Ce système stellaire binaire se compose d’une géante rouge (Mira, désignée Mira A) subissant une perte de masse et d’un compagnon naine blanche à haute température (Mira B) qui accrète la masse de la primaire. Un tel arrangement d’étoiles est connu sous le nom de système symbiotique et il s’agit de la paire symbiotique la plus proche du Soleil. L’examen de ce système par l’Observatoire Chandra X montre un échange direct de masse le long d’un pont de matière entre l’étoile primaire et la naine blanche. Les deux étoiles sont actuellement séparées d’environ 70 unités astronomiques.

Composante AEdit

Mira dans l’UV et la lumière visible

Mira A est actuellement une étoile de la branche géante asymptotique (AGB), dans la phase thermiquement pulsée de l’AGB. Chaque pulsation dure une décennie ou plus, et un laps de temps de l’ordre de 10 000 ans s’écoule entre chaque pulsation. À chaque cycle d’impulsions, la luminosité de Mira augmente et les impulsions deviennent plus fortes. Cela provoque également une instabilité dynamique dans Mira, ce qui entraîne des changements spectaculaires de luminosité et de taille sur des périodes de temps plus courtes et irrégulières.

On a observé que la forme globale de Mira A change, présentant des écarts prononcés par rapport à la symétrie. Ceux-ci semblent être causés par des points brillants à la surface qui évoluent leur forme sur des échelles de temps de 3 à 14 mois. Les observations de Mira A dans la bande ultraviolette par le télescope spatial Hubble ont montré une caractéristique ressemblant à un panache pointant vers l’étoile compagnon.

VariabilitéEdit

Mira vue par le télescope spatial Hubble en août 1997

Mira A est une étoile variable, plus précisément la variable Mira prototypique. Les 6 000 à 7 000 étoiles connues de cette classe sont toutes des géantes rouges dont la surface pulse de manière à augmenter et diminuer sa luminosité sur des périodes allant d’environ 80 à plus de 1 000 jours.

Dans le cas particulier de Mira, ses augmentations de luminosité l’amènent à une magnitude d’environ 3,5 en moyenne, ce qui la place parmi les étoiles les plus brillantes de la constellation de Cetus. Les cycles individuels varient également ; les maxima bien attestés vont de la magnitude 2,0 à la magnitude 4,9, soit un écart de près de 15 fois la luminosité, et il existe des suggestions historiques selon lesquelles l’écart réel pourrait être trois fois supérieur ou plus. Les minima varient beaucoup moins, et se situent historiquement entre 8,6 et 10,1, soit un facteur de quatre fois la luminosité. L’écart total de luminosité entre le maximum absolu et le minimum absolu (deux événements qui ne se sont pas produits sur le même cycle) est de 1 700 fois. Mira émet la grande majorité de son rayonnement dans l’infrarouge, et sa variabilité dans cette bande n’est que de deux magnitudes environ. La forme de sa courbe de lumière est celle d’une augmentation sur environ 100 jours, et le retour au minimum prenant deux fois plus de temps.

Maxima approximatifs contemporains pour Mira :

Pulsations dans χ Cygni, montrant la relation entre la courbe de lumière visuelle, la température, le rayon et la luminosité typique des étoiles variables Mira

Depuis les latitudes tempérées du nord, Mira n’est généralement pas visible entre fin mars et juin en raison de sa proximité avec le Soleil. Cela signifie que parfois plusieurs années peuvent s’écouler sans qu’elle apparaisse comme un objet à l’œil nu.

Les pulsations des variables de Mira provoquent l’expansion et la contraction de l’étoile, mais aussi un changement de température. La température est maximale un peu après le maximum visuel, et minimale un peu avant le minimum. La photosphère, mesurée au rayon de Rosseland, est la plus petite juste avant le maximum visuel et proche du moment du maximum de température. La plus grande taille est atteinte un peu avant le moment de la température la plus basse. La luminosité bolométrique est proportionnelle à la puissance quatrième de la température et au carré du rayon, mais le rayon varie de plus de 20% et la température de moins de 10%.

Dans Mira, la luminosité la plus élevée se produit près du moment où l’étoile est la plus chaude et la plus petite. La magnitude visuelle est déterminée à la fois par la luminosité et par la proportion du rayonnement qui se produit aux longueurs d’onde visuelles. Seule une petite proportion du rayonnement est émise aux longueurs d’onde visuelles et cette proportion est très fortement influencée par la température (loi de Planck). Combiné avec les changements de luminosité globale, cela crée la très grande variation de magnitude visuelle avec le maximum se produisant lorsque la température est élevée.

Les mesures infrarouges VLTI de Mira aux phases 0,13, 0,18, 0,26, 0,40 et 0,47, montrent que le rayon varie de 332±38 R☉ à la phase 0,13 juste après le maximum à 402±46 R☉ à la phase 0,40 approchant le minimum. La température à la phase 0,13 est de 3 192±200 K et de 2 918±183 K à la phase 0,26 à peu près à mi-chemin entre le maximum et le minimum. La luminosité est calculée à 9 360±3 140 L☉ à la phase 0,13 et 8 400±2 820 L☉ à la phase 0,26.

Les pulsations de Mira ont pour effet d’étendre sa photosphère d’environ 50% par rapport à une étoile non pulsante. Dans le cas de Mira, si elle ne pulsait pas, elle est modélisée pour avoir un rayon d’environ 240 R☉ seulement.

Perte de masseEdit

Les études ultraviolettes de Mira par le télescope spatial Galaxy Evolution Explorer (GALEX) de la NASA ont révélé qu’elle se défait d’une traînée de matière de l’enveloppe externe, laissant une queue de 13 années-lumière de long, formée sur des dizaines de milliers d’années. On pense que la queue est due à une vague d’arc chaude de plasma/gaz comprimé ; la vague d’arc est le résultat de l’interaction du vent stellaire de Mira A avec le gaz de l’espace interstellaire, dans lequel Mira se déplace à une vitesse extrêmement élevée de 130 kilomètres/seconde (291 000 miles par heure). La queue est constituée de matière arrachée à la tête de l’onde de proue, qui est également visible dans les observations ultraviolettes. Le choc en arc de Mira évoluera finalement en une nébuleuse planétaire, dont la forme sera considérablement affectée par le mouvement à travers le milieu interstellaire (ISM).

Mosaïque ultraviolette du choc en arc et de la queue de Mira obtenue à l’aide de l’explorateur d’évolution des galaxies (GALEX) de la NASA

Composante BEdit

Article principal : Mira B

L’étoile compagnon a été résolue par le télescope spatial Hubble en 1995, alors qu’elle se trouvait à 70 unités astronomiques de la primaire ; et les résultats ont été annoncés en 1997. Les images ultraviolettes du HST et, plus tard, les images en rayons X du télescope spatial Chandra montrent une spirale de gaz s’élevant de Mira en direction de Mira B. La période orbitale du compagnon autour de Mira est d’environ 400 ans.

En 2007, des observations ont montré un disque protoplanétaire autour du compagnon, Mira B. Ce disque est accrété à partir du matériel du vent solaire provenant de Mira et pourrait éventuellement former de nouvelles planètes. Ces observations ont également suggéré que le compagnon était une étoile de séquence principale d’environ 0,7 masse solaire et de type spectral K, au lieu d’une naine blanche comme on le pensait initialement. Cependant, en 2010, de nouvelles recherches ont indiqué que Mira B est, en fait, une naine blanche.