Contacter l'auteur / Contact the author

Recherche dans ce site / Search in this site

 

Les étoiles doubles et multiples

L'étoile double gamma Andromedae (Mv: 2.1 et 5, Sépar. 9.6", PA 63°) photographiée en août 2017 par Aldo Baràn avec un télescope newtonien de 347 mm équipé d'une caméra CCD ASI224. L'étoile bleue est également une binaire serrée.

Introduction (I)

Imaginez un système de deux étoiles comme Kepler-47, 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... Kepler-47 abrite trois exoplanètes.

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 (cf. les binaires à contact).

Couples optiques et couples physiques

Alors que les couples optiques ne paraissent rapprochés que par un effet de perspective (par exemple Mizar/Alcor de la Grande Ourse, 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.

Ainsi si on examine Mizar et ε Lyrae en haute résolution, on découvre qu'elles abritent des binaires serrées. Il existe d'innombrables exemples de ce type.

Un bel exemple est l'étoile double γ Andromedae de magnitude intégrée 2.1 présentée ci-dessus à droite formée d'une étoile jaune (K3IIb) et d'une étoile bleue (B9.5V) séparées de 9.6", la bleue ou composante B étant elle-même une binaire serrée dont les étoiles sont séparées de 0.3".

Un autre exemple est β Lyrae dont une photo est présenté ci-dessous à droite. A basse résolution, 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'. Mais surtout, au coeur du système se trouve une binaire semi-détachée à éclipses, Bêta Lyrae Aa.

Les données de tous ces systèmes sont disponibles en ligne dans la base de donnée Simbad, le catalogue CCDM de VizieR, le Washington Double Star Catalog et le Multiple Star Catalog.

Photos d'étoiles doubles prises par

Steve Smith - Damian Peach - Frederick Ringwald

A gauche, zoom sur Zeta UMa, Mizar et Alcor de la Grande Ourse. L'image en bas à gauche est une modélisation qui n'est pas à l'échelle. A droite, Bêta Lyrae et ses couples optiques (non liés physiquement). Documents T.Lombry, B.King, F.Espenak et S.Smith.

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 ci-dessous à droite 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.

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

Deux systèmes multiples physiques. A gauche, le système triple de l'étoile Polaire (Polaris) située à environ 430 a.l. photographié en janvier 2006 grâce au Télescope Spatial Hubble. Polaris est une étoile supergéante jaune de classe spectrale F7 et de 5.4 masses solaires. Le compagnon B de magnitude 8.7 est séparé de Polaris (Mv 1.98) de 18" (PA 218°0) soit d'environ 2580 UA (386 milliards de km) tandis que le compagnon Ab (Mv 9.2) n'est séparé que de 21 UA (3.2 milliards de km). A droite, simulation du 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.

Record d'interactions

A ce jour, les astronomes ont découvert 18 systèmes multiples contenant 6 étoiles en interactions, généralement agencées en plusieurs systèmes binaires. Citons par exemple Castor, α Geminorum, visible à l'oeil comme une étoile double de magnitudes 1.96 et 2.91 dont les composantes sont séparées de 5.2". En réalité c'est un système sextuple composé de trois binaires spectroscopiques. Il existe même deux systèmes septuples, Nu Scorpii et AR Cassiopeiae.

TIC 168789840

L'un des systèmes sextuples les plus étonnants est TIC 168789840 découvert en 2020 par le satellite TESS de la NASA au cours de son programme de recherche des exoplanètes. Le système multiple fut découvert grâce à des outils d'apprentissage automatique et d'intelligence artificielle développés par l'HEASARC de la NASA pour aider les astronomes à identifier des systèmes stellaires complexes et inhabituels dans les données de TESS.

Au cœur de TIC 168789840 se trouvent deux paires d'étoiles binaires à éclipses, les paires A et C, dont les étoiles sont séparées respectivement de 4.8 et 4.2 millions de kilomètres. Chaque étoile de la paire A et de la paire C orbite autour de son partenaire en quelques jours. Les paires A et C gravitent également collectivement autour de leur barycentre commun. Enfin, une troisième binaire à éclipses, la paire B, est située à 14.9 millions de kilomètres et gravite autour de la paire A-C.

Une éclipse dans ce système se produit chaque fois qu'une étoile se déplace devant son compagnon le plus faible (une éclipse primaire) puis derrière lui (une éclipse secondaire). C'est l'un des rarissimes cas où depuis la Terre, on peut observer les étoiles s'éclipser mutuellement. En effet, le plan orbital des étoiles est dans notre ligne de visée ce qui permet de voir les étoiles éclipser leurs partenaires.

A gauche, structure du système sextuple TIC 168789840 composé de trois binaires à éclipses organisées en un quadruple système interne A-C et une binaire externe B. A droite, les courbes lumineuses obtenues par TESS des binaires à éclipses. On constate que plusieurs éclipses secondaires se sont produites. Documents B.Powell et al. (2020) adaptés par l'auteur.

Dans deux des trois systèmes binaires - le quadruple système interne -, les étoiles gravitent si près l'une de l'autre qu'elles détruiraient l'éventuelle protoplanète qui se formerait à proximité. En revanche, dans la binaire externe les deux étoiles gardent leurs distances et il est donc techniquement possible qu'il puisse y avoir des planètes en orbite autour d'elles.

L'étude de TIC 168789840 a fait l'objet d'un article publié dans "The Astronomical Journal" (en PDF sur arXiv) en 2021 par une équipe internationale de 40 chercheurs.

Bien que les systèmes binaires serrés ne soient pas rares, ils posent un défi aux modèles de formation stellaires qui prédisent que les étoiles ne devraient pas pouvoir se former à moins de 1.5 milliard de kilomètres soit  10 UA les unes des autres. Pour résoudre cette apparente contradiction, Andrei Tokovinin du CTIO et coauteur de cette étude a proposé que les étoiles de TIC 168789840 et d'autres binaires proches se sont peut-être formées ailleurs puis furent déviées pour une raison inconnue et se sont rapprochées.

Selon une autre théorie, Tokovinin et Max Moe de l'Université de l'Arizona ont proposé en 2020 qu'une telle migration pourrait se produite lors de l'accrétion de gaz d'une nébuleuse protostellaire entourant les étoiles lorsqu'elles étaient encore très jeunes. Du fait que les binaires proches se trouvent souvent dans des systèmes à trois ou quatre étoiles, Tokovinin et Moe ont suggéré que l'accrétion de gaz pourrait non seulement rapprocher un système binaire, mais également fournir suffisamment de gaz pour former plus d'étoiles. C'est peut-être ce genre de mécanisme qui s'est produit dans TIC 168789840.

Record de séparation

Le couple stellaire séparé par la plus grande distance, ce qu'on appelle une binaire large, est WISE 2150-7520AB découvert dans le cadre du projet Backyard Worlds: Planet 9 de la NASA lancé en 2017 qui permet au public de découvrir des étoiles naines binaires étranges. Ce système binaire comobile de très faible masse est situé à 78.9 années-lumière dans la constellation de l'Octant (située entoure du pôle Sud céleste). Il est constitué de deux étoiles naines brunes, l'une cataloguée W2150A de type T8 (Teff. 719 K) d'environ 34 Mj et la deuxième 2MASS J21501592-7520367 de type L1 (Teff. 2118 K) déjà connue d'environ 72 Mj séparées de 341 UA ou 14.1" ! La masse totale du système binaire est inférieure à 0.1 M. On ignore l'âge du système mais il se situe entre 500 millions et 10 milliards d'années.

A gauche, le système binaire WISE 2150-7520B dont les composantes sont distantes de 341 UA soit plus de 8 fois la distance de Pluton au Soleil. A droite, à l'opposé, la binaire à contact VW Cephei est formée de deux étoiles naines ayant fusionné les couches supérieures de leur atmosphère. Documents J.K. Faherty et al. (2020) et T.Lombry.

En raison des interactions que ce couple subit en traversant la Galaxie on n'imaginait pas qu'un tel système puisse survivre et rester connecté sur une aussi grande distance durant des milliards d'années. C'est le système binaire le plus étendu observé à ce jour liant une étoile naine L et un compagnon plus tardif. La description de ce système fut publiée par Jacqueline K. Faherty du AMNH et ses collègues dans l'"Astrophysical Journal" en 2020.

A l'opposé, la binaire à contact VW Cephei, également classée parmi les binaires à éclipse, située à 90 années-lumière forme un couple tellement serré que les deux étoiles naines ont fusionné les couches supérieures de leur atmosphère comme illustré ci-dessus à droite. Bien que le système est classé comme étoile de type G, la plus petite étoile est bleue et plus dense. C'est elle qui attire l'atmosphère de son compagnon.

Le premier catalogue Gaia DR3 de 1.3 million de binaires larges

En 2021, grâce au satellite Gaïa, pour la première fois les astronomes ont pu générer un atlas 3D étendu comprenant 1.3 million d'étoiles binaires larges situées dans un rayon de 1 kpc soit ~3000 années-lumière autour du Soleil. Par "binaire large", il s'agit d'un couple stellaire physique dont les composantes sont séparées entre 10 UA et 1 pc. La compilation de cet atlas a fait l'objet d'un article publié dans les "MNRAS" en 2021 par le doctorant en astrophysique Kareem El-Badry de l'Université de Californie à Berkeley et ses collègues.

Avant Gaia, la dernière compilation d'étoiles binaires proches provenait des données du satellite Hipparcos de l'ESA qui fut opérationnel entre 1989 et 1997 et comprenait à peine 200 systèmes binaires probables. Le nouveau catalogue comprend 1.3 million de binaires ayant au moins 90% de probabilité d'êre physiquement liées et 1.1 million de binaires qui ont plus de 99% de probabilité d'êre physiquement liées. Parmi eux, il y a 16000 systèmes binaires associant une naine blanche et une étoile de la Séquence principale et 1400 systèmes binaires composés de deux étoiles naines blanches.

Avec une taille d'échantillon aussi grande, il est possible de cartographier la population de ces binaires stellaires et par exemple de savoir quelle est la distribution des rapports de masse des deux étoiles ou comment se répartissent leurs séparations et leurs excentricités. De plus, comme les étoiles binaires naissent en même temps, lorsque le système contient une naine blanche, son âge indique aux astronomes l'âge du compagnon ainsi que celui de toutes les planètes orbitant éventuellement autour. Selon El-Badry, "Pour une naine blanche, en général, il est facile de dire quel âge elle a - pas seulement à quel âge elle est devenue une naine blanche, mais quel est son âge total. Vous pouvez également mesurer leurs masses, car les naines blanches ont une relation masse-rayon bien comprise".

À titre d'exemple, El-Badry et ses collègues (cf. arXiv, 2021) ont utilisé les données de Gaia pour estimer l'âge de l'exoplanète TOI-1259Ab, une géante gazeuse de la taille de Jupiter graviant autour d'un système binaire composé de deux étoile naines. D'après l'âge des étoiles, l'exoplanète est âgée de 4.08 milliards d'années. Selon El-Badry, dans ce catalogue, il y a environ 15 systèmes binaires comprenant une étoile naine et une explanète et plusieurs centaines de binaires dont le compagnon abrite une exoplanète (et qui gravitent donc autour de l'étoile principale).

A voir : Stars aligned: An atlas of binary stars, UCBerkeley, 2021

A gauche, photos couleurs de quelques systèmes binaires répertoriés par Gaia. A droite, présentation dans le diagramme H-R d'une centaine d'étoiles binaires proches du catalogue Hipparcos (gauche) comparée à l'atlas de Gaia contenant 1.3 million de binaires (droite). Ce nouveau catalogue permet aux astronomes de mieux comprendre l'évolution des binaires et des étoiles en général. Documents K.El-Badry et al./Gaia DR3 (2021).

Selon El-Badry, "environ la moitié des étoiles semblables au Soleil sont des binaires, dont beaucoup sont trop proches pour être distinguées, mais nous avons déterminé que 25% de toutes les étoiles solaires ont un compagnon binaire séparé de plus de 30 UA. La distribution culmine à une séparation de 30 ou 50 UA". La majorité des couples sont séparés de moins de 1000 UA.

Ce nouveau catalogue confirme ce qui avait déjà été suggéré à partir des données de Gaia DR2 de 2018, à savoir que dans de nombreux systèmes binaires, les étoiles ont des masses très similaires. Selon El-Badry, "Les binaires aiment être des jumeaux identiques. C'est vraiment étrange, car la plupart des binaires sont séparées par des centaines ou des milliers d'UA, elles sont donc si éloignées que, selon les théories conventionnelles de formation stellaires, leurs masses devraient être aléatoires. Mais les données racontent une histoire différente : elles savent quelque chose sur les masses de leurs compagnons". Cela implique que dans les systèmes binaires, les étoiles se sont formées beaucoup plus près les unes des autres au cours d'un processus qui tend à égaliser leurs masses puis les force à migrer séparément, peut-être à cause d'interactions avec d'autres étoiles proches.

Des binaires entourées d'un panache

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-dessous 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).

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. Au centre, 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). A droite, le système binaire [BHB2007] 11 en formation enregistré par ALMA. Documents Obs.Keck, ALMA et ESO/ALMA.

Il existe également des systèmes binaires dans lesquels le couple dispose d'une ou plusieurs exoplanètes comme Kepler-47 précité et 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).

Citons également les cas particuliers 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 (par exemple NGC 3132 avec l'étoile binaire HD 87892 ainsi que NGC 1514).

A lire : Why are there Seven Sisters?, R. & B. Norris, 2020

Les Pléiades, une tradition de plus de 100000 ans

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'Hawaï. A droite, les paramètres visuels (séparation et angle de position) caractérisant un système double. Documents CFHT et T.Lombry.

En résumé, on estime aujourd'hui que les trois quarts des étoiles 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".

Décrivons à présent quelques systèmes multiples remarquables.

Deuxième partie

Albiréo, "Topaze et saphir"

Page 1 - 2 - 3 -


Back to:

HOME

Copyright & FAQ