótszych, nieregularnych okresach czasu.

Zaobserwowano, że ogólny kształt Miry A zmienia się, wykazując wyraźne odstępstwa od symetrii. Wydaje się, że są one spowodowane przez jasne plamy na powierzchni, które zmieniają swój kształt w przedziałach czasowych od 3 do 14 miesięcy. Obserwacje Miry A w paśmie ultrafioletowym przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a wykazały cechę przypominającą pióropusz skierowany w stronę gwiazdy towarzyszącej.

ZmiennośćEdit

Mira widziana przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a w sierpniu 1997

Mira A jest gwiazdą zmienną, a konkretnie prototypową zmienną typu Mira. Wśród 6000 do 7000 znanych gwiazd tej klasy wszystkie są czerwonymi olbrzymami, których powierzchnie pulsują w taki sposób, że zwiększają i zmniejszają jasność w okresach od około 80 do ponad 1000 dni.

W szczególnym przypadku Mira, jej wzrosty jasności wynoszą ją średnio do około magnitudo 3,5, co plasuje ją wśród jaśniejszych gwiazd w konstelacji Cetus. Poszczególne cykle również się różnią; dobrze udokumentowane maksima sięgają od 2,0 magnitudo do 4,9 magnitudo, czyli prawie 15-krotny zakres jasności, a istnieją historyczne sugestie, że rzeczywista rozpiętość może być trzykrotnie większa lub większa. Minima mają znacznie mniejszy zakres i historycznie zawierają się w przedziale od 8,6 do 10,1, co stanowi czterokrotny wzrost jasności. Całkowita huśtawka jasności od absolutnego maksimum do absolutnego minimum (dwa zdarzenia, które nie wystąpiły w tym samym cyklu) wynosi 1700 razy. Mira emituje zdecydowaną większość swojego promieniowania w podczerwieni, a jej zmienność w tym paśmie wynosi zaledwie około dwóch magnitudo. Kształt jej krzywej blasku to wzrost w ciągu około 100 dni i powrót do minimum trwający dwa razy dłużej.

Współczesne przybliżone maksima dla Miry:

Pulsacje w χ Cygni, pokazujące zależność pomiędzy wizualną krzywą blasku, temperaturą, promieniem i jasnością typową dla gwiazd zmiennych typu Mira

Z północnych umiarkowanych szerokości geograficznych, Mira jest generalnie niewidoczna pomiędzy końcem marca a czerwcem z powodu bliskości Słońca. Oznacza to, że czasami może upłynąć kilka lat bez pojawienia się jej jako obiektu widocznego gołym okiem.

Pulsacje zmiennej Miry powodują rozszerzanie się i kurczenie gwiazdy, a także zmianę jej temperatury. Temperatura jest najwyższa nieco po wizualnym maksimum, a najniższa nieco przed minimum. Fotosfera, mierzona promieniem Rosselanda, jest najmniejsza tuż przed maksimum wizualnym i blisko czasu maksimum temperatury. Największe rozmiary osiąga nieco przed czasem najniższej temperatury. Luminancja bolometryczna jest proporcjonalna do czwartej potęgi temperatury i kwadratu promienia, ale promień zmienia się o ponad 20%, a temperatura o mniej niż 10%.

W Mirze najwyższa luminancja występuje blisko czasu, gdy gwiazda jest najgorętsza i najmniejsza. Wielkość wizualna jest określana zarówno przez jasność jak i przez część promieniowania, które występuje przy długościach fal wizualnych. Tylko niewielka część promieniowania jest emitowana na długościach fal wizualnych i ta część jest bardzo silnie zależna od temperatury (prawo Plancka). W połączeniu z ogólnymi zmianami jasności, tworzy to bardzo dużą wizualną zmienność wielkości z maksimum występującym gdy temperatura jest wysoka.

Podczerwone pomiary VLTI Miry w fazach 0.13, 0.18, 0.26, 0.40 i 0.47, pokazują, że promień zmienia się od 332±38 R☉ w fazie 0.13 tuż po maksimum do 402±46 R☉ w fazie 0.40 zbliżającej się do minimum. Temperatura w fazie 0.13 wynosi 3,192±200 K i 2,918±183 K w fazie 0.26 mniej więcej w połowie drogi od maksimum do minimum. Obliczono, że jasność wynosi 9 360±3 140 L☉ w fazie 0.13 i 8 400±2 820 L☉ w fazie 0.26.

Pulsacje Miry powodują rozszerzenie jej fotosfery o około 50% w porównaniu do gwiazdy niepulsującej. W przypadku Miry, gdyby nie pulsowała, modeluje się, że jej promień wynosiłby tylko około 240 R☉.

Utrata masyEdit

Badania Miry w ultrafiolecie przez należący do NASA teleskop kosmiczny Galaxy Evolution Explorer (GALEX) ujawniły, że zrzuca ona smugę materiału z zewnętrznej otoczki, pozostawiając ogon o długości 13 lat świetlnych, powstały w ciągu dziesiątek tysięcy lat. Uważa się, że przyczyną powstawania ogona jest gorąca fala łukowa sprężonej plazmy/gazu; fala łukowa jest wynikiem oddziaływania wiatru gwiazdowego z Miry A z gazem w przestrzeni międzygwiezdnej, przez którą Mira porusza się z niezwykle dużą prędkością 130 kilometrów na sekundę (291 000 mil na godzinę). Ogon składa się z materii usuniętej z głowy fali dziobowej, która jest również widoczna w obserwacjach w ultrafiolecie. Buk-wstrząs Miry ostatecznie przekształci się w mgławicę planetarną, na której formę będzie miał znaczący wpływ ruch przez ośrodek międzygwiezdny (ISM).

Ultrafioletowa mozaika szoku dziobowego i ogona Miry uzyskana przy użyciu należącego do NASA Galaxy Evolution Explorer (GALEX)

Składnik BEdit

Główny artykuł: Mira B

Gwiazda towarzysząca została rozwiązana przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a w 1995 roku, gdy znajdowała się 70 jednostek astronomicznych od pierwotnej; a wyniki ogłoszono w 1997 roku. Obrazy ultrafioletowe z HST i późniejsze obrazy rentgenowskie z teleskopu kosmicznego Chandra pokazują spiralę gazu unoszącą się z Miry w kierunku Miry B. Okres orbitalny towarzysza wokół Miry wynosi około 400 lat.

W 2007 roku obserwacje wykazały istnienie dysku protoplanetarnego wokół towarzysza, Miry B. Dysk ten jest akreowany z materiału zawartego w wietrze słonecznym z Miry i może ostatecznie uformować nowe planety. Obserwacje te wskazywały również, że towarzysz jest gwiazdą ciągu głównego o masie około 0,7 masy Słońca i typie widmowym K, a nie białym karłem, jak pierwotnie sądzono. Jednak w 2010 roku dalsze badania wykazały, że Mira B jest w rzeczywistości białym karłem.