Déjà du temps de Galilée, Benedetto Castelli, l’un de ses collaborateurs, avait observé à la lunette le système d’étoiles Alcor et Mizar, dans la Grande Ourse. Il avait découvert que Mizar était en fait un système double : Mizar A et Mizar B.
En 1857, ce système fut photographié pour la première fois à travers un télescope, mais l’histoire ne s’arrêta pas là car les méthodes de la spectroscopie ne tardèrent pas à prouver que Mizar A et Mizar B étaient elles-mêmes des binaires. Cela fit de Mizar A, en 1890, la première binaire spectroscopique découverte. En 1908, la découverte que Mizar B en était aussi une du système Alcor et Mizar, le premier système quintuple connu de l’Humanité.
Précisons que c’est en mesurant des décalages spectraux pour des raies d’éléments connus sur Terre dans la lumière d’une étoile que l’on s’aperçoit que ces raies sont décalées périodiquement du bleu au rouge, indiquant que l’on observe, avec un télescope dont la résolution est encore insuffisante, en réalité deux étoiles qui tournent l’une autour de l’autre. Ce n’est que lorsque la résolution est suffisante que l’on peut parler de binaires visibles avec deux étoiles clairement détachées.
Finalement, les astronomes se sont rendu compte que les étoiles doubles étaient plus nombreuses que les étoiles seules, comme notre Soleil, et que des systèmes triples et plus n’étaient pas si rares que ça.
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Des nuages qui s’effondrent et des étoiles qui s’éclipsent
Les astrophysiciens comprennent aussi dans les grandes lignes comment de tels objets célestes peuvent naître. Ils savent plus généralement que les étoiles se forment par effondrement d’un nuage moléculaire riche en poussière, lorsque celui-ci est suffisamment dense et froid pour une certaine masse, appelée la masse de Jeans. Cette masse est donnée pour une combinaison de température et de densité et elle permet donc de déterminer si un nuage de masse connue va s’effondrer ou non. Lorsque cette dernière est supérieure à sa masse de Jeans, le processus d’effondrement gravitationnel doit se produire.
En fait, lors de l’effondrement, la densité et la température changeant à l’intérieur du nuage, le critère associé à une masse de Jeans impose la fragmentation en plusieurs zones s’effondrant à des vitesses différentes, qui elles-mêmes peuvent se fragmenter à nouveau. Les étoiles naissent donc en groupe et forment un amas stellaire ouvert, qui finira par se disperser.
La description exacte de ce processus de fragmentation n’est cependant pas simple, mais on sait qu’elle peut donc produire naturellement des systèmes doubles, triples et même quadruples dans un amas ouvert.
Les étoiles doubles sont des étoiles qui semblent proches l’une de l’autre dans le ciel, mais si elles sont liées gravitationnellement, on les appelle étoiles binaires. De nombreuses étoiles font en réalité partie de systèmes binaires ou multiples. Si elles sont suffisamment proches, elles peuvent se toucher et fusionner en une seule étoile en forme d’arachide. Dans certaines binaires serrées, de la matière peut passer d’une étoile à l’autre, modifiant ainsi son vieillissement. Si l’une des étoiles est une naine blanche, cela peut provoquer des explosions périodiques, et même potentiellement mener à l’explosion de l’étoile entière. Pour obtenir une traduction en français assez fidèle, cliquez sur le rectangle blanc en bas à droite. Les sous-titres en anglais devraient alors apparaître. Cliquez ensuite sur l’écrou à droite du rectangle, puis sur « Sous-titres » et enfin sur « Traduire automatiquement ». Choisissez « Français ». © PBS Digital Studios
Or, justement, un tel système quadruple est sur le devant de la scène en ce moment avec un article publié dans Nature Communications. Il présente la découverte de TIC 120362137, le système stellaire quadruple de type « 3+1 », le plus compact jamais observé à ce jour.
Sa découverte a été réalisée par une équipe internationale dirigée par l’astronome Tamás Borkovits de l’Université de Szeged, en Hongrie. L’étoile quadruple TIC 120362137 se situe à environ 1 645 années-lumière du Soleil dans la constellation du Cygne. Cette distance ayant été déterminée grâce aux mesures de parallaxe extrêmement précises fournies par la mission spatiale Gaia.
Une étoile multiple trahie par sa courbe de lumière
Tamás Borkovits et ses collègues ont débusqué cet astre atypique dans des données collectées par le satellite Tess (Transiting Exoplanet Survey Satellite) de la Nasa entre 2019 et 2024. Celui-ci ne permet pas seulement de découvrir des exoplanètes en utilisant la méthode des transits planétaires à l’occasion d’éclipse faisant baisser périodiquement la luminosité d’une étoile. On peut avoir aussi des variations similaires de la courbe de lumière d’une étoile quand le corps éclipsant est lui-même une étoile ; la complexité d’une telle courbe peut indiquer plusieurs corps en orbite.
Ce qui a stupéfié les chercheurs avec TIC 120362137, c’est à quel point le système multiple – actuellement âgé d’environ 1,5 milliard d’années – est compact.
En première approximation, il se compose d’un trio d’étoiles central très serré, autour duquel gravite une quatrième étoile plus lointaine. En fait, le système complet (les quatre étoiles) tiendrait à l’intérieur de l’orbite de Jupiter et le trio interne est si resserré qu’il tiendrait entièrement à l’intérieur de l’orbite de Mercure par rapport au Soleil.
Si l’on veut décrire un peu plus précisément le système en utilisant les conclusions des astrophysiciens à son sujet et dont la compacité est sans précédent, on découvre que le cœur (Étoiles Aa et Ab) est une paire d’étoiles massives qui orbitent l’une autour de l’autre en seulement 3,28 jours.
La troisième étoile (B) tourne, elle, autour de cette paire centrale avec une période de 51,3 jours et la quatrième étoile (C) autour du trio central en 1 045,5 jours (environ 2,8 ans). C’est la période orbitale la plus courte jamais enregistrée pour une quatrième étoile dans un tel système.
C’est une étoile de type solaire, les autres sont un peu plus massives et avec une température de surface un peu plus élevée que dans le cas de notre étoile.
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Un crash planétaire colossal pourrait expliquer pourquoi cette étoile s’est assombrie
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Les astrophysiciens ont voulu en savoir plus sur l’évolution et le destin final de TIC 120362137, en utilisant des simulations numériques. Elles suggèrent que ce système est dynamiquement stable à court terme… mais pas à long terme. Les forces de gravité qui ont déjà conduit à une synchronisation parfaite des deux étoiles du centre (Aa et Ab), qui tournent l’une autour de l’autre sur une orbite quasiment circulaire et qui sont aussi responsables du fait qu’elles sont en rotation synchrone (comme la Lune avec la Terre), vont finir par déstabiliser violemment le système quadruple.
Le système devrait évoluer en produisant plusieurs fusions stellaires et devenir à terme un système binaire composé de deux naines blanches dans environ 9,4 milliards d’années.
Ce qui est certain, c’est que la découverte de TIC 120362137 défie les modèles actuels de formation stellaire.