Mira variable

Les variables Mira ( / ˈmaɪrə / ; 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 dans le domaine visible. Ce sont des géantes rouges aux stades très avancés de leur évolution stellaire , sur la branche asymptotique des géantes (BAG), qui expulseront leurs enveloppes externes sous forme de nébuleuses planétaires et deviendront des naines blanches en quelques millions d'années.

Les variables mira sont des étoiles suffisamment massives pour avoir subi la fusion de l'hélium en leur cœur, mais dont la masse est inférieure à deux masses solaires ce sont 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 enveloppes très étendues. Elles pulsent en raison de l'expansion et de la contraction de l'étoile entière. Ceci engendre une variation de température et de rayon, deux facteurs qui expliquent 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 visibles ne sont pas dues à d'importantes variations de luminosité, mais à un décalage de l'énergie émise entre les longueurs d'onde infrarouges et visibles lorsque les étoiles changent de température au cours de leurs pulsations

Les premiers modèles d'étoiles Mira supposaient que l'étoile conservait une symétrie sphérique durant ce processus (principalement 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 observables avec le télescope IOTA ne présentent pas de symétrie sphérique , un résultat cohérent avec les images antérieures d'étoiles Mira individuelles Il est donc devenu impératif de réaliser une modélisation tridimensionnelle réaliste des étoiles Mira sur supercalculateurs

Les étoiles variables de type Mira peuvent être riches en oxygène ou en carbone. Les étoiles riches en carbone, comme R Leporis, résultent de conditions particulières qui annulent la tendance normale des étoiles AGB à maintenir un surplus d'oxygène par rapport au carbone à leur surface, en raison de remontées de matière . Les étoiles AGB pulsantes, telles que les variables de type Mira, subissent une fusion dans des couches alternées d'hydrogène et d'hélium, ce qui produit une convection profonde périodique appelée remontée de matière . Ces remontées amènent le carbone de la couche d'hélium en combustion vers la surface et donneraient naissance à une étoile riche en carbone. Cependant, dans les étoiles de plus de 4 M☉ environ , une combustion à chaud se produit au fond de la couche convective. Dans ce cas, les régions inférieures de la zone convective sont suffisamment chaudes pour qu'une fusion significative _ducycle CNO ait lieu, détruisant 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 étoiles variables Mira perdent rapidement de la masse et cette matière forme souvent des enveloppes de poussière autour de l'étoile. Dans certains cas, les conditions sont propices à la formation de masers naturels .

Un petit sous-ensemble d'étoiles variables de type Mira semble voir sa période varier au fil du temps : celle-ci augmente ou diminue de manière significative (jusqu'à un facteur trois) sur plusieurs décennies, voire quelques siècles. Ce phénomène serait dû à des pulsations thermiques , au cours desquelles la couche d'hélium réactive la couche d'hydrogène externe . Cela modifie la structure de l'étoile, ce qui se traduit par une variation de période. Ce processus est censé se produire pour toutes les étoiles variables de type Mira, mais la durée relativement courte des pulsations thermiques (quelques milliers d'années tout au plus) par rapport à la durée de vie de l'étoile sur la branche asymptotique des géantes (moins d'un million d'années) explique qu'on ne l'observe que dans quelques-unes des milliers d'étoiles de type Mira connues, peut-être dans R Hydrae . La plupart des étoiles variables de type Mira présentent de légères variations de période d'un cycle à l'autre, probablement dues à un comportement non linéaire de l'enveloppe stellaire, notamment des écarts par rapport à la symétrie sphérique.

Les variables de type Mira sont des cibles prisées des astronomes amateurs intéressés par l'observation des étoiles variables , en raison de leurs variations spectaculaires de luminosité. Certaines variables de type Mira (dont Mira elle-même) ont fait l'objet d'observations fiables remontant à plus d'un siècle.

Liste

La liste suivante contient une sélection de variables Mira. Sauf indication contraire, les magnitudes données sont dans la bande V et les distances proviennent 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 Leonis	4.4	11.3	310	71+5 −4	[5]
S Carinae	4.5	9.9	149	497+22 −20	[6]
R Cassiopeiae	4.7	13,5	430	187+9 −8	[7]
R Horologii	4.7	14.3	408	313+40 −32	[8]
U Orionis	4.8	13.0	377	216+19 −16	[9]
RR Scorpii	5.0	12.4	281	277+18 −16	[10]
R Serpentis	5.2	14.4	356	285+26 −22	[11]
T Cephei	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 Sculptoris	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]
U Cygni	5.9	12.1	463	767+34 −31	[23]
X Ophiuchi	5.9	8.6	338	215+15 −13	[24]
RS Scorpii	6.0	13.0	319	709+306 −164	[25]
RT Sagittaire	6.0	14.1	306	575+48 −41	[26]
RU Sagittaire	6.0	13.8	240	1592+1009 −445	[27]
RT Cygni	6.0	13.1	190	888+47 −43	[28]
R Geminorum	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 Boötis	6.2	13.1	223	702+60 −52	[35]
T Normae	6.2	13.6	244	1116+168 −129	[36]
R Leonis Minoris	6.3	13.2	372	347+653 −137	[37]
S Virginis	6.3	13.2	375	729+273 −156	[38]
R Reticuli	6.4	14.2	281	1553+350 −241	[39]
S Herculis	6.4	13.8	304	477+27 −24	[40]
U 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 Ursae Majoris	6.5	13.7	302	489+54 −44	[44]
R Canum Venaticorum	6.5	12.9	329	661+65 −54	[45]
R Normae	6.5	12.8	496	581+10 000 −360	[46]
T Ursae Majoris	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 Cassiopeiae	6.9	13.0	445	374+37 −31	[52]
R Pegasi	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 Cephei	7.4	12.9	487	531+23 −21	[62]
R Fornacis	7,5	13.0	386	633+44 −38	[63]
RZ Pegasi	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 Boötis	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 Capricorni	8.9	14.9	343	1407+178 −142	[71]
UX Cygni	9.0	17.0	569	5669+10 000 −2760	[72]
LL Pegasi	9,6 K	11,6 K	696	1300	[73]
TY Cassiopeiae	10.1	19.0	645	1328+502 −286	[74]
IK Tauri	10.8	16,5	470	285+36 −29	[75]
CW Leonis	11.0 R	14,8 R	640	95+22 −15	[76]
Caméléon du Texas	11,6 B	17,7 B	557	333+42 −33	[77]
LP Andromède	15.1	17.3	614	400+68 −51	[78]