Mira variable

Les étoiles variables Mira / ˈ m aɪ r ə / (nommées d'après l'étoile prototype Mira ) sont une classe d' étoiles pulsantes caractérisées par des couleurs très rouges, des périodes de pulsation supérieures à 100 jours et des amplitudes supérieures à une magnitude dans l'infrarouge et à 2,5 magnitudes aux longueurs d'onde visuelles. Ce sont des géantes rouges aux tout derniers stades de l'évolution stellaire , sur la branche des géantes asymptotiques (AGB), qui expulseront leurs enveloppes extérieures sous forme de nébuleuses planétaires et deviendront des naines blanches d'ici quelques millions d'années.

Les étoiles variables Mira sont des étoiles suffisamment massives pour avoir subi une fusion d'hélium dans leur noyau, mais qui ont moins de deux masses solaires , des étoiles qui ont déjà perdu environ la moitié de leur masse initiale. Cependant, elles peuvent être des milliers de fois plus lumineuses que le Soleil en raison de leurs très grandes enveloppes distendues. Elles pulsent en raison de l'expansion et de la contraction de l'étoile entière. Cela produit un changement de température ainsi que de rayon, deux facteurs qui provoquent la variation de luminosité . La pulsation dépend de la masse et du rayon de l'étoile et il existe une relation bien définie entre la période et la luminosité (et la couleur). Les très grandes amplitudes visuelles ne sont pas dues à de grands changements de luminosité, mais à un décalage de la production d'énergie entre les longueurs d'onde infrarouges et visuelles lorsque les étoiles changent de température pendant leurs pulsations.

Les premiers modèles d'étoiles Mira supposaient que l'étoile restait sphériquement symétrique au cours de ce processus (en grande partie pour simplifier la modélisation informatique, plutôt que pour des raisons physiques). Une étude récente des étoiles variables Mira a révélé que 75 % des étoiles Mira qui pouvaient être résolues à l'aide du télescope IOTA ne sont pas sphériquement symétriques, un résultat qui est cohérent avec les images précédentes d'étoiles Mira individuelles, il y a donc maintenant une pression pour faire une modélisation tridimensionnelle réaliste des étoiles Mira sur des superordinateurs.

Les étoiles variables Mira peuvent être riches en oxygène ou en carbone. Les étoiles riches en carbone telles que R Leporis naissent d'un ensemble restreint de conditions qui annulent la tendance normale des étoiles AGB à maintenir un surplus d'oxygène sur le carbone à leur surface en raison de remontées d'oxygène . Les étoiles AGB pulsantes telles que les étoiles variables Mira subissent une fusion dans des coquilles alternées d'hydrogène et d'hélium, ce qui produit une convection profonde périodique connue sous le nom de remontées d'oxygène . Ces remontées d'oxygène amènent le carbone de la coquille brûlante d'hélium à la surface et donneraient naissance à une étoile à carbone. Cependant, dans les étoiles au-dessus d'environ 4 M _☉ , une combustion à chaud du fond se produit. C'est lorsque les régions inférieures de la région convective sont suffisamment chaudes pour qu'une fusion significative du cycle CNO se produise, ce qui détruit une grande partie du carbone avant qu'il ne puisse être transporté à la surface. Ainsi, les étoiles AGB plus massives ne deviennent pas riches en carbone.

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

Un petit sous-ensemble de variables Mira semble changer de période au cours du temps : la période augmente ou diminue de manière substantielle (jusqu'à un facteur trois) au cours de plusieurs décennies à quelques siècles. On pense que cela est dû à des impulsions thermiques , où la couche d'hélium rallume la couche d'hydrogène externe . Cela modifie la structure de l'étoile, ce qui se manifeste par un changement de période. Ce processus est censé se produire pour toutes les variables Mira, mais la durée relativement courte des impulsions thermiques (quelques milliers d'années au plus) sur la durée de vie de la branche géante asymptotique de l'étoile (moins d'un million d'années), signifie que nous ne l'observons que dans quelques-unes des milliers d'étoiles Mira connues, peut-être dans R Hydrae . La plupart des variables Mira présentent de légers changements de période d'un cycle à l'autre, probablement causés par un comportement non linéaire de l'enveloppe stellaire, y compris des écarts par rapport à la symétrie sphérique.

Les étoiles variables de Mira sont des cibles populaires pour les astronomes amateurs intéressés par les observations d'étoiles variables , en raison de leurs changements spectaculaires de luminosité. Certaines étoiles variables de Mira (y compris Mira elle-même) ont des observations fiables remontant à plus d'un siècle.

Liste

La liste suivante contient une sélection de variables Mira. Sauf mention contraire, les magnitudes données sont dans la bande V et les distances sont tirées du catalogue d'étoiles Gaia DR2 .

Étoile	Magnitude la plus brillante	Magnitude la plus faible	Période (en jours)	Distance (en parsecs )	Référence
Mira	2.0	10.1	332	92+12 −9	[1]
Chi Cygni	3.3	14.2	408	180+45 −30	[2]
R Hydrae	3.5	10.9	380	224+56 −37	[3]
R Carinae	3.9	10.5	307	387+81 −57	[4]
R Léonis	4.4	11.3	310	71+5 −4	[5]
S Carinae	4.5	9.9	149	497+22 −20	[6]
R Cassiopée	4.7	13.5	430	187+9 −8	[7]
R Horlogerie	4.7	14.3	408	313+40 −32	[8]
L'Orionis	4.8	13.0	377	216+19 −16	[9]
RR Scorpion	5.0	12.4	281	277+18 −16	[10]
R Serpentis	5.2	14.4	356	285+26 −22	[11]
T Céphée	5.2	11.3	388	176+13 −12	[12]
R Aquarii	5.2	12.4	387	320+31 −26	[13]
R Centauri	5.3	11.8	502	385+159 −87	[14]
RR Sagittaire	5.4	14	336	386+48 −38	[15]
R Trianguli	5.4	12.6	267	933+353 −201	[16]
S Sculpteur	5.5	13.6	367	1078+1137 −366	[17]
R Aquilae	5.5	12.0	271	238+27 −22	[18]
R Leporis	5.5	11.7	445	419+15 −14	[19]
W Hydrae	5.6	9.6	390	164+25 −19	[20]
R Andromède	5.8	15.2	409	242+30 −24	[21]
S. Coronae Borealis	5.8	14.1	360	431+60 −47	[22]
Le Cygne	5.9	12.1	463	767+34 −31	[23]
X Ophiuchi	5.9	8.6	338	215+15 −13	[24]
RS Scorpion	6.0	13.0	319	709+306 −164	[25]
RT Sagittaire	6.0	14.1	306	575+48 −41	[26]
Sagittaire russe	6.0	13.8	240	1592+1009 −445	[27]
RT Cygni	6.0	13.1	190	888+47 −43	[28]
R Géminorum	6.0	14.0	370	1514+1055 −441	[29]
S Gruis	6.0	15.0	402	671+109 −82	[30]
V Monocerotis	6.0	13.9	341	426+50 −41	[31]
R Cancri	6.1	11.9	357	226+32 −25	[32]
R Virginis	6.1	12.1	146	530+28 −25	[33]
R Cygni	6.1	14.4	426	674+47 −41	[34]
R Bootis	6.2	13.1	223	702+60 −52	[35]
T Normes	6.2	13.6	244	1116+168 −129	[36]
R Léonis Minoris	6.3	13.2	372	347+653 −137	[37]
S. Virginis	6.3	13.2	375	729+273 −156	[38]
R Réticuli	6.4	14.2	281	1553+350 −241	[39]
S Herculis	6.4	13.8	304	477+27 −24	[40]
L'Herculis	6.4	13.4	404	572+53 −45	[41]
R Octantis	6.4	13.2	407	504+46 −39	[42]
S Pictoris	6.5	14.0	422	574+74 −59	[43]
R Grande Ourse	6.5	13.7	302	489+54 −44	[44]
R Canum Venaticorum	6.5	12.9	329	661+65 −54	[45]
R Normes	6.5	12.8	496	581+10 000 −360	[46]
La Grande Ourse	6.6	13.5	257	1337+218 −164	[47]
R Aurigae	6.7	13.9	458	227+21 −17	[48]
RU Herculis	6.7	14.3	486	511+53 −44	[49]
R Draconis	6.7	13.2	246	662+58 −49	[50]
V. Coronae Borealis	6.9	12.6	358	843+43 −39	[51]
T Cassiopée	6.9	13.0	445	374+37 −31	[52]
R Pégase	6.9	13.8	378	353+35 −29	[53]
V Cassiopée	6.9	13.4	229	298+15 −14	[54]
T. Pavonis	7.0	14.4	244	1606+340 −239	[55]
RS Virginis	7.0	14.6	354	616+81 −64	[56]
Z Cygni	7.1	14.7	264	654+36 −33	[57]
S Orionis	7.2	13.1	434	538+120 −83	[58]
T Draconis	7.2	13.5	422	783+48 −43	[59]
Aurigae UV	7.3	10.9	394	1107+83 −72	[60]
W Aquilae	7.3	14.3	490	321+22 −20	[61]
S Céphée	7.4	12.9	487	531+23 −21	[62]
R Fornacis	7.5	13.0	386	633+44 −38	[63]
RZ Pégase	7.6	13.6	437	1117+88 −76	[64]
RT Aquilae	7.6	14.5	327	352+24 −21	[65]
V Cygni	7.7	13.9	421	458+36 −31	[66]
RR Aquilae	7.8	14.5	395	318+33 −28	[67]
S Bootis	7.8	13.8	271	2589+552 −387	[68]
WX Cygni	8.8	13.2	410	1126+86 −75	[69]
W Draconis	8.9	15.4	279	6057+4469 −1805	[70]
R Capricorne	8.9	14.9	343	1407+178 −142	[71]
UX Cygni	9.0	17.0	569	5669+10 000 −2760	[72]
LL Pégase	9,6 K	11,6 K	696	1300	[73]
TY Cassiopée	10.1	19.0	645	1328+502 −286	[74]
IK Tauri	10.8	16,5	470	285+36 −29	[75]
CW Léonis	11,0 R	14,8 R	640	95+22 −15	[76]
Camelopardalis du Texas	11,6 B	17,7 B	557	333+42 −33	[77]
LP Andromède	15.1	17.3	614	400+68 −51	[78] Plus d articles de Worldlex Wiki Revenez a l index pour explorer davantage de pages sur l histoire, la science, la culture, la geographie et la societe en francais. Explorer l index Mira variable Source Worldlex Wiki Langue Francais Acces Gratuit Worldlex Wiki Encyclopedie et articles de reference en francais A propos Conditions Confidentialite Contact