Une étoile compagne cache un jumeau secret express
Le compagnon de l'étoile HIP 53005 a laissé les astronomes perplexes. La couleur et la luminosité ainsi que le spectre indiquent une masse d'environ 80 Jupiter, juste à la limite de la combustion de l'hydrogène, là où l'objet n'est plus une planète mais pas encore une étoile. Cependant, son mouvement orbital exige une masse presque deux fois supérieure : 185 Jupiter. C'est comme une valise qui paraît légère, mais qui est en réalité lourde, comme si elle cachait un second compartiment.
Où se cache donc la masse manquante ? Soit un autre compagnon, totalement invisible, orbite à proximité, soit l'objet lui-même est une paire serrée. Dans ce cas, leur éclat combiné est faible, mais leur gravité totale est forte. Une illusion similaire a été révélée pour Gliese 229B : ce que l'on pensait être une seule naine brune s'est avéré être deux naines, effectuant une révolution en 12 jours. De telles découvertes sont rares et éclairent la naissance des familles stellaires, où les étoiles vivent souvent en paires ou en trios.
Résumé original
tel que rédigé par les auteurs, en anglais arXiv:2604.03767
We present the discovery of a low-mass companion located at $$\rho$$ $$\sim$$ 0\farcs{}85 ($$r_{\rm proj} \approx 62~au$$) from the early-type 1.2 Gyr-old star HIP 53005 using direct imaging data from the Subaru and Keck Telescopes and astrometry from the Hipparcos-Gaia Catalog of Accelerations. The companion, HIP 53005 C, is a component of a multiple system also including a $$\approx$$ 12\farcs{}4-separation M dwarf companion inducing a negligible proper motion acceleration. HIP~53005 C's position on color-magnitude diagrams, the fit of its spectral energy distribution to atmosphere models, and its location on an empirical mass-magnitude diagram all suggest that it lies at the M/L transition and near the hydrogen-burning limit ($$\sim80~M_{\rm Jup}$$). However, our orbital fitting combining direct-imaging relative astrometry with proper motion acceleration favors a much higher dynamical mass of $$\sim185\ M_{\rm Jup}$$. An additional unseen, more closely-orbiting companion below the detection limit (at $$\rho\lesssim0\farcs2$$)) may explain this discrepancy. Alternatively, HIP~53005C could be a low-mass binary like Gliese~229Bab, making this system an intriguing laboratory for studying multiple star formation.
Les naines brunes sont des étoiles ratées : trop légères pour déclencher la fusion thermonucléaire, elles ne font que rougeoyer faiblement, occupant l'intervalle entre les planètes et les véritables étoiles.
Comme Tatooine avec ses deux soleils, mais l'un des astres pourrait lui-même être double – et alors les danseurs célestes seraient plus nombreux.