Dans un lac, la couche d'eau supérieure est chaude et légère, tandis que plus profond, elle est froide et dense. Un nageur se déplaçant dans une telle eau crée des vagues inhabituelles. Un tableau similaire se joue à l'intérieur d'énormes étoiles gonflées — les géantes rouges. Sauf qu'ici, pas d'eau, c'est un gaz brûlant (plasma — une matière où les électrons sont arrachés aux atomes), et le nageur est un objet superdense : une étoile à neutrons ou une planète massive.

Dès les années 1930, Fritz Zwicky avait compris qu'un tel frottement dynamique gravitationnel (freinage d'un corps par son propre sillage dans le gaz ou les étoiles) régit le mouvement de galaxies entières. Plus tard, Subrahmanyan Chandrasekhar a établi une formule pour le freinage d'une étoile dans un milieu homogène. Ensuite, Bohdan Paczyński a appliqué cette idée aux enveloppes communes — quand un compagnon est déjà immergé dans l'atmosphère de la géante. Mais tous ces calculs supposaient que le gaz est partout identique. En réalité, l'enveloppe stellaire ressemble à un mille-feuille : la densité et la température varient d'une couche à l'autre. Dans ce nouveau travail, on a pour la première fois tenu compte d'une telle stratification (variation de la densité par couches). Il s'est avéré que les ondes sonores provenant du satellite forment un sillage complexe qui dépend de l'enveloppe entière, et pas seulement du point de l'orbite.

Pour les exoplanètes tombant dans l'étoile, cela signifie que la migration planétaire (déplacement dans le gaz) est plus rapide. Dans les systèmes binaires serrés, la fusion s'accélère également. Pour tout calculer avec précision, il faut des simulations hydrodynamiques tridimensionnelles — des modèles informatiques du mouvement du gaz. On comprendra alors comment les ondes échangent du moment cinétique avec l'orbite. Et le mystère de l'océan stratifié à l'intérieur des étoiles sera résolu.