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Étoile variable de type Mira

type d'étoile variable, très rouge, à longue période caractérisée par de grandes amplitudes de luminosité
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Les (étoiles) variables de type Mira sont une classe d'étoiles variables, caractérisées par des couleurs très rouges, des périodes de pulsation supérieures à 100 jours, et des amplitudes de luminosité supérieures à une magnitude. Ce sont des étoiles géantes rouges se trouvant dans les dernières étapes de leur évolution stellaire (la branche asymptotique des géantes rouges) qui finiront par expulser leur enveloppe externe en une nébuleuse planétaire et par devenir des naines blanches en quelques millions d'années. Cette classe d'étoile est nommée en référence à l'étoile Mira (o Cet).

Mira, l'étoile prototype des variables de type Mira
Mira

On pense généralement que les variables Mira ont une masse inférieure à deux masses solaires, mais elles peuvent être des centaines de fois plus lumineuses que le Soleil, à cause de leur enveloppe très élargie. Ces étoiles semblent pulser en se contractant et en s'élargissant de manière cyclique, ce qui conduit à un changement à la fois du rayon et de la température, d'où leur variation de luminosité. La période de pulsation est fonction de la masse et du rayon de l'étoile[1],[2]. Les très larges amplitudes de variation de la magnitude visuelle ne sont pas uniquement dues aux grandes variations de luminosité, mais également à un décalage de l'énergie émise dans les longueurs d'onde infrarouge et visible lorsque les étoiles changent de température lors de leurs pulsations[3].

Les premiers modèles d'étoiles Mira supposaient que l'étoile restait à symétrie sphérique durant ce phénomène (principalement pour garder une modélisation simple, plutôt que pour des raisons physiques). Une récente étude d'étoiles variables Mira a trouvé que 75 % des étoiles qui pouvaient être résolues avec le télescope IOTA ne sont pas à symétrie sphérique[4], un résultat qui est cohérent avec les images plus anciennes d'étoiles Mira individuelles[5],[6],[7], si bien qu'il y a maintenant une urgence à faire des modélisations tridimensionnelles réalistes des étoiles Mira sur des superordinateurs[8].

Les variables Mira peuvent être riches en oxygène ou riches en carbone. Les étoiles riches en carbone telles que R Leporis proviennent d'un ensemble étroit de conditions qui contrecarrent la tendance normale des étoiles AGB à maintenir un surplus d'oxygène par rapport au carbone à leur surface à cause des dredge-ups[9]. Les étoiles AGB pulsantes telles que les variables Mira subissent une fusion en coquilles alternant l'hydrogène et l'hélium, ce qui produit des convections profondes périodiques appelées dredge-ups. Ces dredge-ups font monter en surface le carbone produit par la combustion de l'hélium en coquille et produiront une étoile carbonée. Cependant, dans les étoiles de masse supérieure à environ 4 M☉, la combustion "inférieure chaude" se produit. Cela arrive quand les régions inférieures de la zone convective sont assez chaudes pour qu'une fusion significative selon le cycle CN ait lieu, ce qui détruit la majorité du carbone avant qu'il ne soit transporté à la surface. Par conséquent les étoiles AGB les plus massives ne deviennent pas riches en carbone[10].

Les variables Mira perdent rapidement de la masse et cette matière forme souvent des couches de poussière autour de l'étoile. Dans certains cas, les conditions sont favorables à la formation de masers naturels[11].

Bien que la plupart des variables Mira soient très similaires en ce qui concerne leur comportement et leur structure, il s'agit d'une classe hétérogène d'étoiles variables, à cause notamment des différences d'âge, de masse, de période de pulsation, et de composition chimique.

Une petite fraction des variables de type Mira semblent changer de période de pulsation au cours du temps, cette période augmentant ou diminuant de façon significative (jusqu'à un facteur trois) sur une durée de plusieurs décennies ou plusieurs siècles. On pense que ceci est causé par des modifications de température, une « coque » d'hydrogène proche de la surface de l'étoile pouvant devenir assez chaude et dense pour commencer des réactions de fusion nucléaire. Ceci modifie la structure de l'étoile, ce qui se manifeste par un changement de période. Ce processus est prévu par la théorie pour toutes les variables Mira, mais la durée relativement courte des pulsations thermiques (quelques milliers d'années) comparée à la durée de vie d'une étoile sur la branche asymptotique des géantes (plusieurs millions d'années) fait que l'on ne constate ce phénomène que sur quelques-unes des milliers de variables Mira connues, dont peut-être R Hydrae[12]. La plupart des variables Mira présentent de légers changements de période cycle à cycle, probablement à cause d'un comportement non linéaire de l'enveloppe stellaire dont des écarts à la symétrie sphérique[13],[14].

Liste

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La liste ci-dessous contient des variables de type Mira sélectionnées pour leur intérêt en astronomie amateur ou professionnelle. Sauf mention contraire, les magnitudes indiquées sont en bande V.

Étoile
 Magnitude
maximale 		Magnitude
minimale 		Période
(en jours)
 Distance
(en parsecs)
Mira 2.0 10.1 332 92
Chi Cygni 3.3 14.2 408 181
R Hydrae 3.5 10.9 380 124
R Carinae 3.9 10.5 307 158
R Leonis 4.4 11.3 310 71
S Carinae 4.5 9.9 149 546
R Cassiopeiae 4.7 13.5 430 126
R Horologii 4.7 14.3 405 210
R Doradus 4.8 6.6 338 55
U Orionis 4.8 13.0 377 437
RR Scorpii 5.0 12.4 281 353
R Serpentis 5.2 14.4 356 209
T Cephei 5.2 11.3 388 188
R Aquarii 5.2 12.4 387 362
R Centauri 5.3 11.8 502 385
RR Sagittarii 5.4 14 336 1330
R Trianguli 5.4 12.6 267 294
S Sculptoris 5.5 13.6 367 337
R Aquilae 5.5 12.0 271 422
R Leporis 5.5 11.7 445 413
W Hydrae 5.6 9.6 390 104
R Andromedae 5.8 15.2 409 386
S Coronae Borealis 5.8 14.1 360 541
U Cygni 5.9 12.1 463 518
X Ophiuchi 5.9 8.6 338
RS Scorpii 6.0 13.0 319 180
RT Sagittarii 6.0 14.1 306 952
RU Sagittarii 6.0 13.8 240
RT Cygni 6.0 13.1 190
R Geminorum 6.0 14.0 370
S Gruis 6.0 15.0 402 446
V Monocerotis 6.0 13.9 341 395
R Cancri 6.1 11.9 357 633
R Virginis 6.1 12.1 146 606
R Cygni 6.1 14.4 426
R Bootis 6.2 13.1 223
T Normae 6.2 13.6 244 277
R Leonis Minoris 6.3 13.2 372 347
S Virginis 6.3 13.2 375 1110
R Reticuli 6.4 14.2 281 820
S Herculis 6.4 13.8 304
U Herculis 6.4 13.4 404 235
R Octantis 6.4 13.2 407 602
S Pictoris 6.5 14.0 422 407
R Ursae Majoris 6.5 13.7 302 415
R Canum Venaticorum 6.5 12.9 329 962
R Normae 6.5 12.8 496 581
T Ursae Majoris 6.6 13.5 257 1250
R Aurigae 6.7 13.9 458 422
RU Herculis 6.7 14.3 481 1040
R Draconis 6.7 13.2 246 769
V Coronae Borealis 6.9 12.6 358 2700
S Cassiopeiae 6.9 13.0 445 1220
R Pegasi 6.9 13.8 378 287
V Cassiopeiae 6.9 13.4 229 467
T Pavonis 7.0 14.0 244
RS Virginis 7.0 14.6 354
Z Cygni 7.1 14.7 264
S Orionis 7.2 13.1 434 1120
UV Aurigae 7.3 10.9 394
T Draconis 7.2 13.5 422
W Aquilae 7.3 14.3 490
S Cephei 7.4 12.9 487 407
R Fornacis 7.5 13.0 386 690
RZ Pegasi 7.6 13.6 437 206
RT Aquilae 7.6 14.5 327
V Cygni 7.7 13.9 421 366
RR Aquilae 7.8 14.5 395 521
S Bootis 7.8 13.8 271 680
WX Cygni 8.8 13.2 410
W Draconis 8.9 15.4 279
UX Cygni 9.0 17.0 569
R Capricorni 8.5[15] 15.1 340 [16]
IK Tauri 10.8 16.5 470
CIT 13 10.8 13.7 470
TX Camelopardalis 11.6 B 17.7 B 557
IRC +10216 11.0 R 14.8 R 630
OH 231.8+4.2 8.31 J 9.47 J 648
NV Aurigae 3.3 H 6.2 H 635
AFGL 2290 7.5 H 9.3 H
WX Piscium 0.9 K 4.3 K 660
LP Andromedae 1.8 K 3.7 K 614
IRC -10529 2.2 K 3.2 K 680
He 2-104 6.3 K 7.1 K
OH 26.5+0.6 6.9 K 10.8 K
LL Pegasi 9.6 K 11.6 K
OH 127.8+00 1.57 L 3.02 L
OH 32.8-0.3 3.9 L 7.2 L
TY Cassiopeiae 11.5 photographique 17.5 photographique 645
WX Serpentis 12.0 photographique 16.0 photographique 425

Références

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  1. ↑ I.S. Glass et T. Lloyd Evans, « A period-luminosity relation for Mira variables in the Large Magellanic Cloud », Nature, Macmillan, vol. 291, no 5813,‎ , p. 303–4 (DOI 10.1038/291303a0, Bibcode 1981Natur.291..303G)
  2. ↑ Timothy R. Bedding et Albert A. Zijlstra, « [ITAL]Hipparcos[/ITAL] Period-Luminosity Relations for Mira and Semiregular variables », The Astrophysical Journal, vol. 506,‎ , p. L47 (DOI 10.1086/311632, Bibcode 1998ApJ...506L..47B, arXiv astro-ph/9808173)
  3. ↑ Beverly J. Smith, David Leisawitz, Michael W. Castelaz et Donald Luttermoser, « Infrared Light Curves of Mira Variable Stars from [ITAL]COBE[/ITAL] DIRBE Data », The Astronomical Journal, vol. 123, no 2,‎ , p. 948 (DOI 10.1086/338647, Bibcode 2002AJ....123..948S, arXiv astro-ph/0111151)
  4. ↑ Ragland, W. A. Traub, J.-P. Berger, W. C. Danchi, J. D. Monnier, L. A. Willson, N. P. Carleton, M. G. Lacasse, R. Millan-Gabet, E. Pedretti, F. P. Schloerb, W. D. Cotton, C. H. Townes, M. Brewer, P. Haguenauer, P. Kern, P. Labeye, F. Malbet, D. Malin, M. Pearlman, K. Perraut, K. Souccar et G. Wallace, « First Surface-resolved Results with the Infrared Optical Telescope Array Imaging Interferometer: Detection of Asymmetries in Asymptotic Giant Branch Stars », The Astrophysical Journal, vol. 652,‎ , p. 650 (DOI 10.1086/507453, Bibcode 2006ApJ...652..650R, arXiv astro-ph/0607156)
  5. ↑ C. A. Haniff, A. M. Ghez, P. W. Gorham, S. R. Kulkarni, K. Matthews et G. Neugebauer, « Optical aperture synthetic images of the photosphere and molecular atmosphere of Mira », Astronomical Journal, vol. 103,‎ , p. 1662 (DOI 10.1086/116182, Bibcode 1992AJ....103.1662H)
  6. ↑ M. Karovska, P. Nisenson, C. Papaliolios et R. P. Boyle, « Asymmetries in the atmosphere of Mira », Astrophysical Journal, vol. 374,‎ , p. L51 (DOI 10.1086/186069, Bibcode 1991ApJ...374L..51K)
  7. ↑ P. G. Tuthill, C. A. Haniff et J. E. Baldwin, « Surface imaging of long-period variable stars », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 306, no 2,‎ , p. 353 (DOI 10.1046/j.1365-8711.1999.02512.x, Bibcode 1999MNRAS.306..353T)
  8. ↑ B. Freytag et S. Höfner, « Three-dimensional simulations of the atmosphere of an AGB star », Astronomy and Astrophysics, vol. 483, no 2,‎ , p. 571 (DOI 10.1051/0004-6361:20078096, Bibcode 2008A&A...483..571F)
  9. ↑ Michael W. Feast, Patricia A. Whitelock et John W. Menzies, « Carbon-rich Mira variables: Kinematics and absolute magnitudes », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 369, no 2,‎ , p. 791 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2006.10324.x, Bibcode 2006MNRAS.369..791F, arXiv astro-ph/0603506)
  10. ↑ Richard J. Stancliffe, Robert G. Izzard et Christopher A. Tout, « Third dredge-up in low-mass stars: Solving the Large Magellanic Cloud carbon star mystery », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, vol. 356,‎ , p. L1 (DOI 10.1111/j.1745-3933.2005.08491.x, Bibcode 2005MNRAS.356L...1S, arXiv astro-ph/0410227)
  11. ↑ M. Wittkowski, D. A. Boboltz, K. Ohnaka, T. Driebe et M. Scholz, « The Mira variable S Orionis: Relationships between the photosphere, molecular layer, dust shell, and SiO maser shell at 4 epochs », Astronomy and Astrophysics, vol. 470,‎ , p. 191 (DOI 10.1051/0004-6361:20077168, Bibcode 2007A&A...470..191W, arXiv 0705.4614)
  12. ↑ A. A. Zijlstra, T. R. Bedding et J. A. Mattei, « The evolution of the Mira variable R Hydrae », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 334, no 3,‎ , p. 498 (DOI 10.1046/j.1365-8711.2002.05467.x, Bibcode 2002MNRAS.334..498Z, arXiv astro-ph/0203328)
  13. ↑ M. R. Templeton, J. A. Mattei et L. A. Willson, « Secular Evolution in Mira Variable Pulsations », The Astronomical Journal, vol. 130, no 2,‎ , p. 776 (DOI 10.1086/431740, Bibcode 2005AJ....130..776T, arXiv astro-ph/0504527)
  14. ↑ Albert A. Zijlstra et Timothy R. Bedding, « Period Evolution in Mira Variables », Journal of the American Association of Variable Star Observers, vol. 31,‎ , p. 2 (Bibcode 2002JAVSO..31....2Z)
  15. ↑ « R Capricorni / aavso », sur aavso.org (consulté le ).
  16. ↑ Discovered in 1848 by Hind. Patrick Moore et Robin Rees, Patrick Moore's Data Book of Astronomy, Cambridge University Press, , second éd. (ISBN 978-1-139-49522-6, lire en ligne), p. 323
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