Detta binära stjärnsystem består av en röd jätte (Mira, betecknad Mira A) som genomgår massaförlust och en kompanjon (Mira B) som är en vit dvärg med hög temperatur och som ackumulerar massa från den primära stjärnan. Ett sådant arrangemang av stjärnor är känt som ett symbiotiskt system och detta är det närmaste symbiotiska paret till solen. Undersökning av detta system med Chandra X-ray Observatory visar ett direkt massutbyte längs en bro av materia från den primära stjärnan till den vita dvärgen. De två stjärnorna är för närvarande separerade med cirka 70 astronomiska enheter.

Komponent AEdit

Mira i UV- och synligt ljus

Mira A är för närvarande en asymptotisk jättestjärna (AGB), i den termiskt pulserande AGB-fasen. Varje puls varar ett decennium eller mer, och det går en tid i storleksordningen 10 000 år mellan varje puls. Med varje pulscykel ökar Mira i ljusstyrka och pulserna blir starkare. Detta orsakar också dynamisk instabilitet i Mira, vilket resulterar i dramatiska förändringar i luminositet och storlek under kortare, oregelbundna tidsperioder.

Mira A:s övergripande form har observerats förändras och uppvisar uttalade avvikelser från symmetrin. Dessa verkar orsakas av ljusa fläckar på ytan som utvecklar sin form på tidsskalor på 3-14 månader. Observationer av Mira A i det ultravioletta bandet av rymdteleskopet Hubble har visat ett plommonliknande inslag som pekar mot följeslagarstjärnan.

VariabilitetEdit

Mira som den sågs av rymdteleskopet Hubble i augusti 1997

Mira A är en variabel stjärna, närmare bestämt den prototypiska Mira-variabeln. De 6 000 till 7 000 kända stjärnorna i denna klass är alla röda jättar vars ytor pulserar på ett sådant sätt att de ökar och minskar i ljusstyrka under perioder som sträcker sig från cirka 80 till mer än 1 000 dagar.

I det speciella fallet med Mira tar dess ökningar i ljusstyrka upp den till cirka magnitud 3,5 i genomsnitt, vilket placerar den bland de ljusare stjärnorna i stjärnbilden Cetus. Enskilda cykler varierar också; välbevisade maxima går så högt som magnitud 2,0 i ljusstyrka och så lågt som 4,9, en spännvidd nästan 15 gånger i ljusstyrka, och det finns historiska förslag som tyder på att den verkliga spridningen kan vara tre gånger så stor eller mer. Minima varierar mycket mindre, och har historiskt sett legat mellan 8,6 och 10,1, en faktor fyra gånger i ljusstyrka. Den totala svängningen i ljusstyrka från absolut maximum till absolut minimum (två händelser som inte inträffade under samma cykel) är 1 700 gånger. Mira avger den stora majoriteten av sin strålning i det infraröda området, och dess variabilitet i det bandet är endast cirka två magnituder. Ljuskurvan har formen av en ökning under cirka 100 dagar, och återgången till minimum tar dubbelt så lång tid.

Tidigare ungefärliga maxima för Mira:

Pulsationer i χ Cygni, som visar förhållandet mellan den visuella ljuskurvan, temperatur, radie och luminositet som är typiska för Mira variabla stjärnor

Från nordliga tempererade breddgrader är Mira i allmänhet inte synlig mellan slutet av mars och juni på grund av dess närhet till solen. Detta innebär att det ibland kan gå flera år utan att den visas som ett objekt för blotta ögat.

Pulsationerna hos Mira-variablerna gör att stjärnan expanderar och drar ihop sig, men också att den ändrar sin temperatur. Temperaturen är högst strax efter det visuella maximum och lägst strax före minimum. Fotosfären, mätt vid Rosseland-radien, är minst strax före visuellt maximum och nära tiden för maximal temperatur. Den största storleken uppnås strax före tidpunkten för lägsta temperatur. Den bolometriska luminositeten är proportionell mot fjärde potensen av temperaturen och kvadraten på radien, men radien varierar med över 20 % och temperaturen med mindre än 10 %.

I Mira inträffar den högsta luminositeten nära den tidpunkt då stjärnan är varmast och minst. Den visuella magnituden bestäms både av luminositeten och av den andel av strålningen som förekommer vid visuella våglängder. Endast en liten del av strålningen avges vid visuella våglängder och denna andel påverkas mycket starkt av temperaturen (Plancks lag). I kombination med de övergripande luminositetsförändringarna skapar detta den mycket stora visuella storleksvariationen där maximum inträffar när temperaturen är hög.

Infraröda VLTI-mätningar av Mira vid faserna 0,13, 0,18, 0,26, 0,40 och 0,47, visar att radien varierar från 332±38 R☉ vid fas 0,13 strax efter maximum till 402±46 R☉ vid fas 0,40 som närmar sig minimum. Temperaturen vid fas 0.13 är 3 192±200 K och 2 918±183 K vid fas 0.26 ungefär halvvägs från maximum till minimum. Luminositeten beräknas vara 9 360±3 140 L☉ vid fas 0,13 och 8 400±2 820 L☉ vid fas 0,26.

Mira pulsationer har effekten av att expandera sin fotosfär med cirka 50 % jämfört med en icke-pulserande stjärna. Om Mira inte pulserade skulle den enligt modellerna ha en radie på endast cirka 240 R☉.

MassaförlustRedigera

Ultravioletta studier av Mira med hjälp av NASA:s rymdteleskop GALEX (Galaxy Evolution Explorer) har avslöjat att den släpper ett spår av material från det yttre höljet, vilket lämnar en svans som är 13 ljusår lång och som har bildats under tiotusentals år. Man tror att en varm bågvåg av komprimerad plasma/gas är orsaken till svansen. Bågvågen är ett resultat av samspelet mellan stjärnvinden från Mira A och gasen i den interstellära rymden, genom vilken Mira rör sig med en extremt hög hastighet på 130 kilometer/sekund (291 000 miles i timmen). Svansen består av material som tagits bort från bågvågens huvud, vilket också syns i ultravioletta observationer. Miras bågstöt kommer så småningom att utvecklas till en planetarisk nebulosa, vars form kommer att påverkas avsevärt av rörelsen genom det interstellära mediet (ISM).

Ultraviolett mosaik av Miras bågstöt och svans erhållen med hjälp av NASA:s Galaxy Evolution Explorer (GALEX)

Komponent BEdit

Kompanjonstjärnan löstes upp av rymdteleskopet Hubble 1995, då den befann sig 70 astronomiska enheter från huvudstjärnan, och resultaten tillkännagavs 1997. HST:s ultravioletta bilder och senare röntgenbilder från rymdteleskopet Chandra visar en spiral av gas som stiger från Mira i riktning mot Mira B. Kompanjonens omloppstid runt Mira är ungefär 400 år.

År 2007 visade observationer på en protoplanetär skiva runt kompanjonen Mira B. Denna skiva ackreteras från material i solvinden från Mira och skulle så småningom kunna bilda nya planeter. Dessa observationer antydde också att följeslagaren var en huvudsekvensstjärna med cirka 0,7 solmassor och spektraltyp K, i stället för en vit dvärg som man ursprungligen trodde. År 2010 visade dock ytterligare forskning att Mira B i själva verket är en vit dvärg.