Astronomie

Une étoile binaire peut-elle « orbiter » optiquement une planète ?

Une étoile binaire peut-elle « orbiter » optiquement une planète ?


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Je regardais un anime de science-fiction du milieu des années 70. Dedans, il y avait une étoile en orbite autour d'une planète. Comme cela semblait impossible et que je n'en avais jamais entendu parler, j'ai regardé sur Internet pour voir si cela pouvait être possible dans une situation très improbable ou en théorie.

Sur une question similaire sur Quora, après de nombreux non, non, non, pas de réponses d'astronomes/astrophysiciens, certains d'entre eux avec des modèles et des théories très détaillés avec différents scénarios et équations, une seule réponse lue,

Absolument.

S'il y avait deux étoiles de masse identique en orbite l'une autour de l'autre en équilibre, alors vous pourriez lancer une planète de n'importe quelle taille au barycentre des deux étoiles. Alors optiquement, vous auriez non pas une, mais deux étoiles en orbite autour d'une planète. La planète serait à égale distance des deux étoiles à tout moment et subirait une attraction gravitationnelle identique dans deux directions diamétralement opposées et ne s'écarterait donc jamais du barycentre. Ce système ne serait cependant pas dans un équilibre stable, et un objet céleste passant de n'importe quelle masse pourrait perturber ce système. Par conséquent, c'est probablement quelque chose qui est peu susceptible d'être observé.

Est-ce possible?


Les planètes ne tournent pas autour des étoiles. Les étoiles ne tournent pas autour des planètes.

Chaque fois qu'il y a deux corps liés par la gravité, ils tournent tous les deux autour de leur centre de masse commun. Par exemple, la Terre et la Lune orbitent toutes deux autour de leur centre de masse commun - mais c'est assez proche du centre de la Terre en fait, il semble donc que la Lune orbite autour de la Terre.

Pour qu'une étoile semble en orbite autour d'une planète, cela signifierait que la planète est beaucoup plus lourde que l'étoile. Autant que nous sachions, c'est impossible. Leur centre de masse commun serait beaucoup plus proche de l'étoile, il semblerait donc que la planète soit en orbite autour de l'étoile, comme d'habitude.


Si vous avez deux étoiles en orbite l'une autour de l'autre (en fait, en orbite autour de leur centre de masse commun) de très près, alors vous pourriez avoir une planète qui tourne autour des deux. Si la planète tourne de trop près, son orbite ne serait pas stable.

Mais si l'orbite de la planète est suffisamment éloignée de la paire d'étoiles, l'orbite pourrait être stable très longtemps. La distance minimale est d'au moins 2x… 4x la distance entre les étoiles, idéalement beaucoup plus grande. Nous avons découvert de telles planètes. Kepler-47c est une géante gazeuse dans la zone habitable circumbinaire du système Kepler-47.

Cette page wiki a plus de détails :

https://en.wikipedia.org/wiki/Habitability_of_binary_star_systems


EDIT : Si vous avez une étoile binaire étroitement liée, avec une planète juste entre elles, dans le barycentre des deux étoiles, ce n'est pas un système stable. Toute légère perturbation tirerait la planète hors de là, puis la force nette la tirerait plus loin. Il finirait par tomber dans l'une des étoiles. Ce n'est pas auto-stabilisant.

Je ne peux même pas imaginer un mécanisme concevable qui mettrait la planète là-dedans pour commencer.


Eclipse d'étoiles binaires

L'étude des étoiles les plus massives est un problème astrophysique appartenant à ce siècle, qui fut le premier à reconnaître leur existence.

La mesure des masses stellaires a commencé avec la découverte d'étoiles binaires à éclipses et la détermination des types spectraux stellaires. On s'est rendu compte au milieu du siècle dernier que les étoiles ont une large gamme de masses, allant d'environ 10 % de la masse du Soleil à plus de 50 M. L'étoile la plus massive pour laquelle une détermination directe de la masse est possible, l'étoile Plaskett&# x27s, se compose de deux objets de séquence principale avec environ 50 M. Grâce à l'observation de binaires détachés, il a été possible d'obtenir une bonne compréhension de la relation de luminosité de masse pour la séquence principale, la première étape de l'évolution stellaire stable correspondant à la combustion d'hydrogène du cœur.

Des atmosphères stellaires étendues ont été observées pour la première fois dans les étoiles à forte émission Wolf-Rayet, dans les étoiles Be et dans P Cygni à la fin du 19ème siècle. Les premières explications en termes de sortie de masse ont été proposées dans les années 1930 par C. Beals. Cependant, ce n'est qu'à la fin des années 1960 que la spectroscopie ultraviolette de fusée a montré que toutes les étoiles massives perdent de la masse via les vents stellaires. Même les étoiles qui ne présentent pas de fortes raies d'émission optique montrent la signature d'écoulements dans l'ultraviolet sur les profils des raies C IV, Si IV et N V. L'inclusion de cette information dans les modèles d'évolution stellaire, à partir des années 1970, a radicalement changé l'image du cycle de vie d'une étoile massive.

En 1953, Hubble et Sandage ont découvert la classe de variables qui porte maintenant leurs noms. Ces étoiles sont les étoiles les plus brillantes d'une galaxie et sont mieux observées dans les spirales voisines M 31 et M 33, toutes deux membres du Groupe Local. Ces étoiles ont généralement des luminosités supérieures à 10 5 L et varient de manière irrégulière sur des échelles de temps de plusieurs décennies, ce qui les rend extrêmement difficiles à suivre. Parce qu'ils sont généralement faibles optiquement, ils ont été difficiles à étudier jusqu'à l'avènement des détecteurs à semi-conducteurs, qui permettent de mesurer leurs spectres avec une grande précision. Dès 1970, des modèles de supergéantes massives ont montré que la pression de rayonnement produisait des instabilités vibrationnelles pouvant conduire à une éjection de masse. L'augmentation extrêmement rapide des capacités informatiques a permis des avancées significatives dans ces calculs.

La théorie des vents stellaires radiatifs s'est également développée rapidement. La conduite radiative des écoulements de masse a été suggérée pour la première fois dans les années 1920 par E. Milue, bien qu'elle soit restée sans lien avec l'hydrodynamique jusqu'après le développement de la théorie des vents stellaires par E. Parker et d'autres dans les années 1960. Les premières théories analytiques ont été développées au début des années 1970 par L. Lucy, J. Castor et leurs collaborateurs. Celles-ci ont été considérablement étendues grâce à l'utilisation de modèles numériques, qui incluent des centaines de milliers de transitions atomiques dans le calcul de la pression de rayonnement. Les calculs dépendant du temps deviennent maintenant réalisables pour les enveloppes stellaires massives.

L'explosion de SN 1987A dans le Grand Nuage de Magellan a soudainement et dramatiquement mis ce champ en évidence. Les informations obtenues à partir des courbes de lumière à plusieurs longueurs d'onde, le fait que l'étoile était une supergéante bleue au moment de l'explosion et le fait que la nucléosynthèse puisse réellement être étudiée dans les éjectas signifient que les modèles peuvent être mieux contraints que jamais. Plus que tout autre événement dans l'histoire de l'étude de l'évolution stellaire, cette supernova a redéfini les questions posées par les théoriciens sur l'origine et le développement des étoiles massives.


Un jeune système stellaire binaire pourrait former des planètes avec des orbites étranges et sauvages

IMAGE: Ce sont des données ALMA de HK Tau montrées dans une image composite avec des données infrarouges et optiques de Hubble. Voir plus

Crédit : B. Saxton (NRAO/AUI/NSF) K. Stapelfeldt et al. (NASA/ESA Hubble)

Contrairement à notre Soleil solitaire, la plupart des étoiles forment des paires binaires - deux étoiles qui orbitent autour d'un centre de masse commun. Bien que remarquablement abondants, les binaires posent un certain nombre de questions, notamment comment et où les planètes se forment dans des environnements aussi complexes.

En examinant une série d'étoiles binaires avec l'Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), les astronomes ont découvert une paire frappante de disques formant des planètes extrêmement mal alignés dans le jeune système d'étoiles binaires HK Tau. Ces résultats fournissent l'image la plus claire jamais vue des disques protoplanétaires autour d'une étoile double et pourraient révéler des détails importants sur la naissance et l'orbite éventuelle des planètes dans un système à étoiles multiples.

"ALMA nous a donné une vue sans précédent d'une étoile principale et de son compagnon binaire arborant des disques protoplanétaires mutuellement désalignés", a déclaré Eric Jensen, astronome au Swarthmore College en Pennsylvanie. "En fait, nous assistons peut-être à la formation d'un système solaire qui pourrait ne jamais se stabiliser."

Les deux étoiles de ce système, situé à environ 450 années-lumière de la Terre dans la constellation du Taureau, ont moins de 5 millions d'années et sont séparées d'environ 58 milliards de kilomètres, soit 13 fois la distance de Neptune au Soleil.

L'étoile compagnon de ce système, surnommée HK Tau B, semble plus faible aux astronomes sur Terre parce que son disque de poussière et de gaz bloque une grande partie de la lumière stellaire. Le disque lui-même, cependant, peut être facilement observé par la lumière des étoiles qu'il diffuse aux longueurs d'onde optiques et proches de l'infrarouge.

Le disque autour de l'étoile principale, HK Tau A, est incliné de telle sorte que la lumière de son étoile hôte brille sans être obscurcie, ce qui rend difficile pour les astronomes de voir le disque optiquement. Ce n'est pas un problème pour ALMA, cependant, qui peut facilement détecter la lumière de longueur d'onde millimétrique émise par la poussière et le gaz qui composent le disque.

Avec sa résolution et sa sensibilité sans précédent, ALMA a pu pour la première fois résoudre complètement la rotation du disque de HK Tau A. Cette image plus claire a permis aux astronomes de calculer que les disques étaient mal alignés - ce qui signifie qu'ils étaient désynchronisés avec l'orbite de leurs étoiles hôtes - jusqu'à 60 degrés ou plus.

"Ce désalignement clair nous a donné un regard remarquable sur un jeune système d'étoiles binaires", a déclaré Rachel Akeson du NASA Exoplanet Science Institute au California Institute of Technology à Pasadena, en Californie. "Bien qu'il y ait eu des indices avant que ce type de système mal aligné existe, c'est l'exemple le plus propre et le plus frappant."

Les étoiles et les planètes se forment à partir de vastes nuages ​​de poussière et de gaz. Au fur et à mesure que la matière de ces nuages ​​se contracte sous l'effet de la gravité, elle commence à tourner jusqu'à ce que la plupart de la poussière et du gaz tombent dans un disque protoplanétaire aplati tourbillonnant autour d'une protoétoile centrale en croissance. Bien qu'elles se soient formées à partir d'un disque plat et régulier, les planètes peuvent se retrouver sur des orbites très excentriques et peuvent être mal alignées avec l'équateur de l'étoile. Une théorie sur la façon dont les planètes peuvent migrer vers ces orbites inhabituelles est qu'une étoile compagnon binaire peut les influencer, mais seulement si son orbite est initialement mal alignée avec les planètes.

"Nos résultats démontrent que les conditions nécessaires existent pour modifier les orbites planétaires et que ces conditions sont présentes au moment de la formation de la planète, apparemment en raison du processus de formation binaire", a noté Jensen. "Nous ne pouvons pas exclure d'autres théories, mais nous pouvons certainement décider qu'une deuxième étoile fera le travail."

Comme ALMA peut voir la poussière et le gaz autrement invisibles des disques protoplanétaires, il a permis des vues inédites de ce jeune système binaire. "Parce que nous voyons cela dans les premiers stades de la formation avec les disques protoplanétaires toujours en place, nous pouvons mieux voir comment les choses sont orientées", a noté Akeson. "Vous pouvez simplement mieux voir le gaz que vous ne pouvez voir les planètes."

Pour l'avenir, les chercheurs veulent déterminer si ce type de système est typique ou non. Ils notent qu'il s'agit d'un cas individuel remarquable, mais des enquêtes supplémentaires sont nécessaires pour déterminer si ce type d'arrangement est courant dans notre Galaxie.

Les résultats apparaîtront dans le journal Nature le 31 juillet 2014.

L'Observatoire national de radioastronomie est une installation de la National Science Foundation, exploitée en vertu d'un accord de coopération par Associated Universities, Inc.

L'Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), une installation internationale d'astronomie, est un partenariat entre l'Europe, l'Amérique du Nord et l'Asie de l'Est en coopération avec la République du Chili. ALMA est financé en Europe par l'Observatoire européen austral (ESO), en Amérique du Nord par la National Science Foundation (NSF) des États-Unis en coopération avec le Conseil national de recherches du Canada (NRC) et le Conseil national des sciences de Taiwan (NSC) et en Asie de l'Est par les National Institutes of Natural Sciences (NINS) du Japon en coopération avec l'Academia Sinica (AS) à Taïwan. La construction et les opérations d'ALMA sont dirigées au nom de l'Europe par l'ESO, au nom de l'Amérique du Nord par le National Radio Astronomy Observatory (NRAO), qui est géré par Associated Universities, Inc. (AUI) et au nom de l'Asie de l'Est par le National Astronomical Observatoire du Japon (NAOJ). L'Observatoire conjoint ALMA (JAO) assure la direction et la gestion unifiées de la construction, de la mise en service et de l'exploitation d'ALMA.

Avertissement: AAAS et EurekAlert ! ne sont pas responsables de l'exactitude des communiqués de presse publiés sur EurekAlert! par les institutions contributrices ou pour l'utilisation de toute information via le système EurekAlert.


La mystérieuse nébuleuse de l'anneau bleu révèle les secrets des étoiles binaires

En 2004, le Galaxy Evolution Explorer, un télescope spatial en orbite balayant des groupes éloignés de galaxies, a trouvé un objet bizarre. Entre autres bizarreries, ce corps semblait être bleu, bien qu'il ne dégage aucune lumière visible. Des observations minutieuses ont montré la présence d'une paire d'anneaux dans le corps, ce qui lui a valu le surnom de la nébuleuse de l'anneau bleu.

Seize ans d'étude de cet objet rare ont révélé qu'il s'agissait d'un anneau d'hydrogène gazeux entourant ce qui ressemble à une étoile ordinaire. Cependant, les propriétés de cet objet suggèrent que l'étoile au centre de cet objet est, elle-même, le produit de la fusion d'une paire d'étoiles. Cette découverte de TYC 2597-735-1 pourrait ouvrir une nouvelle ère de compréhension de la nature des systèmes stellaires binaires.

"Nous étions en train d'observer une nuit, avec un nouveau spectrographe que nous avions récemment construit, lorsque nous avons reçu un message de nos collègues au sujet d'un objet particulier composé d'un gaz nébuleux s'étendant rapidement loin d'une étoile centrale. Comment s'est-il formé ? Quelles sont les propriétés de l'étoile centrale ? Nous avons été immédiatement ravis d'aider à résoudre le mystère ! Guðmundur Stefánsson de l'Université de Princeton a déclaré.

Il faut être deux pour danser le tango

Un aperçu de la formation de la nébuleuse de l'anneau bleu. L'un des deux bords d'attaque de l'éruption est représenté en magenta, tandis que le gaz et d'autres matériaux sont représentés en bleu. Le gaz n'est visible que là où les couches se chevauchent. Crédit vidéo : NASA/JPL-Caltech/R-Hurt

Contrairement à notre propre Soleil, la plupart des étoiles de la Voie lactée se trouvent dans des systèmes binaires, dansant avec une autre étoile autour de leur centre de gravité commun.

« Les fusions stellaires sont une phase brève mais courante de l'évolution des systèmes stellaires binaires. Ces événements ont de nombreuses implications astrophysiques, par exemple, ils peuvent conduire à la création d'étoiles atypiques… Bien qu'une poignée de fusions stellaires aient été observées directement, les restes centraux de ces événements étaient enveloppés d'une enveloppe opaque de poussière et de molécules, rendant impossible pour observer leur état final », ont écrit des chercheurs dans un article de Nature détailler l'étude.

Dans les systèmes où les étoiles sont suffisamment proches, cela peut entraîner une collision entre les étoiles, fusionnant les corps en une seule étoile massive.

« De la brume violette dans mon cerveau… Ces derniers temps, les choses ne semblent plus les mêmes
Agir de façon amusante, mais je ne sais pas pourquoi... "Scusez-moi pendant que j'embrasse le ciel" - Purple Haze , Jimi Hendrix

L'énergie orbitale autrefois présente dans les anciennes étoiles entraîne l'éjection de grandes quantités de matière du corps nouvellement formé.

"Lorsque les étoiles à neutrons entrent en collision, l'enfer se déchaîne. Ils commencent à produire une énorme quantité de lumière visible, mais aussi des rayons gamma, des rayons X, des ondes radio », décrit Frans Pretorius, professeur de physique à Princeton.

Trois yeux valent mieux que deux

Le trio de télescopes responsables de nos découvertes concernant la nébuleuse de l'Anneau bleu : (de gauche à droite) Le télescope Keck, Galaxy Evolution Explorer et le télescope Hobby-Eberly. Crédits image : (de gauche à droite) Observatoire Keck, équipe NASA/GALEX, Observatoire McDonald.

Les astronomes se sont mis au travail pour étudier la nébuleuse de l'Anneau bleu, à l'aide d'une paire de télescopes de 10 mètres – le spectrographe optique HIRES du télescope Keck à Hawaï et le chercheur de planète de zone habitable dans le proche infrarouge attaché au télescope Hobby-Eberly au Texas.

L'analyse a révélé que TYC 2597-735-1 est le produit d'une fusion stellaire qui a eu lieu il y a des milliers d'années.

La nébuleuse de l'anneau bleu offre aux astronomes une cible unique à étudier – une étoile composite prise en train de s'installer depuis sa naissance dans une fusion stellaire cathartique.

James Maynard

James Maynard est le fondateur et éditeur de The Cosmic Companion. C'est un natif de la Nouvelle-Angleterre devenu rat du désert à Tucson, où il vit avec sa charmante épouse, Nicole, et Max le chat.

Ne vous disputez pas avec un trou noir

OSIRIS-REx TAG Bennu dans NASA First

Repenser la formation de la Voie lactée

3 réflexions sur &ldquo La mystérieuse nébuleuse de l'anneau bleu révèle les secrets des étoiles binaires &rdquo

Grande livraison. Des arguments solides. Continuez votre bon travail.

Invités à venir

29 juin (s4/e26) : Alyssa Mills, stagiaire diplômée au JPL, parle de la plus grande lune du système solaire, Ganymède.

6 juillet (s5/e1) : PREMIÈRE SAISON CINQ ! Earl Swift, auteur à succès du New York Times, auteur de À travers les Airless Wilds, la première grande histoire du buggy lunaire de la NASA.

13 juillet (s5/e2) :

Stella Kafka, PDG de l'American Association of Variable Star Observers, parle de Betelgeuse.

20 juillet (s5/e3) :

Geoff Notkin, animateur de Météorite Hommes sur Science Channel et président de la National Space Society, parle des météorites.

27 juillet (s5/e4):

Kaitlyn Shin, membre de CHIME, étudiante diplômée du MIT, explique les sursauts radio rapides (FRB)

3 août (s5/e5) :

Enseigner les sciences aux enfants avec Stephanie Ryan, auteur de “Let’s Learn Chemistry.”

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Appréciation

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Étoiles binaires

Même si plus de la moitié des étoiles de notre univers sont des étoiles binaires, la majorité d'entre nous a tendance à ignorer la compréhension et la signification plus profondes de ces étoiles. En fait, la plupart d'entre nous tirent leur connaissance des étoiles binaires du système stellaire de la planète « Tatooine » de Star Wars. Eh bien, les étoiles binaires sont bien plus que cela !

Les étoiles binaires sont deux étoiles enfermées dans l'attraction gravitationnelle de l'autre. Alors, pourquoi les étoiles binaires sont-elles si importantes ? Les étoiles binaires sont le seul moyen de déterminer directement les masses stellaires des étoiles autres que notre Soleil. Pour les astronomes, la masse stellaire est une propriété éminente qui les aide à déterminer le cycle de vie et le destin d'une étoile. Pour comprendre cette application des étoiles binaires, il faut repartir du début.

Comment se forment les étoiles binaires ? Souvent, les étoiles binaires naissent d'une nébuleuse parente. La nébuleuse parente se compose de deux étoiles composantes qui sont créées séparément. Après leur création, les vents solaires (un flux de particules chargées libérées de la haute atmosphère d'une étoile) se débarrassent de la matière nébulaire restante. Cela laisse les deux étoiles si proches qu'elles ne peuvent pas échapper à l'attraction gravitationnelle de l'autre. À quelques occasions, même une étoile libre peut tomber dans l'attraction gravitationnelle d'une autre étoile pour se bloquer sur une orbite inéluctable et former un système stellaire binaire.

La classification des étoiles binaires est basée soit sur la façon dont nous les détectons, soit sur un processus réel. Il existe cinq principaux types d'étoiles binaires en fonction de la façon dont nous les observons. Ce sont des binaires optiques, des binaires visuels, des binaires astrométriques, des binaires spectroscopiques et des binaires de contact.

Pour commencer, nous avons le système binaire optique, qui n'est qu'une illusion (Désolé, Mysterio ! L'univers est un meilleur illusionniste !). Dans ces types de systèmes stellaires, nous avons deux étoiles qui se trouvent dans la même ligne de mire pour nous sur Terre, mais en réalité, les deux étoiles sont éloignées l'une de l'autre. Cependant, toutes les étoiles vues ensemble depuis la Terre ne doivent pas nécessairement être des binaires optiques. Les binaires visuels appartiennent au système stellaire binaire actuel et peuvent être facilement repérés à l'aide d'un télescope.

Fig1: Un système d'étoiles binaires optiques.

Un système d'étoiles binaires peut également être un système binaire astrométrique, où nous ne voyons qu'une seule des étoiles binaires. L'autre étoile "timide" ne peut être vue que si le mouvement de l'étoile binaire visible est analysé. Si l'étoile visible a un mouvement oscillatoire, on peut conclure qu'il s'agit d'un système stellaire binaire. Ce mouvement oscillatoire est le résultat de l'attraction gravitationnelle de l'étoile invisible sur l'étoile visible. De plus, nous avons également les binaires spectroscopiques, où une seule source de lumière est vue. Si le spectre de l'étoile montre des décalages Doppler du décalage vers le rouge au décalage vers le bleu périodiquement, il s'agit d'un système stellaire binaire.

Fig2 : Un système stellaire binaire spectroscopique.

Le dernier type de système stellaire binaire que nous aborderons dans cet article est mon préféré, en raison de sa nature exotique. C'est le système binaire de contact. Leurs étoiles composantes sont si proches les unes des autres qu'elles se touchent littéralement ou se sont fusionnées en une seule enveloppe géante.

Fig 3: Formation du système d'étoiles binaires de contact.

Dans le système d'étoiles binaires de contact ci-dessus, nous pouvons voir le terme «point de LaGrange» mentionné, qui est essentiellement le point où les forces gravitationnelles de deux corps produisent une région améliorée d'attraction et de répulsion. Le terme «lobe de Roche» est également mentionné. Il s'agit d'une région autour d'une étoile dans un système binaire, où le matériau en orbite est lié gravitationnellement à cette étoile.

Avant d'apprendre enfin à trouver les masses d'étoiles binaires, nous devons nous familiariser avec les trois lois de Kepler :

1) Toutes les planètes se déplacent autour de leur étoile sur des orbites elliptiques, l'étoile agissant comme l'un des foyers.

2) Un rayon vecteur joignant n'importe quelle planète à son étoile balaie des zones égales dans des durées égales.

Fig4 : Deuxième loi de Kepler

3. Les carrés des périodes de révolution des planètes sont directement proportionnels aux cubes de leurs distances moyennes à leur étoile.

Si nous supposons que les masses des étoiles composantes d'un système d'étoiles binaires sont similaires, nous pouvons adopter la loi de Kepler et la modifier pour :

  1. Les étoiles orbitent les unes autour des autres sur des orbites elliptiques, avec le centre de masse (ou barycentre) comme foyer commun.
  2. La ligne entre les étoiles (le rayon vecteur) balaie des zones égales dans des périodes de temps égales.
  3. Le carré de la période d'une étoile est directement proportionnel au cube de sa distance moyenne du centre de masse du système.

En utilisant ces trois lois, les scientifiques sont arrivés à l'équation :

MUNEest la masse de l'étoile A et MUNEest la masse de l'étoile B. Ainsi, cette équation peut être utilisée pour trouver la masse des étoiles binaires.

Pour conclure, la plupart des étoiles de notre galaxie sont des étoiles binaires, et elles sont le seul autre moyen pour nous de mesurer les masses d'étoiles autres que le Soleil. Cependant, le calcul des masses n'est qu'un aspect de l'importance des étoiles binaires. Quelle autre signification ont ces étoiles ? Comment les étoiles binaires sont-elles liées aux étoiles variables ? Toutes ces questions trouveront bientôt une réponse ! Alors, continuez à lire. Et continuez à spéculer, innover, jusqu'à constiper !


Utilisation en astrophysique

Les binaires constituent la meilleure méthode pour les astronomes pour déterminer la masse d'une étoile lointaine. L'attraction gravitationnelle entre eux les fait orbiter autour de leur centre de masse commun. A partir du modèle orbital d'un binaire visuel, ou de la variation temporelle du spectre d'un binaire spectroscopique, la masse de ses étoiles peut être déterminée. De cette façon, la relation entre l'apparence d'une étoile (température et rayon) et sa masse peut être trouvée, ce qui permet de déterminer la masse des non-binaires.

Parce qu'une grande proportion d'étoiles existent dans des systèmes binaires, les binaires sont particulièrement importants pour notre compréhension des processus par lesquels les étoiles se forment. En particulier, la période et les masses du binaire nous renseignent sur la quantité de moment angulaire dans le système. Comme il s'agit d'une quantité conservée en physique, les binaires nous donnent des indices importants sur les conditions dans lesquelles les étoiles se sont formées.

Dans un système binaire, l'étoile la plus massive est généralement désignée par 'A', et sa compagne 'B'. Ainsi, l'étoile brillante de la séquence principale du système Sirius est Sirius A, tandis que la plus petite naine blanche est Sirius B. Cependant, si la paire est très largement séparée, elles peuvent être désignées par des exposants comme avec Zeta Reticuli (&zeta 1 Ret et &zeta 2 Retrait).

Résultats de recherche

On pense qu'un quart à la moitié de toutes les étoiles sont dans des systèmes binaires, avec jusqu'à 10 % de ces systèmes contenant plus de deux étoiles (triples, quadruples, etc.).

Il existe une corrélation directe entre la période de révolution d'une étoile binaire et l'excentricité de son orbite, les systèmes de courte période ayant une excentricité plus faible. Les étoiles binaires peuvent être trouvées avec n'importe quelle séparation imaginable, des paires orbitant si étroitement qu'elles sont pratiquement en contact les unes avec les autres, aux paires si éloignées que leur connexion n'est indiquée que par leur mouvement propre commun à travers l'espace. Parmi les systèmes d'étoiles binaires liés gravitationnellement, il existe une distribution dite log-normale des périodes, la majorité de ces systèmes orbitant avec une période d'environ 100 ans. C'est une preuve à l'appui de la théorie selon laquelle les systèmes binaires se forment pendant la formation des étoiles.

Dans les paires où les deux étoiles sont d'égale luminosité, elles sont également du même type spectral. Dans les systèmes où les luminosités sont différentes, l'étoile la plus faible est plus bleue si l'étoile la plus brillante est une étoile géante, et plus rouge si l'étoile la plus brillante appartient à la séquence principale.

Étant donné que la masse ne peut être déterminée qu'à partir de l'attraction gravitationnelle et que les seules étoiles (à l'exception du Soleil et des étoiles à lentille gravitationnelle) pour lesquelles cela peut être déterminé sont des étoiles binaires, il s'agit d'une classe d'étoiles particulièrement importante. Dans le cas d'une étoile binaire visuelle, après avoir déterminé l'orbite et déterminé la parallaxe stellaire du système, la masse combinée des deux étoiles peut être obtenue par une application directe de la loi harmonique képlérienne.

Malheureusement, il est impossible d'obtenir l'orbite complète d'un binaire spectroscopique à moins qu'il ne s'agisse également d'un binaire visuel ou d'un binaire à éclipse, donc à partir de ces objets seulement une détermination du produit conjoint de la masse et du sinus de l'angle d'inclinaison par rapport à la ligne de vue est possible. Dans le cas des binaires à éclipse qui sont également des binaires spectroscopiques, il est possible de trouver une solution complète pour les spécifications (masse, densité, taille, luminosité et forme approximative) des deux membres du système.

La science-fiction a souvent mis en scène des planètes d'étoiles binaires ou ternaires. En réalité, certaines plages orbitales sont impossibles pour des raisons dynamiques (la planète serait expulsée de son orbite relativement rapidement, étant soit complètement éjectée du système, soit transférée vers une plage orbitale plus intérieure ou extérieure), tandis que d'autres orbites présentent de sérieux défis pour d'éventuelles biosphères en raison des variations extrêmes probables de la température de surface au cours des différentes parties de l'orbite. La détection de planètes autour de plusieurs systèmes stellaires introduit des difficultés techniques supplémentaires, ce qui explique peut-être pourquoi elles ne sont que rarement trouvées. Les exemples incluent PSR B1620-26c et HD 188753 Ab, cette dernière étant la seule planète connue dans un système ternaire en 2006.


Repéré : Formation planétaire précoce autour d'un système d'étoiles binaires

La découverte de planètes en orbite autour d'étoiles au-delà de notre système solaire arrive à un rythme plus rapide que jamais, mais cela rend chaque nouvelle planète non moins excitante. De nouvelles images provenant de 450 années-lumière pourraient révéler une planète – ou un système planétaire – commençant à se former autour d'un système d'étoiles binaires.

Andrea Isella, professeur adjoint de physique et d'astronomie à l'Université Rice, étudie la formation des planètes. Il a analysé l'étoile binaire connue sous le nom de HD 142527, située dans l'amas de jeunes étoiles Scorpius-Centaurus. On sait depuis longtemps que l'étoile – en fait deux étoiles intrinsèquement liées – est enveloppée d'un nuage de potentiel planétaire : une couronne en forme de croissant de poussière, de gaz et de glace.

La majeure partie de l'anneau autour de HD 142527 est du monoxyde de carbone, mais environ un tiers de celui-ci - représenté en rouge - est constitué de poussière et de glace. La théorie est que les molécules de monoxyde de carbone dans le nuage gèlent dans la poussière et s'agglutinent pendant des millions d'années pour créer une planète.

"La température est si basse que le gaz se transforme en glace et colle aux grains", a déclaré Isella. "Ceci est important pour la formation de la planète. La poussière solide doit s'agglutiner pour former un corps plus gros qui finira par attirer plus de roche et de gaz par gravité."

"Si vous essayez de briser des pierres ensemble, elles ne collent pas très bien", a-t-il déclaré. "Si vous écrasez des boules de neige ensemble, elles le font. Ainsi, lorsque vous formez un manteau de glace autour des grains, vous augmentez leur capacité à se coller les uns aux autres.

Les scientifiques pensaient autrefois que l'environnement d'un système stellaire binaire serait trop instable pour soutenir la planète, mais un certain nombre a été découvert au cours de la dernière décennie.

Isella et son équipe ont utilisé le nouveau radiotélescope Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) au Chili pour détecter des informations invisibles aux télescopes optiques. Il a présenté ses conclusions lors de la réunion annuelle de l'American Association for the Advancement of Science.

Le type d'anneau repéré autour de cette étoile binaire s'appelle un disque d'accrétion, et c'est le même genre de phénomène également utilisé pour repérer les trous noirs.


Des astronomes découvrent une exoplanète terrestre froide dans un système d'étoiles binaires

À l'aide de microlentilles gravitationnelles, une équipe d'astronomes dirigée par le professeur Andrew Gould de l'Ohio State University a détecté une exoplanète terrestre froide en orbite autour d'un membre du système d'étoiles binaires OGLE-2013-BLG-0341.

Représentation artistique de l'exoplanète OGLE-2013-BLG-0341LBb et de ses deux étoiles mères. Crédit image : Cheongho Han / Université nationale de Chungbuk.

Le mot extraterrestre nouvellement découvert, étiqueté OGLE-2013-BLG-0341LBb, est situé dans la constellation du Sagittaire, à environ 3 000 années-lumière.

C'est deux fois la masse de la Terre et orbite l'une des étoiles du système binaire à presque exactement la même distance à partir de laquelle la Terre orbite autour du Soleil.

Mais son étoile est 400 fois plus sombre que notre Soleil, donc l'exoplanète est très froide – autour de moins 213 degrés Celsius.

La deuxième étoile du système stellaire est aussi éloignée de la première étoile que Saturne l'est de notre Soleil. Mais ce compagnon binaire, lui aussi, est très faible.

OGLE-2013-BLG-0341LBb est apparu pour la première fois sous la forme d'un creux dans la ligne retraçant les données de luminosité prises par le télescope Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE) le 11 avril 2013.

L'exoplanète a brièvement perturbé l'une des images formées par l'étoile sur laquelle elle orbite alors que le système passait devant une étoile beaucoup plus éloignée de 20 000 années-lumière.

« La recherche de planètes au sein de systèmes binaires est délicate pour la plupart des techniques, car la lumière de la deuxième étoile complique l'interprétation des données. Mais en microlentille gravitationnelle, nous ne regardons même pas la lumière du système étoile-planète. Nous observons simplement comment sa gravité affecte la lumière d'une étoile plus éloignée et sans rapport. Cela nous donne un nouvel outil pour rechercher des planètes dans des systèmes d'étoiles binaires », a expliqué le professeur Gould, co-auteur de l'article de découverte dans la revue. La science.

Bien que OGLE-2013-BLG-0341LBb soit trop froid pour être habitable, la même exoplanète en orbite autour d'une étoile semblable au Soleil dans un tel système binaire serait dans la zone dite habitable.

Binary star systems composed of dim stars like in OGLE-2013-BLG-0341 are the most common type of star system in our Milky Way Galaxy. So this discovery suggests that there may be many more terrestrial exoplanets out there – some possibly warmer, and possibly harboring life.

“This greatly expands the potential locations to discover habitable planets in the future. We had no idea if Earth-like planets in Earth-like orbits could even form in these systems,” concluded co-author Prof Scott Gaudi of Ohio State University.

A. Gould et al. 2014. A terrestrial planet in a

1-AU orbit around one member of a ∼15-AU binary. La science, vol. 345, no. 6192, pp. 46-49 doi: 10.1126/science.1251527


The weirdest binary: Planet and not-a-star barely orbit each other

Astronomers have found a pretty weird binary system about 450 light years from Earth: Neither of its components is a star. Instead, one is a brown dwarf, and the other appears to be a planet orbiting it! Even then, the brown dwarf is on the lower end of things. If it were any less massive it would be a planet itself.

The system is called CFHTWIR-Oph 98, but we'll call it Oph 98 for short. It was found a few years ago in ground-based observations using the Canada-France-Hawaii Telescope's infrared WIRCAM camera (hence the first part of the object's name) in a region of the galaxy where stars are being born which we see in the constellation of Ophiuchus (hence the second name part). It was observed in 2006 and 2012, and identified as a brown dwarf — an object more massive than a planet but too lightweight to ignite sustained nuclear fusion in its core like a star.

Plus de mauvaise astronomie

Astronomers re-observed it in 2013 with Hubble, and then again in 2020 with the United Kingdom Infrared Telescope. In all three telescope images, a fainter object can be seen very close to the primary (brighter) object, the brown dwarf. Right away they suspected it could be a companion, but how to be sure?

CFHT (left), Hubble (middle) and UKIRT (right) observations of the extremely low-mass object Oph 98 AB (indicated in the middle panel), what is likely a brown dwarf /planet system. Credit: Fontanive et al.

One way is to observe them over several years and track their motion through space. If they move together, they're likely to be connected, but if they don't the faint one is likely to be a background star or galaxy. That's why I mentioned all those observations and their dates: Sure enough, the two are moving together through space, and appear to be physically associated with one another. Therefore we call the primary Oph 98 A and the secondary Oph 98 B (to be honest I think the B should be b since it's a planet, but the naming convention isn't clear in this case since the primary is a brown dwarf).

But that's weird! Given their distance from Earth and their apparent separation in the sky, they must be at least 30 milliard kilometers apart. That's a long way over six times farther than Neptune is from the Sun.

The new observations allowed the astronomers to get a mass estimate for the two objects, and that's where it gets even more fun. Oph 98 A appears to have a mass of about 15 times Jupiter's mass. That's at the very lowest end of the brown dwarf mass range. It likely is able to fuse deuterium (an isotope of hydrogen) in its core, but not for terribly long. After that it will not generate any new energy and just cool off for the next, oh, trillion years or so.

Oph 98 B has a mass of about 8 Jupiters, so it's pretty firmly in the planetary mass range. These numbers are based on the ages of the objects, which the astronomers tag at 3 million years very young. They may be anywhere from 1–7 million years old, in which case their masses might be somewhat higher or lower. So it's possible that the primary actually is a planet and not a brown dwarf.

A rather fanciful piece of art showing the brown dwarf Oph 98A (upper left) orbited by a planetary-mass companion. Separated by 30 billion km, they would each appear as dots from the other. Credit: Thibaut Roger / University of Bern

Either way, it's a very low-mass system even added together they are far less massive than the least massive true star. And that's why this is so odd: At a separation of 30 billion kilometers (at least!) they're barely holding on to each other gravitationally. They have what's called the lowest binding energy of any system known it would only take a small input of energy to unbind them and flung them apart.

Which also raises the question on how they formed at all. Brown dwarfs form in a similar way to stars, where a dense, cold cloud of gas and dust collapses. This creates a swirling disk with the object forming in the center. Planets, though, form from the disk and not from the direct collapse of the cloud.

That can't be the case for Oph 98 B. For one thing, the disk of a brown dwarf doesn't have enough stuff in it to make a planet 8 times Jupiter's mass. For another, the disk is too small to form a planet that far out. It's possible they formed closer together and the secondary got flung out, maybe by an encounter with a passing star, but that seems unlikely in the short time they've been around. Also, they are just barely bound together by gravity, and it's unlikely an encounter would give the planet just that much energy to barely not escape. It's too big a coincidence to swallow.

So it looks like they both formed from direct cloud collapse, and that's a surprise. Scientists love surprises. It means we've learned something, and that there's more to learn.

There are a handful of extremely low-mass binary systems known, but this one has the lowest binding energy known. It's also odd that the primary is about twice the mass of the secondary in general the two objects tend to have similar masses (that has to do with the formation mechanism which tends to even out the masses).

All of this means there's a lot more to understand about systems like these. They're really faint, which is why we haven't seen many. It helps that this one is so close to us, and so young. That means the two objects are blazing away with the heat of their formation and therefore brighter.

We don't know how they formed, exactly, but we have a decent idea of what their future is. It's very likely they won't last long as a couple any star that passes reasonably close will yank them apart, and they'll each spend the rest of eternity orbiting the galaxy alone.

Such is the fate of many objects in our Milky Way, including, I'll note, the Sun. But it makes me wonder just how many rogue planets there are out in the black cold, faint objects essentially invisible to us. There's a lot going on in the galaxy, and we're just now starting to see how much we don't see.


Why buy a refractor?

For high-quality lunar, planetary, globular cluster, and binary star observing - as well as for surprisingly good views of the brighter Messier, NGC, and IC catalog galaxies and nebulas - many amateur astronomers prefer the crisp, high-contrast, diffraction-free images of a good refractor.

Under average seeing conditions, a useful rule of thumb in astronomy is that a good quality 3" to 4" refractor can often outperform an average quality 6" to 8" reflector or catadioptric telescope for seeing details on the Moon and planets, splitting binary stars, and resolving globular clusters.

Pourquoi? Unlike reflectors and catadioptrics (Schmidt-Cassegrains, Maksutov-Cassegrains, etc.), refractors do not have a secondary mirror obstruction or multiple-reflection optical path to introduce light-scattering diffraction and internal reflections that brighten the sky background, reduce contrast, and smear images.

Refractors also have the highest light transmission - the percentage of the light gathered by the scope that actually reaches your eye. Refractors typically transmit 90% or more of the light they collect, compared with the 77% to 80% transmission of reflectors and 64% to 75% of catadioptrics. (The reflector and catadioptric percentages only concern the reflectivity of standard aluminum mirror coatings. They do not take into account the light blocked by a reflector or catadioptric's diagonal or secondary mirror, which can reach a hefty 15% to 20% additional light loss in some scopes.)

Unlike reflectors and catadioptrics, which can lose 1% to 1.5% of their reflectivity per mirror surface per year as their aluminum coatings gradually oxidize, the light transmission of a low-maintenance refractor rarely deteriorates significantly with age. Century-old refractors are still used, and highly prized, by discerning amateurs, and the world's largest refractor - the Yerkes Observatory's massive 40" - has been in professional use since 1897.

The result of a refractor's lower diffraction and higher light transmission? Given favorable seeing conditions, a modestly-sized refractor can often show you subtle lunar and planetary features with a wider and more easily observed contrast range, and with more sharply etched detail, than is possible with the light-scattering optics of larger reflectors and catadioptrics.

This is especially true on nights of less-than-perfect seeing, when the details visible in a larger scope are often blurred by turbulence in our atmosphere. A smaller refractor looks through less of our unstable atmosphere and its images are consequently less affected by this turbulence. A good 80mm refractor, for example, can reveal more lunar detail than you can sketch in a lifetime of observing.

Diffraction spikes on a reflector's star images, caused by its diagonal mirror's spider vanes, are absent in an unobstructed refractor. With no diffraction spikes to hide faint binary star components or smear globular clusters, refractors can often resolve close-spaced stars more precisely than the typical reflector.

Since the Moon and planets are all brightly lit by the Sun, a large light-gathering capacity is not as important as high magnification within the solar system. The relatively small aperture of a refractor therefore often has an advantage over a larger reflector-type scope for this kind of observing, as there is less glare from a larger scope's brightly lit planetary surfaces to wash out faint detail.

For purely visual lunar, planetary, binary and star cluster observing, an altazimuth refractor with manual slow motion controls may be perfectly adequate. If a family shares the telescope, however, an equatorial mount with a motor drive will keep objects centered in the field of view so all can share the same view. Close-up lunar and planetary photography generally requires such a mount and motor drive. Thanks to the increasing availability of economically-priced high-sensitivity DSLR and CCD cameras for astrophotography, moderate-aperture short focal length refractors are becoming increasingly popular for wide-field deep space nebula and galaxy photography.

The drawbacks of a refractor? Except for very expensive apochromatic designs, all refractors suffer from chromatic aberration (or "spurious color"). This is an optical defect that produces a faint, and normally unobjectionable, pale violet halo around bright stars, the limb of the Moon, and the planets. Chromatic aberration becomes more visible as the aperture increases and the focal ratio decreases, although modern optical systems minimize the problem in two-element achromatic refractors - and virtually eliminate it in three to four lens apochromatic systems.

While they are light in weight and economical in smaller sizes, even the go-to computerized models, refractors become bulkier and considerably more expensive than reflectors or catadioptric scopes as apertures hit 4" (102mm) and above. A premium 4" apochromatic refractor can cost and weigh four to eight times as much as a 4.5" reflector or 3.5" Maksutov-Cassegrain.

But these drawbacks aside, and if sheer light grasp is not essential - for hunting very faint galaxies, for example, where a larger reflector would have the light-gathering edge - the clarity, contrast, and sheer image quality of a good refractor is well worth your consideration.

REFRACTOR REPORT CARDS FOR VISUAL OBSERVING
(used in excellent seeing conditions and with no light pollution adapted from Astronomy Magazine):

E = excellent VG = very good G = good F = fair P = poor.

Small aperture (2" to 3") "toy store/bargain" refractors:
Price range: $100-$200
Portability: E
Ease of setup: E
Ease of use: F
Performance on the Moon: F
Performance on comets: P
Performance on double stars: P
Performance on galaxies and nebulas: P
Performance on planets: P

Small aperture (3" to 4") achromatic refractors:
Price range: $200-$800
Portability: E
Ease of setup: G
Ease of use: G
Performance on the Moon: E
Performance on comets: F
Performance on double stars: VG
Performance on galaxies and nebulas: F
Performance on planets: VG

Medium aperture (4" to 5") apochromatic refractors:
Price range: $700-$10,000
Portability: VG
Ease of setup: E
Ease of use: VG
Performance on the Moon: E
Performance on comets: VG
Performance on double stars: VG
Performance on galaxies and nebulas: G
Performance on planets: VG

Large aperture (5" to 8") achromatic refractors:
Price range: $800-$3200
Portability: F to VG
Ease of setup: G+
Ease of use: VG
Performance on the Moon: E
Performance on comets: VG
Performance on double stars: E
Performance on galaxies and nebulas: G
Performance on planets: E

Large aperture (6" to 8") apochromatic refractors:
Price range: $5000-$27,000 and up
Portability: F
Ease of setup: F
Ease of use: VG
Performance on the Moon: E
Performance on comets: VG
Performance on double stars: E
Performance on galaxies and nebulas: G
Performance on planets: E


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