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Les étoiles doubles et multiples
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 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
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 radio, 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 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
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". 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.
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.
(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
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. 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)
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 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", J.van den Eijden de l'Université d'Amsterdam et ses collègues ont 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 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 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. Enfin, rappelons que dans les étoiles à neutrons agencées en systèmes binaires serrés tels 4U 1728-34, on a découvert que des explosions nucléaires géantes déclenchées par l'accumulation de matière sur leur surface alimentent le jet bipolaire et sont à l'origine des sursauts de rayons X de type I. 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 de formation des trous noirs. Dans la majorité des systèmes stellaires et planétaires dans lesquels des astres compacts orbitent autour d'un corps massif, 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 d'une lune vis-à-vis de sa 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 ci-dessous 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
Ce
trou noir d'environ 7 M 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. Le système Circinus X-1 est une binaire X massive ou HMXB découverte lors d'un sondage aéroporté en 1969 dont le compagnon gravite autour d'une jeune étoile à neutrons âgé de 4600 ans. En 2015, grâce au satellite Chandra, on découvrit des anneaux concentriques (cf. S.Heinz et al., 2016). Chaque anneau est un écho de lumière provoqué par les rayons X de l'éruption de Circinus X-1 rebondissant sur différents nuages de poussière situés entre 41 et 52 années-lumière du centre du système. Selon les études des échos lumineux, Circinus X-1 se situe soit à environ 13000 années-lumière soit à 30700 années-lumière du Soleil. Une telle différence peut avoir des implications sur d'autres propriétés du système. Par exemple, s'il est deux fois plus éloigné que certains l'ont estimé, cela signifie que sa puissance lumineuse est bien plus grande. Étant donné que Circinus X-1 est connu pour émettre de fortes éruptions en rayons X comme ce fut le cas en 2013, cela implique que le système a dépassé la luminosité ou limite d'Eddington; il s'agit d'une source super Eddington. Pour rappel, ce seuil représente l'équilibre entre l'attraction gravitationnelle qui attire la matière) et la pression du rayonnement (qui repousse la matière). Il n'est généralement dépassé que dans les systèmes contenant un trou noir comme SS 433 et non par une étoile à neutrons comme dans ce cas-ci. Les chercheurs ont également déterminé que la vitesse du jet de particules à haute énergie produite par le système atteint au moins 99.9% de la vitesse de la lumière. Cette vitesse extrême est également généralement associée aux jets produits par un trou noir.
Lorsque l'étoile à neutrons accrète la matière de son compagnon, cela entraîne des changements à long terme de plusieurs ordres de grandeur dans le flux de rayons X du système, des éruptions fugaces et des changements au cours de chaque orbite. Pour comprendre les changements complexes qui se produisent dans ce système l'équipe de Mayu Tominaga de la JAXA et de l'Université de Tokyo analysa ses émissions rayons X à haute cadence (cf. M.Tominaga et al., 2023). Un modèle unifié À l'aide de l'instrument NICER (Neutron Star Interior Composition Explorer), un télescope à rayons X placé à bord de la station ISS, les chercheurs ont étudié Circinus X-1 pendant une période orbitale entière, soit 16.6 jours. Comme illustré ci-dessus à droite du centre, la courbe rayons X enregistrée au cours de cette période présente trois phases distinctes : une stable, un creux (dip) et une éruptive (flaring). Au cours de leurs analyses, les auteurs ont identifié les raies d'émission du Mg, Si, S et Fe, plus particulièrement dans la phase creuse. Les raies d'émission du fer se transforment en absorption au cours du passage de la phase creuse à la phase éruptive. Le degré d'ionisation restant stable, cela suggère que le plasma photoionisé est stable sur l'orbite. Retenons déjà cette idée. Pour relier ces phases aux propriétés du système binaire, les auteurs ont modélisé les spectres X de chaque phase. A première vue, les trois phases ont des spectres complètement différents, mais les auteurs ont réussi à réunir les spectres apparemment disparates sous un seul modèle présenté à droite. Il semble qu'un disque d'accrétion émettant de la lumière à travers le spectre électromagnétique est périodiquement bloqué par un nuage de gaz neutre. Tout ce système est entouré de gaz ionisé. Dans ce modèle, la phase stable apparaît lorsque la lumière du disque d'accrétion n'est pas bloquée par les nuages neutres et traverse simplement le gaz environnant qui est ionisé par les rayons X de la surface brûlante de l'étoile à neutrons et le gaz surchauffé de son disque d'accrétion. Des creux soutenus se produisent lorsque le nuage neutre bloque une partie des émissions du disque. L'équipe de Tominaga suggère que ce nuage neutre se forme à l'endroit où le flux de gaz accumulé par l'étoile compagne rencontre le disque. Au cours d'une période orbitale, ce nuage entre et sort de notre champ de vision. A mesure que le nuage neutre s'éloigne de la ligne de visée, la transmission de la lumière à travers les nuages de poussière produit les changements rapides observés pendant la période éruptive. Cette représentation de la façon dont les émissions du système sont modérées au cours de son orbite explique presque tous les spectres NICER de Circinus X-1. A l'avenir, Tominaga et ses collègues espèrent que ce modèle simple pourra également être utilisé pour expliquer les comportements à court et à long terme du système dans d'autres parties du spectre électromagnétique. 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
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 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 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.
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 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 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 (dont SS 433) Une façon de vivre propre aux 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) 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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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.
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 
