LES ETOILES BINAIRES A OCCULTATIONS ET TRANSIT

1) Les périodes de révolution de quelques binaires photométriques

Attardons-nous quelque instants sur les périodes de révolution des binaires photométriques

LES ETOILES DE TYPE EA

-          Les BAE peuvent être de type EA : des étoiles à plateau de luminosité entre les éclipses, où les périodes varient de 2,8 jour pour Beta Per, prototype de ce type d’étoile, constitué de deux étoiles de type B7V et G8IV, d’une masse totale de 4,5 masses solaires, en passant par l’étoile Alpha Crb, dont la période est de 17 jours pour un système constitué d’une étoile blanche de type A0V et d’une autre plus jaune de type G3V dont la masse totale est d’environ 3 masses solaires pour aboutir à des périodes étonnamment longues comme l’étoile Epsilon Aur de plus de 9800 jours, pour une éclipse durant environ 18 mois.

Que se cache derrière cette mystérieuse étoile d’un diamètre d’environ 100 fois le diamètre du soleil, d’une luminosité de presque 50 000 fois celle du soleil et d’une masse d’environ 20 masses solaires ?

L'éclipse de 2009-2010 a permis à l'équipe de Brian Kloppenborg, de l'université de Denver, d'étudier Epsilon Aurigae avec l'interféromètre californien CHARA Array. Les images révèlent un disque de poussière de 1,5 milliard de kilomètres de diamètre, vu par la tranche, et contenant une petite étoile massive. Cela confirme l'hypothèse 1 : Epsilon Aurigae est donc un système binaire atypique (Source Wiki)

 

 

 

Source : MASSON, les étoiles variables

LES ETOILES DE TYPE EB

 
Puis viennent les étoiles de type EB, des binaires appelées semi-détachées, car de la matière est transférée d’une étoile à l’autre. De ce fait il n’y a plus de plateau de lumière entre les éclipses.

L’inventaire des périodes est tout aussi étonnant : de 1,4 jours pour mu Sco, deux étoiles de type spectral B plutôt blanc bleu, système d’environ 22 masses solaires à Nu Sgr, en passant par Beta Lyr, prototype de cette catégorie, de type spectral B pour une masse totale de 14 masses solaires, jusqu’à Nu Sag, deux étoiles de couleur blanc-bleue et orange, dont la révolution entre les deux étoiles dure environ 138 jours pour une masse totale de 21 masses solaires

 LES ETOILES DE TYPE EW

-          Et enfin les étoiles de type EW, appelées binaires de contact car les composantes sont reliées entre elles. Cela implique évidemment qu’il n’y a plus de plateau entre les éclipses, mais aussi que les minimum de lumière sont souvent identiques. Ces étoiles ont la particularité d’avoir des périodes inférieures à un jour la plupart du temps, comme i Boo dont la période est de 0,26 jour, deux étoiles jaunes de la séquence principale pour une masse totale de 1,4 masses solaires, mais aussi le prototype de cette catégorie, W Uma, de période 0,38 jour, pour deux étoiles jaune orange de la séquence principale pour une masse totale d’environ 2 masse solaires.

Nous voyons dès à présent, dans ce bestiaire céleste très varié, que les étoiles de type EW sont les étoiles les plus propices à un bouclage de période si l’on fait un suivi sur quelques nuits.

L’émerveillement est le premier pas pour marcher sur le chemin de la science, alors laissons nous émerveiller tout d’abord des particularités de certains systèmes avant d’essayer de donner quelques éléments qui permettront de découvrir un troisième corps autour d’une BOT.

  
2) Les particularités des systèmes de BOT

En décriptant quelques articles de BOT dans la littérature, nous trouvons des éléments pour mieux comprendre ces systèmes binaires.

La plupart des informations ci-dessous concernent surtout les BAE de type EW et ont prises dans l’ouvrage de Dirk Terell, J.D. Mukherjee, R.E. Wilson « Binary stars a pictorial atlas »

a) La période des BAE à contact n’est souvent pas constante

Source : The W-subtype active contact binary PZ UMa with a possible more massive tertiary component

b) Etoile primaire : la plus massive ?

Intuitivement, nous pourrions penser que l’étoile appelée 1 (la primaire) est la plus massive, la plus lumineuse et la plus chaude. Il n’en est rien, et cela rend les étoiles BOT passionnantes à étudier

Regardons de plus près nos hôtes célestes.

L’article « CCD Photometry, Light Curve Modeling, and Period Study of the Overcontact Binary Systems NSVS 7245866 and V685 Pegasi » nous indique que la convention adoptée est que l’étoile massive est appelée « m1 » et l’étoile secondaire est appelée « m2 ». De plus nous voyons dans les paramètres physiques des systèmes l’apparition d’un coefficient appelé « q » qui est le rapport entre m2 et m1. Il apparaît donc que la valeur de q devrait toujours être inférieure à 1. Pourtant, là aussi, nous trouvons des exceptions.

Voici quelques exemples, cités ici pour montrer que rien n’est évident dans les systèmes binaires, ce qui les rend indispensables à étudier pour mieux comprendre leurs caractéristiques.

 

BAE	q
44I Boo	1,997
BX Peg	2,800
ER Ori	1,990
RW Com	2,920

 

 

 

 

Mais le système le plus exotique que j’ai pu trouver est  HD 77581 : le rapport de masse est de 13, ce qui signifie que non seulement l’étoile primaire est 13 fois moins massive que l’étoile secondaire mais aussi, qu’elle est beaucoup plus petite. Sur le graphique issu du livre, l’étoile primaire est un point alors que l’étoile secondaire paraît démesurée, mais nous voyons aussi que la courbe de lumière montre une augmentation de lumière au lieu de montrer un minimum de lumière lorsque l’étoile primaire passe devant l’étoile secondaire.Quel étonnant système !

La température de l’étoile primaire n’est pas connue, ce qui pourrait nous laisser penser que cette étoile est plus chaude que l’étoile secondaire.

 

 

 c) Etoile primaire : la plus chaude ?

Là aussi nous pourrions penser intuitivement que l’étoile primaire est la plus chaude mais nous allons voir que certains systèmes adoptent un comportement opposé.

Etoile	T1	T2
Alpha Crb	9570	5000
S Vel	8200	4500

L’étoile 1 est moins chaude que l’étoile 2 dans les deux cas ci-dessous

Etoile	T1	T2
GW Cep	5800	6113
SS Ari	5600	5919

 

d) L’asymétrie de la forme des courbes de lumière

Une courbe de lumière de BOT est parfois presque symétrique (type EW), parfois asymétrique (type EA et EB)

Mais nous trouvons aussi des courbes de lumière étonnantes : celle de V361 Lyr en est une.

Le graphique montre 3 bandes du haut vers le bas : IR, V et UV. V361 Lyr montre clairement une augmentation de luminosité en UV entre les phases 0 et 0,5.

e) Quelle est l’inclinaison minimum d’une BOT ?

Nous pourrions penser que l’inclinaison d’une binaire à éclipse est proche de 90° puisque par définition, l’orbite du système est vu par la tranche, mais nous voyons ci-dessous l’exemple d’une BOT dont l’inclinaison est de 47°, bien loin des 90° attendus.

f) Lien masse / température

De l’étude de la masse et de la température, il nous laisserait apparaître deux scenarios possibles.

L’article The W-subtype active contact binary PZ UMa with a possible more massive tertiary component nous indique que selon Binnendijk (1970), si l’étoile la plus massive est la plus chaude (voir paragraphe c) le système devient une sous-catégorie appelée sous-type A. A l’inverse, si l’étoile la plus massive est la plus froide, le système entre dans une sous-catégorie appelée W. Les étoiles de type binaires à contact (EW et EB ?) auraient donc deux catégories communes : un sous-type A et un sous-type W… évitons les certitudes… ayant l’esprit ouvert à tous les cas possibles…

Ces sous-types ayant été definis, penchons-nous un peu plus avant, vers le lien entre ces sous-types et leur évolution temporelle.

La formation des sous-type liée au temps

L’article An optical and X-ray study of the contact binary, BH Cassiopeiae nous indique que le phénomène n’est pas parfaitement compris et reste « controversial » pour reprendre le mot original en anglais

Deux propositions s’opposeraient :

Le sous-type A serait un stade d’évolution plus tardif que les sous-type W (Li et al. 2004)

Le sous-type W serait un stade d’évolution plus tardif que le sous- type A (Gazeas 2006)

Nous pouvons aussi étudier la dépendance des sous-type A et W reliant leur mase initiale.

 

La formation des sous-type liée à la masse initiale des composantes

Une partie de l’article A Solar-type Stellar Companion to a Deep Contact Binary in a Quadruple System V776 Cas est fort intéressant à ce propos.

Une hypothèse de formation des deux types de BOT serait le suivant (Yildiz & Dogan 2013, Yildiz 2014)

Si la masse initiale du système est supérieure à 1,8 masses solaires, alors le système évolue vers un sous-type A provoqué principalement par l’évolution nucléaire, tandis que si la masse initiale du système détaché est inférieure à 1,8 masses solaires, le système évolue vers un sous-type W et cela serait dû à une perte de moment angulaire du système provoqué par des vents stellaires.