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La diversité des étoiles

Le système triple de l'étoile Polaire (Polaris) située à environ 430 a.l. photographié en janvier 2006 par le Télescope Spatial Hubble. Le compagnon B est séparé de Polaris d'environ 2580 UA (386 milliards de km), le compagnon Ab de 21 UA (3.2 milliards de km) seulement.

Les étoiles doubles et multiples (X)

Imaginez un système de deux étoiles, bien souvent de couleurs différentes tournant autour de leur centre de gravité. Sur une planète en orbite autour de ces soleils, la lune présenterait des phases multicolores. Etendu dans votre transat, vous bronzeriez sous les couleurs multiples de deux soleils...

Les systèmes stellaires doubles ou multiples ne représentent évidemment pas un nouveau type d'étoile mais une simple configuration spatiale. Ils n'en sont pas moins intéressants sur le plan astrophysique car les interactions entre les composantes peuvent être très diverses et parfois spectaculaires lorsqu'elles sont très proches l'une de l'autre.

Comme on le voit ci-dessous à gauche, l'un des systèmes binaires les plus étonnnants est formé par l'étoile Wolf-Rayet WR104 situé à 4800 années-lumière dans le Sagittaire. Le système comprend une étoile bleue Wolf-Rayet, massive (25 M) et très lumineuse (10000 L) mais qui demeure invisible autour de laquelle orbite une étoile OB géante dont la période est de 220-240 jours. Cette étoile OB géante libère un immense panache sur 200 UA qui prend la forme d'une spirale composée de poussière chaude qui s'étend uniquement dans le plan orbital de l'étoile.

Un autre cas tout aussi spectaculaire est le système binaire LL Pegasi situé à 3400 années-lumière présenté ci-dessus à droite. Contrairement à WR104, les vitesses radiales de LL Pegasi mesurées à différentes fréquences ont montré que cette spirale s'étend dans les trois dimensions telle une coquille (voir la vidéo).

Il existe également des systèmes binaires dans lequel le couple dispose d'une ou plusieurs exoplanètes comme HD 188753 Cygni. Le système triple AB Doradus est associé à un courant stellaire et comprend également une explanète de 93 Mj, presque aussi peu massive qu'une naine brune (dont la masse varie entre 75-83 Mj).

A voir : Structure 3D de LL Pegasi

A gauche, image de l'étoile Wolf-Rayet WR104 situé à 4800 années-lumière dans le Sagittaire. C'est l'étoile OB géante qui libère cet immense panache sur 200 UA qui s'étend uniquement dans le plan orbital de l'étoile. Voici une animation montrant la rotation de la spirale. A droite, image composite du nuage de gaz moléculaire spiralé du système binaire LL Pegasi situé à 3400 années-lumière enregistré par ALMA et dont voici une photo en lumière blanche à titre de comparaison. Contrairement à WR104, cette spirale s'étend dans les trois dimensions telle une coquille (voir la vidéo). Documents Obs.Keck et ALMA.

On peut également citer le cas particulier des binaires à éclipses (Algol), des pulsars binaires (le fameux pulsar du Crabe PSR 1913+16 ou PSR B1913+16) et de quelques nébuleuses planétaires contenant un système binaire, souvent l'association d'une étoile bleue très chaude de classe O et d'un compagnon plus froid de classe A (NGC 3132 avec l'étoile binaire HD 87892 ainsi que NGC 1514).

Bien entendu la majorité des systèmes multiples ne sont pas aussi étonnants et sont même presque banals à quelques exceptions près que nous allons décrire.

Couples optiques et couples physiques

Alors que les couples optiques ne paraissent rapprochés que par un effet de perspective (par exemple Mizar/Alcor, ε Lyrae 1), la majorité des étoiles doubles sont liées physiquement l'une à l'autre. C'est William Herschel à la fin du XVIIIe siècle qui découvrit que bon nombre d'étoiles doubles étaient réellement des couples physiques à l'instar du système Terre-Lune.

Le système triple HD 131399 du Centaure abritant une exoplanète (HD 131399Ab de 4 Mj et 580°C, en rouge) dont une vidéo HD est présentée sur YouTube.

Le plus bel exemple est β Lyrae déjà évoqué à propos des binaires à éclipses. Outre le fait que les surfaces des étoiles sont en contact et forment un disque d'accrétion, le système apparaît comme un système multiple. En effet, à 45.7" de distance, il existe une binaire visuelle de magnitude 7.2 et de type spectral B7V et autour de laquelle gravite une binaire spectroscopique C dont la période est de 4.34 jours. Ce système comprend également 3 compagnons plus faibles à une distance inférieure à 2' comme le mentionne le Catalogue des Etoiles Doubles de Washington (Section 4, réf. 18501+3322).

Les couples physiques décrivent des orbites autour de leur centre commun de gravité ou barycentre qui se situe généralement au centre de l'étoile la plus massive (l'étoile primaire dite A), mais qui n'est pas nécessairement la plus volumineuse ni la plus brillante du système. Si le couple est très serré (séparation < 0.05 UA), les deux étoiles peuvent graviter autour d'un barycentre commun situé en-dehors de l'étoile primaire. Un exemple spectaculaire est le système triple HD 131399 du Centaure contenant une exoplanète de 4 Mj (HD 131399Ab) découverte en 2016 présentée à gauche et dont une vidéo HD est présentée sur YouTube.

Certains couples ne sont visibles que par des mesures photométriques de variation d'éclat global ou par des techniques spectroscopiques de dédoublement des raies lorsque la séparation est inférieure à la résolution de l'instrument (sous le disque d'Airy). On peut également déceler la présence d'un compagnon autour d'une étoile par les perturbations gravitationnelles qu'il engendre dans la course de cette étoile. C'est alors une étoile double astrométrique.

On estime aujourd'hui que trois étoiles sur quatre sont groupées dans des systèmes multiples, y compris les novae. Le Soleil lui-même aurait constitué avec son ancien compagnon Jupiter un ensemble double, mais Jupiter n'étant pas assez massif, il ne s'est pas transformé en étoile et est donc resté au stade originel, en formation.

Toutefois Jupiter contient les mêmes composants que le Soleil primitif et irradie plus d'énergie qu'il n'en reçoit du Soleil. Il sera donc très intéressant de l'étudier en tant que planète mais aussi en tant qu'étoile "ratée".

Zeta Cancri

Le système multiple de Zeta Cancri (ζ Cnc, 16 Cancri ou encore Σ1196) mérite aussi quelques instants d'attention car il est lié par la gravitation, mais d'une façon très complexe. Situé à quelques degrés à l'est de M44 par 8h12.2m et +17°39' ce système apparaît a priori comme un beau système double bien séparé dont les composantes dorées sont distantes de 5.7", l'une étant deux fois plus brillante que sa compagne. Mais l'effet est trompeur.

En réalité l'étoile la plus brillante du système Zeta Cancri est composé de deux étoiles de magnitudes 5.6 et 6.0 de coloration jaune vive (classe F7) séparées de 0.8" dans un angle de 72°. Sa résolution avec des moyens d'amateur est très difficile. Si les composantes AB demeurent en théorie à la limite de la résolution d'un petit instrument de 150 mm d'ouverture, en pratique même dans un télescope de 350 mm et à fort grossissement le couple ressemble à un objet oblong mais non séparé, les disques d'Airy restant soudés l'un à l'autre. Ces deux étoiles ont à peu près la même luminosité et leur masse est voisine de celle du Soleil, respectivement de 1.1 M et 1.0 M.

A voir : Orbiting Binary Stars

Applet Java préparé par Yervant Terzian et Terry Herter, U.Cornell

A télécharger : StarLight Pro

Simulateur d'étoiles binaires à éclipse créé par Dan Bruton (.exe de 260 KB)

Simulateur d'étoiles doubles, Johannes Schedler

A gauche, Mizar et Alcor, l'étoile double de la Grande Ourse visible à l'oeil nu est en réalité unie par un effet de perspective. A droite, le système multiple de Zeta Cancri dont la quatrième composante (en haut à gauche) fut identifiée en février 2000 par J.B.Hutching du Herzberg Institute of Astrophysics de Victoria au Canada. Cette composante Zeta Cancri D orbite en réalité autour des trois autres. Le couple de gauche est séparé de 0.3", celui de droite de 0.8" et les deux couples de 5.7". Cette photographie a été réalisée en utilisant une optique adaptative sur le CFHT. Il s'agit d'un compositage de 6 images infrarouges. Document amateur et CFHT.

La "deuxième" étoile plus pâle, celle que l'on distingue immédiatement, y compris dans une paire de jumelle, forme en réalité la troisième composante du système. Elle brille à la magnitude 6.2 et est séparée de 5.7" du couple AB dans un angle de 88°. C'est également une étoile jaune de classe G2. Seules ces trois étoiles étaient connues jusqu'à présent mais leurs mouvements restaient perturbés par un astre inconnu.

La quatrième composante fut identifiée en février 2000 par J.B.Hutching du Herzberg Institute of Astrophysics de Victoria au Canada grâce à une optique adaptive fixée sur le télescope CFH d'Hawaii pour annuler l'effet de la turbulence atmosphérique. Cette quatrième étoile de magnitude 9.7 est séparée de 0.3" de l'étoile C et est bien visible sur l'image présentée ci-dessus. Cette composante orbite autour des trois autres dans une configuration très complexe et extrêmement perturbée à "n corps". Les astrophysiciens ont exclu l'hypothèse qu'il s'agissait d'une étoile naine blanche car sa couleur est trop rouge et sa température trop froide. Ils pensent plutôt que cette étoile est elle-même un autre système binaire ! Une autre paire d'étoile de faible masse et de classe spectrale M. Leur coloration très sombre explique pourquoi elles n'ont pas été détectées en lumière visible jusqu'à présent. Le travail consiste maintenant à résoudre Zeta Cancri D et tenter de vérifier s'il s'agit bien d'un quintuplet et pourquoi pas de débusquer une nouvelle composante...

Albiréo, "Topaze et saphir"

Parmi les plus belles étoiles doubles du ciel, il faut citer Albiréo, β Cygni dont une photo et une illustration artistique sont présentées ci-dessous. Elle est également référencée dans les catalogues sous le numéro 6 Cygni, HD 183912, HR 7417 ou encore SAO 87301, le compagnon B sous le numéro HD 183914, HR 7418 ou SAO 87302.

Ce système stellaire que l'on surnomme "Topaze et saphir" en raison de la couleur des étoiles est situé à l'extrémité sud de la croix du Cygne dans une région riche en étoiles et en nébuleuses chaotiques (d'émissions et obscures), ces dernières étant uniquement visibles par photographie.

A voir : Binaries, Damian Peach

Albireo et son compagnon bleu

Albiréo, β Cygni, alias "Topaze et saphir". Cette étoile multiple dont les composantes brillent respectivement à la magnitude 3 (A) et 5 (B) présente un contraste de couleurs orange-bleu qui en fait l'un des plus beaux couples du ciel. Une lunette de 50 mm d'ouverture et un faible grossissement de 30x permet déjà de séparer le couple et de discerner ses couleurs. Documents Pete Roberts et T.Lombry.

Longtemps considérée comme une étoile double visuelle, les dernières mesures du satellite Hipparcos confirment qu'Albiréo forme en fait un couple physique. Il est situé à 386 ±26 années-lumière.

Albiréo de magnitude visuelle 3.08 est une étoile géante rouge de classe spectrale K3 II et d'une température effective d'environ 4100 K. Son rayon est de 20 R et sa luminosité environ 950 L ! Sa vitesse radiale est de -24 km/s et sa parallaxe 8.46 mas (0.0086"/an).

Le compagnon B brille à la magnitude visuelle 5.11 dans un angle de 55° (PA) à 34.3" d'Albiréo ce qui correspond à une séparation physique de 4040 UA (~604 milliards de km). C'est une étoile bleue légèrement variable de classe spectrale B8V et d'une température effective d'environ 11000 K. Son rayon vaut 3.3 R  et elle est 190 fois plus lumineuse. Sa période orbitale est estimée à 75000 ans. Sa vitesse radiale est de -18 km/s et sa parallaxe 8.67 mas.

Bien que très volumineuse, cette étoile bleue tourne excessivement vite sur elle-même; sa période de rotation est inférieure à 0.6 jours (contre 27 à 34 jours pour les couches supérieures du Soleil). Sa vitesse équatoriale dépasse 250 km/s (contre 2 km/s pour le Soleil) ! De ce fait, elle éjecte une partie de son atmosphère dans l'espace qui forme un disque de gaz autour d'elle

En 1980, des astrophysiciens ont également suggéré l'existence d'un ou plusieurs compagnons à moins de 1" ou 180 UA d'Albiréo. Un compagnon C aurait été localisé à 0.389" ou 46 UA de l'étoile primaire. Il s'agirait donc d'un système triple mais l'information n'a pas été confirmée par la suite bien que relayée depuis 2000 sur différents sites dont APOD. Dans tous les cas l'observation de ce compagnon C est très difficile.

Une pléiade d'étoiles

A gauche, échantillonnage de quelques systèmes multiples au sein de l'amas ouvert M45 des Pléiades. Photographies réalisées avec l'optique adaptative du télescope CFHT d'Hawaii. A droite, les paramètres visuels (séparation et angle de position) caractérisant un système double. Documents CFHT et T.Lombry.

AR Scorpii

La binaire AR Scorpii est située à 378 années-lumière dans le Scorpion et est constitué de deux étoiles naines. L'étoile principale AR Scorpii est une naine blanche de classe spectrale F0 d'une taille voisine de celle la Terre mais 200000 fois plus massive. Son spectre présente des raies d'absorption indiquant que sa vitesse radiale varie comme une sinusoïde avec une période de 3.56 heures et une amplitude d'environ 295 km/s. La mécanique céleste nous permet d'en déduire que ces 3.56 heures correspondent à la période de révolution de l'étoile, qu'il s'agit donc d'un système binaire spectroscopique, la vitesse radiale fixant la limite de la masse inférieure de son compagnon à au moins 0.395 M. Ce compagnon n'est pas visible et ne laisse pas de trace dans les spectres. On peut donc déjà exclure la naine blanche et l'étoile neutron (et bien sûr le trou noir), les deux seuls objets capables de déplacer un dipole magnétique et de présenter un spin (moment cinétique) suffisamment rapide pour expliquer les pulsations. Selon les modèles, on a finalement déduit que ce compagnon devait être une petite naine rouge et froide de classe M5, toutes deux tournant autour de leur barycentre commun.

AR Scorpii a la particularité de subir des fluctuations de lumière inexpliquées d'abord estimées inférieures à 0.5 j puis réévaluées à quelques minutes qui l'ont classées de manière erronée parmi les étoiles variables de type δ Scuti. Ainsi, toutes les minutes, le flux optique de l'étoile AR Scorpii augmente d'un facteur 4 en moins de 30 secondes et d'un facteur 20 en optique, passant de la magnitude apparente 16.9 à 13.6 au moment du pic et qui s'étend jusqu'aux fréquences radios. Les pulsations atteignent 95 % de leur puissance en UVE et encore 10 % à 9 GHz ! En revanche, cette étoile n'émet pas de pulses rayons X. Sa luminosité X représente 4.9x1023 W soit 4 % de sa brillance optique. Par comparaison, une étoile neutron accrétante présente une luminosité X généralement 100 fois supérieure à sa luminosité optique.

A voir : Le système binaire exotique AR Scorpii

Illustration du couple AR Scorpii et de la surbillance soudaine de l'étoile naine rouge (à droite) lors de l'impact périodique du faisceau corpusculaire et électromagnétique émanant de l'étoile naine blanche. Documents ESO/L.Calçada/U.Warwick.

On peut pratiquement dire que depuis 1924, on ignorait pourquoi cette étoile fluctuait et surtout si rapidement dans un spectre aussi large. Depuis les années 1970, les observations ci-dessus suggéraient que bien que spécifiques, AR Scorpii  était dans une phase évolutive d'une classe d'étoiles appelée les "polaires intermédiaires" ou IPs qui sont des naines blanches magnétisées en rotation accrétant de la matière d'un compagnon de faible masse avec lequel elles forment un couple serré. Ces étoiles accrétantes présentent donc un disque d'accrétion. Parmi les représentants de ces étoiles "IP", citons AE Aquarii et FO Aquarii qui présentent toutes les deux certaines émissions comparables à celles de AR Scorpii mais qui s'en différencient par le rythme des pulsations et bien sûr par le disque d'accrétion.

Dans une étude publiée en 2016 par l'astrophysicien Tom Marsh de l'Université de Warwick et son équipe et dont l'ESO notamment s'est fait l'écho, grâce à l'installation radioastronomique interférométrique australienne ATCA et les observations visuelles des astronomes amateurs, les astrophysiciens ont finalement compris la nature de cette fluctuation qui n'a rien à voir avec une variabilité intrinsèque.

En fait, comme l'illustrent l'animation et les dessins ci-dessus, le plus troublant est que la naine blanche est entourée d'un puissant champ magnétique en rotation rapide qui génère un rayonnement synchroton en accélérant les électrons au point qu'ils atteignent une vitesse proche de celle de la lumière. Ces particules de haute énergie s'évadent à travers les lignes ouvertes du champ magnétique en libérant un rayonnement semblable à celui d'un pulsar qui vient périodiquement frapper la surface de la naine rouge où il interagit avec son champ magnétique propre, entraînant une variation lumineuse de sa surface. Ainsi toutes les 1.97 minutes le système binaire entre dans un spectaculaire régime de pulsations comprenant des ondes lumineuses et des ondes radios, ces dernières n'ayant jamais été détectées au sein d’un système abritant une naine blanche.

L'étoile de Plaskett, HR 2422 Mon

L'étoile double la plus massive découverte à ce jour est la célèbre étoile de Plaskett, dans la constellation de la Licorne (Monoceros). L'étoile fut baptisée ainsi en honneur de l'astronome canadien John Stanley Plaskett qui découvrit sa nature binaire en 1922. Elle est également cataloguée sous les numéros HD 47129 et HR 2422.

Champ de 5° autour de l'étoile Plaskett et de la nébuleuse de la Rosette NGC 2237-9 tel qu'il apparaît dans une paire de jumelles 10x50. En réalité la nébuleuse est à peine visible et seul apparaît l'amas ouvert. Passer la souris sur l'image pour afficher les légendes. Voici le champ de 10°.

L'étoile de couleur bleutée se situe à un peu plus de 10° à l'est de Bételgeuse. Comme on le voit à droite, elle brille à la magnitude 6.05 au sud-est de 13 Monocerotis et au nord-est de la nébuleuse de la Rosette, NGC 2237-9 (à peine discernable visuellement) et de l'amas ouvert NGC 2244 situé devant elle.

On peut littéralement dire que ce système fait le poids. Le système binaire est constitué de deux étoiles supergéantes bleues de classe spectre O8I (A) et O7.5III (B). L'étoile primaire présente une température effective d'environ 33500 K et son compagnon B d'environ 33000 K.

On a longtemps pensé que ce système appartenait à l'association Monoceros OB2 constituée d'étoiles géantes des classes O et B située à 4900 années-lumière. Mais le couple est plus distant et leurs paramètres ont dû être revus à la hausse. Après la publications de divers résultats par O.Struve (1948), Cowley (1976), G.Bagnuolo Jr. et al. (1992), D.Stickland et al. (1997) et G.Bagnuolo Jr et al. (1999), les astronomes ont fini par obtenir des données satisfaisantes.

Selon les dernières mesures établies par spectroscopie optique réalisées entre 2002-2007 (publication en 2013) par Natacha Linder de l'Université de Liège et son équipe, l'étoile de Plaskett se situe à environ 5245 années-lumière. L'étoile primaire présenterait une masse de 54 M, une luminosité de 224000 L et un rayon de 14.2 R. Son compagnon B ferait 56 M, sa luminosité serait de 123000 L et son rayon de 10.8 R. Le couple étant dans une étreinte tellement serrée, les deux étoiles tournoyent autour de leur barycentre commun en 14.4 jours.

En raison de cette dynamique particulière, le couple est en interaction, éjectant des vents stellaires violents qui entrent mutuellement en collision de manière spectaculaire. Depuis sa formation, l'étoile A qui "pesait" 65 M sur la Séquence principale a déjà perdu 9 M dans ses échanges. De plus, l'étoile primaire présente une vitesse de rotation équatoriale estimée à 75 km/s et qui atteint 300 km/s pour le compagnon B soit 150 fois plus rapide que le Soleil !

Ces effets combinés impliquent que le couple est entouré par une coquille de gaz qui représente plusieurs masses solaires. Connaissant le destin funeste des étoiles massives et sachant que ce couple ne vivra pas plus de 3 à 6 millions d'années, il ne fait aucun doute que ses derniers jours sont comptés (quelques jours ou quelques dizaines de milliers d'années tout au plus) et seront de plus en plus violents. L'étoile de Plaskett va devenir une supernova, le noyau résiduel se transformant soit en étoile neutron soit en trou noir. Gardez donc un oeil sur la Licorne car du jour au lendemain Plaskett peut devenir l'étoile la plus brillante du ciel !

Les étoile doubles symbiotiques

Le ciel renferme également quelque 150 étoiles doubles symbiotiques[25].On qualifie de symbiotique une interaction entre des étoiles. C'est typiquement un transfert de matière. Ces couples stellaires très rares renferment une étoile géante rouge et froide (~3000 K) et une petite étoile dense et chaude (>20000 K). Pour des raisons qui demeurent encore mystérieuses, l'étoile géante perd son atmosphère au profit de l'étoile naine. Cette perte de matière engendre un vent stellaire (un flux de gaz) qui s'enroule autour de l'étoile naine en formant un disque d'accrétion porté à 100000 K, émettant quelquefois un jet de plasma bipolaire.

Selon le taux d'émission, il existe deux phases : la phase calme et la phase active. Au début, le couple se trouve dans une phase d'équilibre au cours de laquelle l'étoile géante perd de l'énergie de manière plus ou moins continue sur une grande partie du spectre. Lorsque cet phase d'équilibre est perturbée, le couple entre dans une phase active en affichant de grandes variations d'énergie et de luminosité qui atteignent plusieurs magnitudes, l'étoile pouvant devenir jusqu'à 750 fois plus brillante que la normale.

Certaines étoiles symbiotiques émettent également des jets collimatés, le plus souvent bipolaires qui s'étendent à partir des pôles de l'étoile naine. Ils sont généralement émis pendant la phase active ou lors d'éruptions. Ces émissions se dissipent ensuite.

A voir : A Quick Look at R Aquarii, Chandra

A gauche, illustration d'un système double symbiotique : une étoile géante et froide perd les couches supérieures de son atmosphère au profit d'une étoile naine et chaude qui dans certaines conditions émet un jet bipolaire et s'entoure d'un disque d'accrétion très lumineux en UV ou rayons X. A droite, une photo composite prise en lumière blanche par Adam Block (rouge) et en rayons X par le satellite Chandra (bleu) qui révèle l'émission d'un puissant jet bipolaire éjecté dans les années 1950 et 1980 et d'un anneau de matière qui suivit l'éruption de 1770. Documents HAO et A.Block,NASA/CXC.

L'une de ces étranges binaires symbiotiques est R Aquarii (R Aqr) présenté ci-dessus à droite qui fit l'objet d'une étude détaillée en 2012 par l'équipe de A.Mayer de l'Université de Vienne et qui est suivie depuis le début des années 2000 par le satellite Chandra.

R Aqr se situe à environ 710 années-lumière et sa magnitude fluctue par intermittence. Ses sursauts d'éclats furent observés pour la première fois au XIe siècle. Ce couple comprend une étoile variable de type Mira de magnitude 5.8-12.4 qui varie sur une période de 80 à 1000 jours. Cette géante rouge présente une classe spectrale M5-M8 et une température effective de 2800 K. Son compagnon est une étoile naine blanche d'une température effective de 20000 K. Leur séparation angulaire est de 55 mas et la période orbitale est de 44 ans.

Illustration d'une éruption 10000 fois plus puissante que sur le Soleil dans le système binaire DG CVn composé de deux étoiles naines rouges. Document NASA/S.Wiessinger.

Lors des phases actives, la surface de l'étoile naine produit des réactions de fusion thermonucléaire en chaîne au cours desquelles elle devient 250 fois plus brillante. Le couple est entouré d'un premier anneau de matière (mais qui n'est pas visible sur la photo ci-dessus) qui est la trace d'une ancienne éruption de type nova qui se serait produite en l'an 1073. Selon l'équipe de Chandra, les astronomes coréens ont mentionné cette explosion dans leurs annales et des traces isotopiques datant de cette époque furent découvertes dans la glace en Antarctique. Ensuite, un second anneau deux fois plus petit s'est formé au début des années 1770, celui qu'on aperçoit aujourd'hui en rouge. Les observations effectuées avec le télescope X Chandra ont révélé la présence d'un jet émis par l'étoile naine et de deux nuages brillants qui se déplacent respectivement à environ 622 et 944 km/s. Compte tenu de leur vitesse, ces nuages de gaz furent émis dans les années 1950 et 1980 et n'ont pas été aussi brillants que l'éruption de la nova de 1073. Il est possible que R Aqr soit une nova récurrente. Si les évènements de 1073 et de 1773 se répètent, la prochaine explosion de la nova ne devrait pas se produire avant l'an 2470.

On connaît encore très peu de choses sur les étoiles symbiotiques. Leur étude permet de mieux connaître l'évolution stellaire en déterminant l'âge des composantes car nul ne sait encore à quelle étape de leur évolution ces couples stellaires s'engagent dans ce processus. Elles permettent également d'étudier le vent stellaire, la nébuleuse ionisée, le phénomène d'accrétion et la formation du jet bipolaire dont le mécanisme de formation pourrait être similaire à celui qu'on retrouve dans les AGNs (qui sont alimentés par un trou noir supermassif).

Parmi les autres étoiles de ce type citons V1016 Cygni, AG Draco et HM Sagittae.

Les binaires X

Un autre exemple très particulier est le système 47 Tucanae X9 situé dans l'amas globulaire 47 Tucana à 14800 a.l. D'abord catalogué comme variable cataclysmique, des observations au télescope X et au radiotélescope australien ATCA par l'équipe de J.C.A. Miller-Jones ont permis de découvrir en 2015 qu'il s'agit en fait d'une étoile binaire X de faible masse (LMXB) qui subit des sursauts d'éclats accompagnés d'émissions radios et X. A l'époque, les chercheurs soupçonnaient l'existence d'un compagnon compact pouvant être un trou noir autour duquel orbite l'étoile naine avec une période de 25 minutes.

La binaire X 47 Tuc X9. Doc NASA/CXC/M.Weiss

Puis en 2017, grâce aux télescopes Chandra et NuStar et au radiotélescope ATCA, l'astrophysicien Arash Bahramian de l'Université d'état du Michigan et son équipe ont pu cartographier le système et découvert la contrepartie de l'étoile naine X9; il s'agit vraisemblablement d'un trou noir stellaire qui aspire l'atmosphère de l'étoile naine.

Le flux de rayonnement X fluctue avec une période d'environ 28 minutes. De plus, les données X indiquent une forte émission d'oxygène, typique d'une étoile naine. On en déduit que l'étoile naine gravite à environ 1 million de kilomètres du trou noir soit 2.5 fois la distance Terre-Lune, c'est un record de proximité. Elle effectue une révolution en 28.18 ±0.02 minutes autour de l'objet compact. Sa vitesse orbitale atteint 3300 km/s soit 12 millions de km/h, 1 % de la vitesse de la lumière !

Si l'étoile continue à perdre sa masse, elle se transformera soit en un petit corps pas plus grand qu'une planète, inerte et totalement stérile soit elle va complètement s'évaporer.

Notons pour être complet que selon une autre hypothèse, le compagnon massif serait une étoile neutron qui pourrait transiter vers le stade pulsar milliseconde mais les effets observés dont l'absence de variabilité extrême aux fréquences radios et X suggèrent qu'il s'agit plutôt d'un trou noir.

A voir : A Tour of X9 in 47 Tucanae

Les binaires gamma

Enfin, parmi les systèmes binaires les plus exotiques, il existe quelques binaires gamma. Il s'agirait d'étoiles neutrons ou de trous noirs stellaires émettant d'intenses rayons gamma, le rayonnement le plus puissant existant. Le niveau d'énergie varie entre 0.1-100 GeV mais peut dépasser 100 GeV comme l'a confirmé Guillaume Dubus du CNRS dans un article sur les binaires gamma publié en 2013.

A ce jour, grâce au télescope multispectral Swift et le télescope gamma Fermi de la NASA, les astronomes n'ont découvert que 5 binaires gamma dans la Voie Lactée dont 1 ou 2 microquasars, 1 binaire (Eta carina) et trois novae auxquelles il faut ajouter quelques pulsars binaires millisecondes. Une seule binaire gamma réside au-delà de la Voie Lactée, LMC P3 découverte en 2012 dans le Grand Nuage de Magellan à 163000 années-lumière du Soleil et illustrée ci-dessous.

LMC P3 est la binaire gamma la plus lumineuse, surpassant sensiblement les binaires gamma de la Voie Lactée dans les bandes gamma, rayons X, radios et en lumière blanche. Cette étoile binaire se trouve dans le résidu de supernova DEM L241 déjà connu comme émetteur X binaire massif (HMXB sous la référence CXOU J053600.0–673507). La source gamma gravite en 10.3 jours autour d'une étoile bleue massive de 25-40 M de classe spectrale O5III.

A voir : LMC P3 - NASA’s Fermi Finds Record-breaking Binary Star

A gauche, localisation de LMC P3 (dans le cercle) dans le résidu de supernva DEM L241 situé dans le Grand Nuage de Magellan à 163000 a.l. La photo a été prise en lumière blanche. La région bleue cache également une forte émission X émise par l'astre compact brillant. A droite, illustration artistique du système. Documents NASA/CXC et T.Lombry.

Sur base des observations optiques réalisées par Swift, il est difficile de connaître la nature de la source gamma. Sur base de ses données orbitales et en tenant compte de l'inclinaison du système par rapport à la ligne de visée (on observe le système selon un plan incliné) il s'agit soit d'une étoile neutron de 2 M soit d'un trou noir stellaire, tous deux résultant de l'effondrement d'une étoile massive. Sa température effective dépasse 33000 K et l'astre est tellement lumineux sur le plan énergétique que la pression de radiation de sa lumière arrache la matière de sa surface, créant un flot de particules dont la vitesse des vents atteint plusieurs centaines de km/s (plusieurs millions de km/h).

Ce flot de particules chargées émet également des rayons gamma. Ce phénomène se produit quand les photons de la lumière de l'étoile entrent en collision avec les électrons de haute énergie et sont diffusés. Sous l'impact, leur énergie augmente jusqu'au niveau de l'énergie gamma. Appelé la diffusion Compton inverse, ce processus produit plus de rayonnement gamma lorsque le compagnon massif passe tout près de l'étoile bleue. Vu de la Terre, cela se produit lorsque l'astre compact se situe derrière l'étoile bleue.

La découverte d'une binaire gamma aussi brillante hors de la Galaxie suggère que la Voie Lactée contient bien plus de binaires gamma que prévu.

Ceci résume en quelques pages la diversité des étoiles. Il s'agit effectivement d'un univers très riche, bien insolite, regroupant une population très disparate d'étoiles mais qui obéissent malgré tout à des lois rigoureuses que l'on peut appliquer à chacune d'entre elles, qu'elles soient petites et dégénérées ou supergéantes et brûlant de vivre l'espace de leur vingt ans.

Pour plus d'informations

Sur le web

Une façon de vivre propre aux étoiles (sur ce site)

ASAS-SN (All-Sky Automated Survey for Supernovae)

Catalogue des Etoiles Doubles de Washington

Web simulations (applet Java), Yervant Terzian et Terry Herter, U.Cornell

Simulateur d'étoiles doubles, Johannes Schedler (applet Java)

Evolution stellaire, Nicolas Aunai (NicoAstro)

L'évolution des étoiles, Imago Mundi

Nucléosynthèse et évolution stellaire, Vulgum.org

L'évolution stellaire (PDF, aperçu pour DEA), Tristan Guillot

Théorie des supernovae, Alain Bouquet, Collège de France/IN2P3

L'évolution des étoiles et des galaxies, Gilles Adam

Jets and Outflows in Compact Stellar Binaries (PDF), NRAO, 2012

Simulateurs

Astrophysique nucléaire et plasmas stellaires, Service d'Astrophysique du CEA

Eclipsing Binary Simulation, Terry Herter (applet Java)

StarLight Pro, Dan Bruton (simulateur de binaire à éclipse, 260 KB)

StarClock, simulateur de l'évolution stellaire, un programme de Leos Ondra

The Electronic Universe (Lectures), James M. Imamura

Livres

Astronomie, Astrophysique, Agnès Acker, Dunod, 2005/2013

Ce que disent les étoiles, Danielle Briot et Noël Robichon, Belin/Pour la Science, 2013

Etoiles et matière interstellaire, James Lequeux, Agnès Acker et al., Ellipses Marketing, 2009

Etoiles et galaxies, N.Audard et al., Hachette, 2004

Naissance, vie et mort des étoiles, T.Montmerle et N.Prantzos, PUF-Que sais-je ?, 330, 1998

L'observation des étoiles doubles visuelles, Paul Couteau, Flammarion, 1978/1992

Vie et mort des étoiles, Collectif, Pour la science/Belin, 1977/1988

An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution, Dina Prialnik, Cambridge University Press, 2000/2009

The Hundred Greatest Stars, James B. Kaler, Springer, 2002

Burnham's Celestial Handbook (3 Vol.) R. Burnham et H.Luft, Dover Publications, 1978/1979

Dans la bibliothèque de LUXORION (rubrique Astronomie).

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[25] Pour en savoir plus sur les étoiles symbiotiques, consultez les études de Joanna Mikołajewska (2002) du Centre Astronomique Nicolaus Copernic, celle de Jennifer L.Sokoloski (2004) du CfA d'Harvard-Smithsonian et l'étude de leurs courbes lumineuses par Augustin Skopal (2008).


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