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MIRAs

  

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The spectra of the coolest stars are in my opinion the most beautiful of all to look at directly, using only the eye as detector
Robert F Garrison, University of Toronto

There is very little published quantitive data on the shapes, widths and fluxes of metal emission lines.
Richter ans Wood, 2001

Les étoiles variables de type Mira sont des géantes rouges froides (T ~3000 K). Elles sont trés grandes (200 à 300 fois le rayon du Soleil et trés lumineuses (3 à 4000 fois la luminosité du Soleil). Leur luminosité varie avec une longue période (de 150 à 1000 jours) ; l'amplitude de variation dépasse 2.5 magnitudes. Ces variations de luminosité sont essentielement produites par une pulsation périodique de l'étoile.

Les miras perdent une quantité importante de matière dans l'espace interstellaire(10-6 masse solaire par an). Dans leur atmosphère étendue et relativement froide des molécules parviennent à se former. Ces molécules en absorbant partiellement la lumière issue de la mira donnent l'aspect caractéristique du continuum profondément altéré par les bandes d'absorption moléculaires.

Les pulsations produisent des ondes de chocs qui sont à l'origine de l'émission de certaines raies (Hydrogène, métaux neutres ou une fois ionisés ) à proximité du maximum de luminosité.

 

Schéma d'une mira de type M

Types M, S, C


En fonction du ratio entre Carbone et Oxygène à leur surface, on distingue 3 types de miras, M, S et C, équivalant aux types définis pour les géantes rouges normales : http://www.astronomie-amateur.fr/Projets%20Spectro%20hb.html
La séquence M --> S --> C est considérée comme évolutive.

 

M    

 

Spectre de mira M - V CVn

Ratio C/O inférieur à 1.
Le spectre est caractérisé par les bandes d'absorption intenses formée par l'Oxyde de Titane (TiO). Les bandes TiO ont un aspect caractéristique : bord bleu abrupt, profil incliné vers le rouge.

S    

 

Spectre de mira S : R Gem

Le ratio C/O est de l'ordre de 1. Parallèment le processus -s permet la formation d'éléments par capture de neutrons lents, notamment le Zirconium dont les bandes ZrO vont progressivement remplacer celles de TiO, mais aussi Lanthane (LaO) ...On notera également la forte raie d'absorption NaI.

Les étoiles S qui ne présentent plus de bandes TiO sont appelées "S pures".

C    

 

Spectre de Mira C : V CrB

Le rapport C/O dépasse 1
Le carbone réduit la totalité de l'oxyègne en surface : les oxydes métalliques ne peuvent se former. Ils sont remplacés par des composés du carbone (C2 = bandes de Swann, CN ...) . Le profil des bandes des molécules carbonées est inversé par rapport à celui du TiO.

 

Spectroscopie

Variation du continuum

Le type spectral varie avec la phase. Il augmente avec la magnitude :

R CVn
Date 2011-04-21.913
JD 2455673.413
Phase 0.756
Mag 10.0

Comparaison avec un spectre de référence M8

R CVn
Date 2011-06-30.939
JD 2455743.439
Phase 0.969
Mag 7.7

Comparaison avec un spectre de référence M5

 

Raies en émission

Vers le maximum de luminosité, le spectre des Miras présente fréquemment des raies en émission et notemment les raies de la série de Balmer.
Ces raies présentent la particularité de présenter un décrément négatif. L'intensité des raies augmente de H alpha à H delta : I(Ha)<I(Hb)<I(Hg)<I(Hd). Si bien que fréquemment seules H delta et H gamma sont visibles. Au-delà de H delta, H epsilon est souvent absente en émission et les raies suivantes présentent un décrément positif.

Exemple : R Boo le 23-05-2011 - Phase 0.022

 

On retrouve les raies Hd et Hg sur V CVn le 21-04-2011 (Phase = -0.151)

R CVn le 21-04-2011 avec uniquement Hd faible (Phase = -0.244)

Variation des raies sur R Leo

08-04-2011 Phase = -0.142

20-05-2011 Phase = -0.007

Augmentation spectaculaire de l'intensité de Hd et Hg - Hb reste trés faible

On notera les raies d'absorption intenses du calcium ( CaI 4226 et CaII K & H).

 

R Leo : variation de la luminosité (carrés verts) et de la largeur équivalente de la raie H delta en fonction de la phase photométrique (5 mesures du 08-04 au 23-05 2011)

 

Interprétation :
L'anomalie du décrément de Balmer a longtemps été interprétée comme la conséquence de l'absorption par les bandes TiO plus importante dans les région de Ha et Hb. Elle a été remise en cause.
Les modèles actuels reposent sur l'émission des raies à différentes profondeurs de l'atmophère, dans la région de l'onde de choc.

La pulsation de la Mira génére une onde choc se déplaçant dans l'atmosphère qui povoque une augmentation de la densité, de la pression de la température sur son passage. Derrière l'onde de choc, le gaz se refroidit par émission de radiations, ce qui conduit à des conditions favorables à la production de poussières. La pression de radiation sur ces poussières entraîne une perte de masse élevée.

L'étude des raies d'émission permet de déterminer les conditions régnant dans les zones influancées par le passage de l'onde de choc.

 

Autres raies présentes en émission

Les autres raies présentes en émission sont des raies des métaux neutres ou une fois ionisés. Les raies interdites [FeII] apparaissent rarement, vers le minimum de luminosité.

# Id.
M
Lambda
Si I
2
4102.95
Mn I
2
4030.75
Mg I
1
4571.1
3
3829.32
3382.35
3838.29
Fe I
2
4461.65
4375.93
3
4216.18
42
4307.9
4202.03
73
3852.57
828
4427.3
Fe II
38
4583.84
[FeII]
6F
4457.95
7F
4359.33
4287.39
21F
4276.83
4243.97

 

 

Richter et Wood, 2001

 

Mira de type S

Dans les miras de type S, on retrouve l'aspect habituel du décrément de Balmer :

Chi Cygni le 03-06-2011 Phase 0.274

R Gem le 21-04-2011 Phase -0.243

Miras C

RS Cygni : tout comme dans les Miras S, le décrément de Balmer est normal. A noter l'intensité remarquable de l'absorption du sodium (NaI)

 

Flares

Mira

 

Photométrie

Classification des miras sur la base de l'aspect de leur courbe photométrique

Relation période-delta magnitude

Variations de période

 

 

Méthodes

Comparaison des spectres R Leo les 8 et 17 avril 2011

Deux spectres de R Leo à quelques jours d'intervalle. Bonne cohérence globale. Les décalages dans le rouge peuvent s'expliquer par l'influence des bnades d'absorptions atmosphériques sur la courbe de réponse instrumentale. Cette difficulté peut être aisément résolue. En revanche la construction de la courbe de réponse dans le bleu est délicate : les étoiles froides ont un continuum (ou pseudo-continuum) trés faible dans le bleu et la réponse des capteurs CCD généralement utilisés en spectro amateur est faible dans ce domaine. On se retrouve donc à diviser un signal proche de zéro par une réponse également proche de 0, ce qui occasionne une incertitude élevée.

 

 

 

Liste Miras brillantes

Id.
V Max.
V Min.
Type Spectral
Période
Phase
Prochain
Sources
Maxi.
Min.
Maximum
                     
W And
6.7
14.5
M7:p
386.08
0.158
25/04/2012
   Castelaz & al., 2000
R Boo
6.7
12.8
M4e
224.39
0.640
25/08/2011
   Castelaz & al., 2000
V Boo
7
11.3
M6e
258.95
0.619
12/09/2011
   Castelaz & al., 2000
T Cas
7.3
12.4
M7e
433.67
0.714
07/10/2011
   Castelaz & al., 2000
o Cet
2
10.1
M7IIIe
321.58
0.798
09/08/2011
   Castelaz & al., 2000
S CrB
6.5
14.1
M7e
367.23
0.834
05/08/2011
   Castelaz & al., 2000
R CVn
7.7
11.9
M6IIIe
328
0.488
20/11/2011
   Castelaz & al., 2000
V CVn
6.8
8.8
M6IIIa
188.74
0.916
21/06/2011
   Castelaz & al., 2000
Chi Cyg
5.2
13.4
MS
419.97
0.097
19/06/2012
   Castelaz & al., 2000
RS Her
7.9
12.5
M5e
217.68
0.338
27/10/2011
   Castelaz & al., 2000
T Her
8
12.8
M4e
163.7
0.034
10/11/2011
   Castelaz & al., 2000
W Her
8.3
13.5
M3e
280.15
0.134
03/02/2012
   Castelaz & al., 2000
R Leo
5.8
10
M8IIIe
309.13
0.434
27/11/2011
   Castelaz & al., 2000
W Lyr
7.9
12.2
M4.5e
195.5
0.986
08/06/2011
   Castelaz & al., 2000
U Ori
6.3
12
M8III
367
0.843
02/08/2011
   Castelaz & al., 2000
W Peg
8.2
12.7
M7e
330
0.395
22/12/2011
   Castelaz & al., 2000
R Ser
5.7
14.4
M7IIIe
357.74
0.201
17/03/2012
   Castelaz & al., 2000
R Tau
8.6
14.2
M6e
313.34
0.213
07/02/2012
   Castelaz & al., 2000
R Tri
6.2
11.7
M4IIIe
265.48
0.136
21/01/2012
   Castelaz & al., 2000
R Gem
6
14
S 
369.63
0.744
08/09/2011
   Castelaz & Luttermoser, 1997

 

Id.
RA 2000
DE 2000
V Max.
V Min.
Type Spectral
Période
Maxi.
Min.
 
W CET
0 2 7.38
-14 40 33
7.6
14.4
351.31
T CAS
0 23 14.27
55 47 33.2
7.9
11.9
444.83
R AND
0 24 1.94
38 34 37.3
6.9
14.3
409.33
W AND
2 17 32.95
44 18 17.7
7.4
13.7
395.93
OMI CET
2 19 20.78
-2 58 39.5
3.4
9.3
331.96
U CET
2 33 43.66
-13 8 54.3
7.5
12.6
234.76
R TRI
2 37 2.33
34 15 51.4
6.2
11.7
266.9
T CAM
4 40 8.87
66 8 48.5
8
13.8
373.2
R LEP
4 59 36.35
-14 48 22.5
6.8
9.6
427.07
R AUR
5 17 17.69
53 35 10.1
7.7
13.3
457.51
U ORI
5 55 49.16
20 10 30.6
6.3
12
368.3
V MON
6 22 43.57
-2 11 43.5
7
13.1
340.5
X MON
6 57 11.81
-9 3 52
7.4
9.1
155.8
R LYN
7 1 18
55 19 49.8
7.9
13.8
378.75
S CMI
7 32 43.07
8 19 5.1
7.5
12.6
332.94
R GEM
7 7 21.27
22 42 12.7
7.1
13.5
369.91
R CMI
7 8 42.6
10 1 26.5
8
11
337.78
R CNC
8 16 33.82
11 43 34.5
6.8
11.2
361.6
V CNC
8 21 42.85
17 17 6.7
7.9
12.8
272.13
S HYA
8 53 33.95
3 4 6.4
7.8
12.7
256.63
T HYA
8 55 39.83
-9 8 29.2
7.8
12.6
289.2
R LMI
9 45 34.27
34 30 42.8
7.1
12.6
372.19
R LEO
9 47 33.48
11 25 43.7
5.8
10
309.95
R UMA
10 44 38.46
68 46 32.7
7.5
13
301.62
SS VIR
12 25 14.4
0 46 10.9
6.8
8.9
364.14
T UMA
12 36 23.46
59 29 12.9
7.7
12.9
256.6
R VIR
12 38 29.94
6 59 18.9
6.9
11.5
145.63
S UMA
12 43 56.67
61 5 35.4
7.8
11.7
225.87
V CVN
13 19 27.77
45 31 37.7
6.8
8.8
191.89
S VIR
13 33 0.11
-7 11 40.9
7
12.7
375.1
R CVN
13 48 57.05
39 32 33.2
7.7
11.9
328.53
R BOO
14 37 11.57
26 44 11.6
7.2
12.3
223.4
S CRB
15 21 23.95
31 22 2.6
7.3
12.9
360.26
V CRB
15 49 31.31
39 34 17.9
7.5
11
357.63
R SER
15 50 41.73
15 8 1.1
6.9
13.4
356.41
RU HER
16 10 14.52
25 4 14.4
8
13.7
484.83
U HER
16 25 47.46
18 53 32.8
7.5
12.5
406.1
V OPH
16 26 43.7
-12 25 35.7
7.5
10.2
297.21
R DRA
16 32 40.22
66 45 17.8
7.6
12.4
245.6
S HER
16 51 53.92
14 56 30.6
7.6
12.6
307.28
RS HER
17 21 42.35
22 55 15.9
7.9
12.5
219.7
W LYR
18 14 55.87
36 40 13.1
7.9
12.2
197.88
X OPH
18 38 21.13
8 50 2.7
6.8
8.8
328.85
T HER
18 9 6.2
31 1 16.2
8
12.8
164.98
R CYG
19 36 49.38
50 11 59.4
7.5
13.9
426.45
RT CYG
19 43 37.77
48 46 41.3
7.3
11.8
190.28
KHI CYG
19 50 33.91
32 54 50.6
5.2
13.4
408.05
R AQL
19 6 22.24
8 13 48
6.1
11.5
279
RS CYG
20 13 23.65
38 43 44.5
7.2
9
417.39
U CYG
20 19 36.59
47 53 39
7.2
10.7
463.24
T AQR
20 49 56.4
-5 8 48
7.7
13.1
202.1
RU CYG
21 40 39.08
54 19 28.8
8
9.4
233.43
T CEP
21 9 31.78
68 29 27.2
6
10.3
388.14
V CAS
23 11 40.72
59 41 58.9
7.9
12.2
228.83
S PEG
23 20 32.62
8 55 8.1
8
13
319.22
R CAS
23 58 24.87
51 23 19.7
7
12.6
430.46
R PEG
23 6 39.17
10 32 36
7.8
13.2
378.1

 

Tableur : phase, magnitude approximative des Miras les plus brillantes (mag. max < 8)

 

Publications

Spectroscopie

Spectroscopy of mira variables at différent phases, M. W. Castelaz & Donald G. Luttermoser, A.J. , 114, 1997 

Phase-dependant spectroscopy of mira variable stars, M. W. Castelaz & al., A.J., 120, 2000

On the shock-induced variability of emission lines in M-type Mira variables, Richter, He. & Wood, P. R., Astronomy and Astrophysics, v.369, p.1027-1047 (2001)

Shock waves in Mira variables. I - Emission-line spectra, Fox, M. W.; Wood, P. R.; Dopita, M. A., Astrophysical Journal, Part 1 (ISSN 0004-637X), vol. 286, Nov. 1, 1984, p. 337-349

Spectroscopic study of the indrared CaII triplet in S-Type mira variable stars, M.E. Contadadis & J. Solf, A. & A., 101, 1986

Mira variable stars : spectroscopic and photometric monitoring ..., D.E. Mais & al.: http://mais-ccd-spectroscopy.com/SAS%202004%20Proccedings%20Paper.pdf 
Mira variable luminosity

Line emission in stellar envelopes, C. Magnan & P. de Laverny, MNRAS, 286, 1997

Origin of the bright hydrogen lines in the spectra of long-period variables, Gorbatskii, V.G., Soviet Astronomy, Vol.5 , 


Photométrie



Généralités

Les étoiles variables, M. Petit, Masson, 1982

Internet

[1]
AAVSO Bulletin 74 - Predicted Dates of Maxima and Minima of Long Period Variables for 2011 http://www.aavso.org/aavso-bulletin-74-2011
http://www.aavso.org/aavso-bulletin-74-2011

 

 

 

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