Omicron Ceti

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Mira A
(ο Ceti)
Données d'observation
(Époque J2000.0)
Ascension droite 02h 19m 20,70s
Déclinaison -02° 58′ 39,0″
Constellation Baleine
Magnitude apparente 2 - 10
Distance ~ 420 al
(~ 128 pc)
Type spectral M7IIIe+Bep
Autres désignations
ο Cet (Bayer), 68 Cet (Flamsteed), HR 681, HD 14386, BD-03 353, SAO 129825, ADS 1778 AP, CCDM J02194 -0258AP, HIP 10826, LTT 1179, NLTT 7657

Mira (ο Cet / ο Ceti / Omicron Ceti) est une étoile binaire de la constellation de la Baleine, constituée d'une géante rouge, Mira A ou simplement Mira, et une naine blanche, Mira B ou VZ Ceti. Mira A est aussi une étoile variable périodique et fut la première étoile variable découverte non issue d'une nova ou d'une supernova, à l'exception peut-être d'Algol. Hormis Eta Carinae, Mira est la plus brillante variable périodique dans le ciel qui ne soit pas visible à l'œil nu durant une partie de son cycle.

Certaines variables pulsantes très lumineuses et dotées d’une variabilité d’une grande amplitude, comme les céphéides, les étoiles RR Lyrae, les étoiles Mirae, sont très précieuses car elles servent à la détermination des distances. En effet, l’établissement d’une relation phénoménologique entre la luminosité intrinsèque et leur période de variabilité permet de les utiliser comme indicateurs de distances, soit pour des galaxies (distance extragalactique) soit pour des amas globulaires (distance galactique).

En 2007, des observations ont montré la présence d'un disque protoplanétaire autour de Mira B. Le disque résulte d'une accrétion de matériaux provenant du vent stellaire de Mira A et pourrait résulter en la création de planètes. Ces observations ont également révélé que Mira B est plus probablement une étoile de la séquence principale d'environ 0,7 masses solaires et de type spectral K, plutôt qu'une naine blanche comme on le pensait jusqu'alors [1]. Des études en ultraviolet par le télescope spatial GALEX (Galaxy Evolution Explorer) de la NASA ont révélé que l'étoile perd de la matière de son enveloppe externe, créant une queue de 13 années-lumières de longueur, qui se serait formée pendant ces 30 000 dernières années [2]. On pense que « l'arc de choc », également visible en ultraviolet, de plasma-gaz compressé et chaud résultant du déplacement très rapide de Mira à travers son environnement (130 km/sec) est la cause de cette perte de matière[3].

Sommaire

[modifier] Notes et références de l'article

  1. ↑ (en)Ker Than, « Dying star's dust helping to build new planets », Août 2007. Consulté le 16 août 2007
  2. ↑ (en)Christopher Martin, « A turbulent wake as a tracer of 30,000 years of Mira's mass loss history », dans Nature, 448, p. 780-783 [texte intégral]
  3. ↑ (en)W. Clavin, « GALEX finds link between big and small stellar blasts », Août 2007, California Institute of Technology. Consulté le 16 août 2007

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