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Les étoiles doubles et multiples

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.

AR Scorpii (III)

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 à neutrons (et bien sûr le trou noir), les deux seuls objets pouvant présenter un dipôle magnétique et 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 présente la particularité de subir des fluctuations lumineuses inexpliquées d'abord estimées inférieures à 0.5 j puis réévaluées à quelques minutes qui l'ont classées par erreur 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 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 à neutrons accrétante présente une luminosité X généralement 100 fois supérieure à sa luminosité optique.

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 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.

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.

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 radiointerférométrique australienne ATCA et les observations visuelles des astronomes amateurs, les astrophysiciens ont finalement compris la nature de cette fluctuation de AR Scorpii 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 synchrotron 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 minute 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.

HR 6819, un cas de vampirisme stellaire

Le système binaire HR 6819 alias QV Tel est situé dans la constellation du Télescope à environ 1011 années-lumière (310 ±60 pc) du Soleil. Le système comprend une étoile Be (B3IIIpe, c'est-à-dire une étoile de type B avec des raies en émission) de ~6 M cataloguée comme étoile variable et une compagne de type B3 III d'environ 0.5 M. Le système se serait formé il y a environ 50 millions d'années (cf. N.Tetzlaff et al., 2011).

Pendant quelques temps Thomas Rivinius de l'ESO et ses collègues ont pensé qu'il s'agissait d'un système triple dont les deux étoiles orbitaient autour d'un trou noir stellaire. Mais les astronomes Douglas Gies et Luqian Wang de l'Université d'État de Géorgie aux Etats-Unis étaient d'un autre avis : "Il est possible que la composante stellaire B3 III soit en fait une étoile de faible masse, encore relativement jeune et lumineuse. Dans ce cas, l'étoile Be serait le compagnon d'un système binaire d'une période de 40 jours au lieu d'un trou noir."

En 2020, on soupçonnait qu'il n'y avait pas de trou noir dans ce système mais il fallait rassembler de nouvelles données plus précises. L'information fut finalement confirmée dans un article publié dans la revue "Astronomy & Astrophysics" en 2022 par Abigail Frost de l'Institut d'Astronomie de la KU Leuven en Belgique et ses collègues. Ils ont refait des mesures en haute résolution avec les instruments MUSE (un spectrographe) et GRAVITY (un interféromètre en bande K à 2.4 microns) du VLT. Ils confirment qu'il n'y a pas de trou noir dans le système HR 6819. En fait comme l'avaient proposé Gies et Wang, il s'agit d'un système binaire.

A voir : Artist’s animation of HR 6819, ESO, 2022

A gauche, localisation du système HR 6819 situé à 1011 années-lumière dans la constellation du Télescope (dans le cercle vert). Au centre, l'étoile principale du système photographiée dans le cadre du sondage DSS2 de l'ESO. A droite, illustration artistique du système binaire. L'étoile principale de type Be et de ~6 masses solaires est ovale et est entourée d'un disque de décrétion après avoir arraché l'atmosphère de sa compagne de type B3 III par un phénomène surnommé le "vampirise stellaire". Voir également la vidéo ci-dessus. Documents ESO adapté par l'auteur, ESO/DSS2 et ESO/L.Calçada.

Comme la plupart des étoiles de cette classe, l'étoile Be présente des raies d'émission en raison de la présence d'un disque de décrétion chaud, c'est-à-dire que l'étoile est entourée d'un anneau de gaz comme illustré ci-dessus à droite. Cet anneau de décrétion est le résultat de l'attraction de l'étoile B3 qui a été dépouillée de son atmosphère, un phénomène qu'on appelle parfois le "vampirisme stellaire".

LB-1, une binaire spectroscopique

L'étoile LB-1 alias LS V +22 25 est située à 13790 années-lumière (4.23 kpc) dans la constellation des Gémeaux. C'est une jeune sous-géante bleue de magnitude 11.5 (V) âgée d'environ 35 millions d'années et d'environ 8.2 M pour un rayon de 9 R et une métallicité de 1.2 Z.

Le système LB-1 est une binaire spectroscopique. Illustration artistique de T.Lombry.

Les chercheurs ont découvert qu'elle tourne autour d'un corps massif en 78.9 jours sur une orbite "étonnamment circulaire" pour reprendre leur expression à une distance d'environ 1.5 UA. Cet astre serait un trou noir d'une masse d'environ 68 M (comprise entre 55-79 M), ce qui correspond à un rayon d'environ 200 km. Cette découverte fut publiée dans la revue "Nature" en 2019.

Si les modèles peuvent expliquer les masses élevées de certains trous noirs stellaires, en revanche aucune théorie ne prédit l'existence du trou noir putatif LB-1. Selon Jifeng Liu, "les trous noirs d'une telle masse ne devraient même pas exister dans notre Galaxie, selon la plupart des modèles actuels d'évolution stellaire. LB-1 est deux fois plus massif que ce que nous pensions possible. Maintenant, les théoriciens devront relever le défi d'expliquer sa formation."

Dans ce cas ci, l'équipe de Jifeng Liu de l'Observatoire National d'Astronomie de Chine qui étudie les systèmes binaires à la recherche de corps invisibles (sans émission lumineuse, radio ou X) y compris des trous noirs, utilisa le télescope LAMOST (Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope) installé en Chine pour le débusquer tandis que le suivi fut assuré par d'autres chercheurs utilisant le Gran Telescopio Canarias européen et le Keck américain.

Ce candidat trou noir invisible et silencieux fut "détecté" indirectement par la méthode de la vitesse radiale qui permet de découvrir un astre invisible à partir des variations périodiques de la vitesse de l'étoile par rapport à l'observateur résultant des déviations gravitationnelles que subit l'étoile autour de laquelle il gravite (cas d'une exoplanète) ou gravitant autour de lui (le cas de LB-1).

On a proposé plusieurs théories mais évidemment spéculatives pour expliquer la formation de ce trou noir hypothétique.

Notons que des astronomes ont détecté une émission Hα provenant du disque situé autour de l'éventuel trou noir (cf. R.-F.Shen et al., 2019); il devrait donc y avoir une accrétion. Cependant, l'équipe de Liu a étudié LB-1 en rayons X grâce à Chandra et n'a rien détecté, le niveau de rayons X étant inférieur à la sensibilité du télescope. Il n'est donc pas très réaliste d'illustrer LB-1 avec un disque d'accrétion massif comme le fit l'illustrateur (cf. NAOC). Mais comme personne ne le verra probablement jamais dans le rayonnement visible, laissons-lui le bénéfice du doute.

A gauche, localisation de l'étoile LB-1 dans le catalogue DSS d'ALADIN. L'agrandissement couvre un champ de 37.61'. A droite, la vitesse radiale de l'étoile et du compagnon, un soi-disant trou noir qui s'avère n'être qu'une étoile. Documents Simbad/U.Strasbourg et J.Liu et al. (2019) adapté par l'auteur.

Finalement, dans un article publié dans la revue "Nature" en 2020, Hugues Sana de la KU Leuven en Belgique et ses collègues ont analysé de nouvelles données obtenues avec le spectrographe HERMES installé sur le télescope Mercator de 1.20 m de Las Palma. Ils sont arrivés à la conclusion que le pseudo décalage spectral de la raie Hα est bien induit par le mouvement orbital d'un compagnon mais il ne s'agit pas d'un décalage spectral mais d'une superposition des raies d'absorption du compagnon sur un profil d'émission Hα statique. Les chercheurs ne remettent pas en cause l'existence du compagnon, mais ils ont réévalué sa masse qui ne dépasserait pas 4.2 M. De plus, la température effective de l'étoile sous-géante a été revue à la baisse et serait inférieure d'environ 5000 K par rapport à l'étude de l'équipe de Liu.

Conclusion, il est très probable que le système LB-1 n'abrite pas de trou noir mais simplement une seconde étoile similaire à la première. Exit donc le trou noir !

Les étoile doubles symbiotiques

Le ciel renferme également quelque 150 étoiles doubles symbiotiques[1]. 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 compacte 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.

Une étoile double symbiotique composée d'une naine blanche accrétant l'atmosphère d'une géante rouge. Document Pierre Carril/Novapix.

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.

L'une de ces étranges binaires symbiotiques est R Aquarii (R Aqr) présenté ci-dessous 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 rayons X Chandra.

R Aquarii 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. La nébuleuse qu'on observe aujourd'hui est le résultat de plusieurs éruptions majeures.

Comme on le voit sur le schéma présenté ci-dessous à droite, ce système comprend 1) une géante rouge variable de type Mira de magnitude 5.8-12.4 dont l'éclat varie sur une période de 80 à 1000 jours. Cette étoile 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.

(2) L'étoile géante perd les couches supérieures de son atmosphère sous forme d'un vent stellaire au profit de l'étoile naine qui contraint ce gaz à évoluer dans le plan équatorial. Elle accrète également une partie de ce gaz qui forme un disque d'accrétion très lumineux en UV ou rayons X parfois accompagné d'un jet bipolaire.

Schéma des éruptions de R Aquarius. Document NASA/ESA.

(3) Lorsque l'étoile naine a accumulé suffisamment de gaz, cela déclenche une explosion superficielle et elle devient une nova. Le gaz est éjecté à grande vitesse dans l'espace et forme une bulle souvent bipolaire s'étendant de part et d'autre du plan équatorial du disque. De nos jours, le système est entouré d'un premier anneau de matière (mais qui n'est pas visible sur les photos ci-dessous) qui est la trace d'une ancienne éruption de type nova qui se serait produite en l'an 1073.

(4) Quelques milliers d'années après l'éjection de la bulle de gaz, l'étoile naine est entrée dans un nouveau cycle s'accrétion et d'éruption et produisit une nouvelle bulle de gaz qui forma la structure rouge en diabolo ou en sablier qu'on observe au centre. 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. Ensuite, le cycle recommence tant que l'étoile naine est alimentée par l'étoile géante.

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 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.

Notons qu'on observe le même phénomène dans la nébuleuse Hen 2-104 surnommée la "nébuleuse australe du Crabe" présentée ci-dessous à droite dont le système symbiotique éjecta également une bulle de gaz en forme de sablier.

A voir : A Quick Look at R Aquarii, Chandra

R Aquarii (illustration de l'explosion en SN Ia), ESO

A gauche et au centre, deux images du système binaire symbiotique R Aquarii. A gauche, une photo composite prise en optique 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. Document A.Block,NASA/CXC. Au centre, une image composite en haute résolution prise par le Télescope Spatial Hubble et traitée par Judy Schmidt. A droite, la nébuleuse Henize 2-104 (Hen 2-104) surnommée la "nébuleuse australe du Crabe" située à 14500 années-lumière dans le Centaure. Il s'agit du résultat de l'activité cataclysmique d'un système binaire symbiotique liant une géante rouge de type Mira à une étoile naine. L'anneau en forme de sablier extérieur fut émis par la naine blanche tandis que l'anneau interne plus brillant provient du vent stellaire de la géante rouge (cf. R.L..M. Corradi et al., 2001). Voici son spectre. Documents NASA/ESA/STScI et Hubblesite.

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 Z Andromedae, V1016 Cygni, AG Draco, HM Sagittae et Henize 2-104.

Les binaires LMXB

Le système 47 Tucanae X9 est situé dans l'amas globulaire 47 Tucana à 14800 années-lumière du Soleil. 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.

Puis en 2017, grâce aux télescopes Chandra et NuSTAR et au réseau radioastronomique 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 accrétant l'atmosphère de l'étoile naine.

A voir : A Tour of X9 in 47 Tucanae

NICER Finds X-ray Pulsar in Record-fast Orbit (IGR J17062-6143)

A gauche, lorsqu'une étoile à neutrons fait partie d'un système binaire serré, elle finit par s'entourer d'un disque d'accrétion qui transforme l'étoile en nova X. A droite, la binaire X 47 Tuc X9. Document NASA et NASA/CXC/M.Weiss.

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 ! Cette étoile détient donc le record de la révolution orbitale la plus rapide découverte à ce jour. 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 à neutrons 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.

Coïncidence ou pas, l'avenir le dira, le second système le plus rapide est également une LMXB cataloguée IGR J17062-6143. Elle fut découverte en 2006 dans le Sagittaire à environ 23800 années-lumière. Le système comprend une naine blanche d'à peine 0.015 M et d'un pulsar X de 1.4 M et milliseconde présentant des pulsations à 163.656 Hz, ce qui correspond à 163 rotations/seconde ou une période de 6 ms (que d'autres études portent à ~8 ms).

Les deux étoiles accomplissent une révolution autour de leur barycentre commun en moins de 38 minutes à une distance de seulement 300000 km soit inférieure à la distance Terre-Lune (384400 km en moyenne). Le barycentre se situe à seulement 3000 km du pulsar. Autrement dit, l'étoile naine ne bouge pratiquement pas sur son orbite.

Une étude publiée en 2018 dans les "MNRAS" par J.van den Eijden de l'Université d'Amsterdam et ses collègues a montré que le système présente un disque d'accrétion qui est tronqué à 164 km de distance et probablement très incliné dans la ligne de visée.

Le système binaire XTE J1550-564 alias V381 Normae est un également une LMXB comprenant un trou noir stellaire de 9 M qui attire l'atmosphère d'une étoile de type K3III. Ce trou noir émet un jet bipolaire et est entouré d'un disque d'accrétion. Il est également catalogué comme microquasar.

Le microquasar GRS 1915+105 alias Nova Aquilae 1992 (V1487 Aquilae) est également un système LMXB, une nova X constituée d'un trou noir d'environ 14 M accrétant l'atmosphère d'une étoile solaire.

Enfin, l'étoile variable RW Aurigae qui est au stade T Tauri forme également un système binaire LMXB. On y reviendra à propos des disques de poussière protoplanétaires car ce système est particulièrement actif.

Terzan 5 CX1

Le système binaire Terzan 5 CX1 est constitué d'une étoile de type solaire et d'une étoile à neutrons. Il fut notamment étudié grâce au satellite X Chandra. Depuis environ l'an 2000 son comportement a évolué, passant d'une binaire X de faible masse (LMXB) à un pulsar milliseconde pour redevenir une LMXB. On pensait que ces transitions prenaient des milliards d'années. Il faudra donc réanalyser les données et réviser les modèles pour expliquer cette évolution soudaine.

Désalignement spin-orbite du trou noir MAXI J1820+070

Dans un article publié dans la revue "Science" en 2022 (en PDF sur arXiv), l'astrophysicien Juri Poutanen de l'Université de Turku en Finlande et ses collègues ont découvert que l'axe de rotation du trou noir évoluant dans le système binaire MAXI J1820+070 est incliné de plus de 40° par rapport à l'axe de l'orbite stellaire. Cette découverte remet en question les modèles théoriques actuels de formation des trous noirs.

Dans la majorité des systèmes stellaires dans lesquels des astres compacts orbitent autour d'un corps massif central, que ce soit des étoiles doubles et multiples ou des sysèmes planétaires, l'axe de rotation propre de l'astre hôte est dans une large mesure aligné avec l'axe de rotation de son compagnon, qu'il s'agisse d'une étoile, d'une planète ou des satellites vis-à-vis de leur planète. Ceci est également vrai pour le système solaire : les planètes orbitent autour du Soleil dans un plan qui coïncide à peu près avec le plan équatorial du Soleil. Ainsi l'inclinaison de l'axe de rotation de la Terre par rapport à l'équateur du Soleil (ou son axe de rotation) n'est que de 7°06' et entre la Lune et la Terre, l'inclinaison orbitale est de 5°08'.

Dans une large mesure, cet alignement n'est pas respecté dans les binaires LMXB comprenant un trou noir. Dans le cas du système binaire MAXI J1820+070 illustré à gauche situé à 10000 années-lumière du Soleil dans Ophiuchus, les astronomes ont découvert que l'angle formé entre l'axe de rotation du trou noir et l'axe de l'étoile était supérieur à 40°.

A voir : Violent flaring near the black hole MAXI J1820+070, RAS, 2022

A gauche, illustration du système binaire X comprenant le trou noir MAXI J1820+070 dont l'axe de rotation est incliné de plus de 40° par rapport à celui de l'étoile compagne. A droite, la géométrie du système du point de vue de l'observateur. Le plan gris est le plan du ciel, repéré par les axes Nord et Est, perpendiculaires à la ligne de visée vers l'observateur ô. Les angles entre la ligne de visée et les vecteurs du moment cinétique orbital et du spin du trou noir sont les inclinaisons iorb et ibh. Les angles de position correspondants θorb et θbh sont les angles azimutaux projetés sur le ciel, mesurés du Nord vers l'Est. L'angle de désalignement β est défini comme l'angle entre et . Le cône rouge indique le jet et l'ellipse bleue indique l'orbite de l'étoile compagne évoluant autour du trou noir, qui est au centre des coordonnées. Documents John A. Paice adapté par l'auteur et J.Poutanen et al. (2022).

Ce trou noir d'environ 7 M découvert en 2018 accrète la matière de l'étoile compagne plus légère en orbite autour de lui. La matière chauffée à blanc émet des rayonnements allant du visible aux rayons X ainsi qu'un jet bipolaire relativiste.

En suivant ces jets, les chercheurs ont pu déterminer très précisément la direction de l'axe de rotation du trou noir. Dès que la quantité de gaz tombant de l'étoile compagne vers le trou noir commença à diminuer, le système s'est estompé et une grande partie de la lumière du système provenait de l'étoile compagne. De cette façon, les chercheurs ont pu mesurer l'inclinaison de l'orbite à l'aide de techniques spectroscopiques, et celle-ci coïncidait presque avec l'inclinaison des jets.

Pour déterminer l'orientation de l'orbite dans l'espace, il fallut en outre connaître l'angle de position du système sur le ciel, c'est-à-dire comment le système binaire est orienté par rapport au nord céleste. Cela a été mesuré à l'aide de techniques polarimétriques.

La différence de plus de 40° entre l'axe orbital et le spin du trou noir était complètement inattendue. En modélisant le comportement de la matière dans un espace-temps courbe autour d'un trou noir, les scientifiques ont souvent supposé que cette inclinaison était très faible. Les modèles actuels sont déjà très complexes mais cette découverte les oblige une nouvelle fois à réviser leur copie.

Les binaires gamma

Enfin, parmi les systèmes binaires les plus exotiques, il existe quelques binaires gamma. Il s'agirait d'étoiles à 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 massive (Eta Carinae) 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.

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 composé d'une étoile bleue massive et d'une source gamma qui serait soit une étoile à neutrons soit un trou noir stellaire. Documents NASA/CXC et T.Lombry.

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.

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 à neutrons 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. On reviendra sur l'effet possible des rayons gamma sur la biosphère à propos des supernovae.

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.

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 nommée 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 le curseur 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 gauche, 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 (publiées 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 à neutrons 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 !

Pour plus d'informations

Sur ce site

Les microquasars

Une façon de vivre propre aux étoiles

La diversité des étoiles

Les étoiles les plus brillantes et les plus proches

Le chaos dans le système solaire (à propos de la stabilité des orbites)

Sur le web

Double Stars, Steve Smith

Binaries, Damian Peach

Bright and Multiple Stars Gallery, F.Ringwald

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

Simbad

Catalogue CCDM de VizieR 

Multiple Star Catalog

The Washington Double Star Catalog

Evolution stellaire, Nicolas Aunai (NicoAstro)

L'évolution des étoiles, Imago Mundi

Nucléosynthèse et évolution stellaire, Vulgum.org

Modélisation de l’émission haute énergie des pulsars (PDF), Jérôme Pétri, OAS, 2009

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

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

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

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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[1] 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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