Acest sistem stelar binar este format dintr-o gigantă roșie (Mira, numită Mira A) care pierde masă și o pitică albă de înaltă temperatură (Mira B) care acumulează masă de la satelitul primar. Un astfel de aranjament de stele este cunoscut sub numele de sistem simbiotic și aceasta este cea mai apropiată astfel de pereche simbiotică de Soare. Examinarea acestui sistem de către Observatorul de raze X Chandra arată un schimb direct de masă de-a lungul unei punți de materie de la satelitul primar la pitica albă. Cele două stele sunt în prezent separate de aproximativ 70 de unități astronomice.

Componenta AEdit

Mira în lumină UV și vizibilă

Mira A este în prezent o stea cu ramură gigantică asimptotică (AGB), aflată în faza de pulsație termică AGB. Fiecare puls durează un deceniu sau mai mult, iar între fiecare puls trece o perioadă de timp de ordinul a 10.000 de ani. Cu fiecare ciclu de impulsuri, Mira crește în luminozitate, iar impulsurile devin mai puternice. Acest lucru cauzează, de asemenea, instabilitate dinamică în Mira, rezultând schimbări dramatice de luminozitate și mărime în perioade de timp mai scurte și neregulate.

S-a observat că forma generală a Mira A se schimbă, prezentând abateri pronunțate de la simetrie. Acestea par a fi cauzate de pete luminoase de pe suprafață care își evoluează forma pe scări de timp de 3-14 luni. Observațiile lui Mira A în banda ultravioletă de către Telescopul Spațial Hubble au arătat o trăsătură asemănătoare unei pene îndreptată spre steaua companion.

VariabilitateEdit

Mira așa cum a fost văzută de Telescopul Spațial Hubble în august 1997

Mira A este o stea variabilă, mai precis variabila Mira prototipică. Cele 6.000 până la 7.000 de stele cunoscute din această clasă sunt toate gigantice roșii ale căror suprafețe pulsează în așa fel încât să crească și să scadă în luminozitate pe perioade cuprinse între aproximativ 80 și peste 1.000 de zile.

În cazul particular al Mira, creșterile sale de luminozitate o duc până la aproximativ magnitudinea 3,5 în medie, plasând-o printre cele mai strălucitoare stele din constelația Cetus. Ciclurile individuale variază și ele; maximele bine atestate ajung până la magnitudinea 2,0 în luminozitate și până la 4,9, un interval de aproape 15 ori în luminozitate, și există sugestii istorice că răspândirea reală ar putea fi de trei ori mai mare sau chiar mai mare. Minimele variază mult mai puțin și, din punct de vedere istoric, au fost cuprinse între 8,6 și 10,1, un factor de patru ori în ceea ce privește luminozitatea. Oscilația totală a luminozității de la maximul absolut la minimul absolut (două evenimente care nu au avut loc în același ciclu) este de 1.700 de ori. Mira emite marea majoritate a radiațiilor sale în infraroșu, iar variabilitatea sa în această bandă este de numai aproximativ două magnitudini. Forma curbei sale de lumină este de creștere în aproximativ 100 de zile, iar revenirea la minim durează de două ori mai mult.

Maximale aproximative contemporane pentru Mira:

Pulsations in χ Cygni, care arată relația dintre curba luminoasă vizuală, temperatura, raza și luminozitatea tipică stelelor variabile Mira

De la latitudini temperate nordice, Mira nu este în general vizibilă între sfârșitul lunii martie și luna iunie, din cauza apropierii sale de Soare. Acest lucru înseamnă că, uneori, pot trece mai mulți ani fără ca ea să apară ca obiect cu ochiul liber.

Pulsațiile variabilelor Mira fac ca steaua să se dilate și să se contracte, dar și să își schimbe temperatura. Temperatura este cea mai ridicată puțin după maximul vizual și cea mai scăzută puțin înainte de minim. Fotosfera, măsurată la raza Rosseland, este cea mai mică chiar înainte de maximul vizual și aproape de momentul temperaturii maxime. Cea mai mare dimensiune este atinsă cu puțin înainte de momentul celei mai scăzute temperaturi. Luminozitatea bolometrică este proporțională cu puterea a patra a temperaturii și cu pătratul razei, dar raza variază cu peste 20%, iar temperatura cu mai puțin de 10%.

În Mira, cea mai mare luminozitate are loc aproape de momentul în care steaua este cea mai fierbinte și cea mai mică. Magnitudinea vizuală este determinată atât de luminozitate, cât și de proporția de radiație care apare la lungimi de undă vizuale. Doar o mică parte din radiație este emisă la lungimi de undă vizuale, iar această proporție este foarte puternic influențată de temperatură (legea lui Planck). Combinată cu modificările globale ale luminozității, aceasta creează o variație foarte mare a magnitudinii vizuale, maximul având loc atunci când temperatura este ridicată.

Măsurătorile VLTI în infraroșu ale Mira la fazele 0,13, 0,18, 0,26, 0,40 și 0,47 arată că raza variază de la 332±38 R☉ la faza 0,13 imediat după maxim la 402±46 R☉ la faza 0,40 care se apropie de minim. Temperatura la faza 0,13 este de 3.192±200 K și de 2.918±183 K la faza 0,26, aproximativ la jumătatea distanței dintre maxim și minim. Luminozitatea este calculată ca fiind de 9.360±3.140 L☉ la faza 0,13 și de 8.400±2.820 L☉ la faza 0,26.

Pulsațiile lui Mira au ca efect extinderea fotosferei sale cu aproximativ 50% în comparație cu o stea care nu pulsează. În cazul Mira, dacă nu ar fi pulsat, aceasta ar fi avut, conform modelului, o rază de numai aproximativ 240 R☉.

Pierderea de masăEdit

Studiile în ultraviolete ale Mira efectuate de telescopul spațial Galaxy Evolution Explorer (GALEX) al NASA au dezvăluit că aceasta pierde o dâră de material din învelișul exterior, lăsând o coadă de 13 ani-lumină în lungime, formată în zeci de mii de ani. Se crede că o undă în arc fierbinte de plasmă/gaz comprimat este cauza cozii; unda în arc este rezultatul interacțiunii vântului stelar din Mira A cu gazul din spațiul interstelar, prin care Mira se deplasează cu o viteză extrem de mare, de 130 de kilometri/secundă (291.000 de mile pe oră). Coada este formată din material desprins din capul undei de arc, care este, de asemenea, vizibilă în observațiile în ultraviolete. Arcul-șoc al lui Mira va evolua în cele din urmă într-o nebuloasă planetară, a cărei formă va fi influențată considerabil de mișcarea prin mediul interstelar (ISM).

Mozaic în ultraviolete al șocului de arc și al cozii lui Mira obținut cu ajutorul Galaxy Evolution Explorer (GALEX) al NASA

Componenta BEdit

Steaua companion a fost rezolvată de Telescopul Spațial Hubble în 1995, când se afla la 70 de unități astronomice de satelitul primar; iar rezultatele au fost anunțate în 1997. Imaginile ultraviolete HST și mai târziu imaginile cu raze X realizate de telescopul spațial Chandra arată o spirală de gaz care se ridică din Mira în direcția Mira B. Perioada orbitală a companionului în jurul lui Mira este de aproximativ 400 de ani.

În 2007, observațiile au arătat un disc protoplanetar în jurul companionului, Mira B. Acest disc este acaparat de materialul din vântul solar de la Mira și ar putea în cele din urmă să formeze noi planete. Aceste observații au sugerat, de asemenea, că companionul era o stea de secvență principală de aproximativ 0,7 mase solare și de tip spectral K, în loc de o pitică albă, așa cum se credea inițial. Cu toate acestea, în 2010, alte cercetări au indicat că Mira B este, de fapt, o pitică albă.

.