Comment distinguer les étoiles doubles des étoiles simples express
Deux projecteurs placés côte à côte : de loin, leur lumière se fond en une seule tache, et l'on croit voir une source unique. Il en va de même dans l'espace : environ 10 à 20 % des étoiles faibles sont en réalité des paires serrées d'astres identiques. On ne peut pas les distinguer individuellement, mais ensemble, elles brillent nettement plus qu'une étoile simple ayant les mêmes paramètres.
Les astronomes ont utilisé les données du télescope spatial Gaia sur les étoiles situées à moins de cent parsecs du Soleil (soit environ 326 années-lumière). Ils ont sélectionné celles qui se déplacent régulièrement et ne présentent pas de signes d'une paire inégale — il restait principalement des étoiles simples et des paires jumelles. Ensuite, un modèle a été entraîné à plusieurs reprises à prédire la luminosité et la couleur d'une étoile à partir de son spectre — la bande arc-en-ciel que la lumière laisse après décomposition. Après chaque cycle d'entraînement, on retirait de l'échantillon les étoiles qui brillaient plus que prédit : ainsi, le modèle se débarrassait progressivement des paires cachées.
Au final, le modèle, entraîné uniquement sur des étoiles simples, a trouvé environ 13 % d'objets « surbrillants » — ce sont des systèmes binaires non résolus. Ils ont été ajoutés aux données d'autres relevés pour constituer un catalogue général des systèmes du voisinage solaire. Grâce à lui, on a pu estimer la borne inférieure de la proportion de binaires parmi les étoiles de faible masse — de 0,1 à 0,7 masse solaire.
Un tel catalogue est important non seulement pour recenser les « jumelles » : il aide à déterminer plus précisément les paramètres fondamentaux des étoiles — masse, âge, rayon. En effet, si l'on prend une paire pour une étoile simple, toutes les conclusions à son sujet s'avèrent fausses.
Résumé original
tel que rédigé par les auteurs, en anglais arXiv:2602.20096
The fundamental parameters of a low-mass star can potentially be determined from its photometry and astrometry. This is complicated by the fact that 10-20 percent of low-mass stars are predicted to be equal-mass binaries. These unresolved systems appear more luminous compared to single stars with the same fundamental parameters. We present a method to differentiate binary stars from single-star main sequence K and M dwarfs using their \textit{Gaia} DR3 XP spectra. We assemble a training set of stars which have pristine astrometry and photometry, are located within 100pc of the Sun, and exclude stars with \textit{Gaia} DR3 flags suggesting they may be unequal mass systems, thereby leaving stars that are predominantly either single- or equal-mass binaries. We then iteratively train Random Forest Regression (RFR) models to predict absolute magnitude and color given the RP spectral coefficients of a star. After each model, we remove the stars that have absolute magnitudes significantly brighter than their predicted values. This method converges on a model trained only on single stars. We then use this model to identify the ``overluminous'' K and M stars in \textit{Gaia} DR3 within 100 parsecs, with some quality cuts. We find that $$\sim13\%$$ of the sample is significantly overluminous and assume these to be unresolved binaries. We aggregate several multiplicity surveys across different projected separations and incorporate our overluminous binaries to create a general \textit{Catalog of Systems} within 100 pc. We use this \textit{Catalog} to provide lower limits on the multiplicity fraction for stars between $$0.1$$ and $$0.7~M_{\odot}$$.
Environ un tiers de toutes les étoiles de notre Galaxie vivent en paires ou en systèmes multiples, mais chez les étoiles les plus légères, la proportion de célibataires est plus élevée.
Dans le roman de Liu Cixin, « Le Problème à trois corps », une civilisation vit dans un système de trois étoiles où les orbites sont imprévisibles — ici, il s'agit de paires jumelles bien plus paisibles.