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Mis à jour
le 18/08/17
 Variables de type Mira
 
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Mira Ceti

Le nom Mira signifie Merveilleuse. Elle se situe dans la constellation de la Baleine (Cetus). Son nom complet est donc Mira Ceti (Ceti étant le génitif de Cetus). Elle a été nommée ainsi à cause de sa variabilité, qui apparaissait extraordinaire. Elle a été découverte en 1596. C’est une géante rouge de type spectral M, dont la luminosité varie avec une période de 330 jours. Sa taille varie de 50 % et sa luminosité de 7 magnitudes, soit 600 fois.

Définition

Les étoiles de type Mira présentent un taux de perte de masse très élevé, de l’ordre de 10-6 M / an. Cette perte de masse importante leur évite l’explosion en supernova. Certaines produisent des nébuleuses planétaires, les autres se transforment directement en naines blanches.

Les Miras ont une immense atmosphère puisque ce sont des géantes, mais certaines sont aussi enveloppées dans une coquille de poussières. Elles se signalent par leur émission infrarouge.

Période et courbe de lumière

L’AAVSO (American Association of Variable Star Observers) est un groupe d’observateurs d’étoiles variables très actif qui produit en particulier des courbes de lumière sur de longues périodes. Celles-ci permettent de suivre précisément l’évolution à long terme de ces étoiles.


courbe de lumière de X Cam AAVSO

X Cam est une variable de type Mira de période 144 jours. Sa courbe de lumière est assez régulière. Sa période est inférieure à 200 jours, la courbe de lumière est symétrique, et l’amplitude est faible.

Les dates sous la courbe sont données en jours juliens. Le JJ 2 442 300 correspond au 9 septembre 1974 à midi, et le JJ 2 443 100 correspond au 17 novembre 1976 à midi.

Pourtant, de nombreuses Miras présentent une courbe de lumière irrégulière à première vue. Leur période n’est pas rigoureusement constante, et leurs maxima et minima n’atteignent pas toujours la même magnitude. Cependant, une analyse plus fine permet de mettre en évidence une autre périodicité, qui modifie la première et affecte les extrema. Cette seconde périodicité est attribuée à la présence d’une coquille de poussières entourant l’étoile.

Les Miras de courte période (moins de 200 jours) ont une courbe de lumière symétrique : la montée de lumière et la descente sont en miroir l’une de l’autre, elles ont la même pente en valeur absolue. Par contre, les plus lentes ont une montée de lumière plus abrupte, et une descente plus calme. Mira Ceti elle-même est dans ce cas (période de 333 jours). Les Miras de période supérieure à 300 jours ont une plus grande amplitude de variation. C’est le cas de Mira Ceti :


courbe de lumière de Mira Ceti AAVSO

χ Cygni

χ Cygni enfin, est caractéristique des variables de période supérieure à 3.300 jours. L’amplitude de la courbe est très grande, la montée est abrupte, et irrégulière.


courbe de lumière de χ Cygni AAVSO

χ Cyg est une variable de type Mira, à 550 AL de nous. Elle a été imagée par l’interféromètre IOTA (Infrared Optical Telescope Array). Remarquez tout particulièrement l’image du mois de mai 2005, qui montre clairement que l’étoile n’a pas la symétrie sphérique ! Imaginez le soleil en forme de patate…


images intreférométriques de χ Cyg Sylvestre Lacour (Observatoire de Paris)

Comme son nom l’indique, IOTA observe dans l’infrarouge, ce qui est primordial dans ce cas. En effet, χ Cyg est entourée d’un nuage de gaz et de poussières, qui ne permettent pas d’observer dans le visible.

L’étoile pulse en 408 jours, et son rayon varie entre 180 et 300 millions de kilomètres (ce qui correspond à 60 % de son rayon ; à son maximum, elle engloberait la planète Mars). Sa masse est de 0,88 ± 0,04 M

IOTA a permi de l’observer pendant toute sa variation, car son pouvoir séparateur est celui d’un instrument de 100 m de diamètre. Ainsi, on commence à visualiser le comportement d’une telle étoile, qui n’est plus seulement un modèle probable.


crédit : Sylvestre Lacour, Observatoire de Paris

Les images constituant ce film montrent la surface de l’étoile χ Cygni. Elles ont été obtenues avec IOTA, dans l’infrarouge, sur une grande durée. Les informations de brillance ont été fournies par l’AAVSO (American Association of Variable Star Observers). La période de variation est de 408 jours.

De plus, on distingue des détails à sa surface. Tout d’abord, l’augmentation de rayon n’est pas parfaitement symétrique, comme les modèles le supposaient. On voit nettement sur le film que l’étoile se déforme un peu au cours de sa variation.

Mais on voit aussi que les petit détails qu’on observe quotidiennement à la surface du Soleil sont ici démesurément plus grands. Des taches et des éruptions sont bien plus importants que sur une étoile de la séquence principale. Nul doute que les prochains interféromètres nous permettront d’observer, avec des détails encore plus fins, d’autres étoiles variables.

Sources :

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