La danse de deux protoétoiles : comment naissent les paires excentriques
Contexte
La plupart des étoiles massives naissent dans des systèmes binaires, mais la manière exacte dont ces paires se forment reste un sujet de débat. Les scénarios principaux incluent la fragmentation du disque, la fragmentation du noyau et la capture. Ce travail se situe aux côtés des études sur les paires serrées d'étoiles massives, les naines blanches binaires et les pulsars, mais il se distingue par la mesure directe du mouvement orbital au stade le plus précoce, enfoui dans la poussière. Les observations précédentes ne fournissaient que des indices sur les mouvements propres dans les systèmes massifs, alors qu'ici on a obtenu une image tridimensionnelle complète.
Méthodes
De 2016 à 2024, le système IRAS 07299−1651 a été observé avec ALMA dans des gammes de 0.3 à 3 mm et avec le VLA à 7 et 13 mm. Les positions des deux composantes ont été déterminées par ajustement de gaussiennes bidimensionnelles sur les images, avec une précision d'environ 0.1 milliseconde d'arc. Les vitesses radiales ont été mesurées à partir des raies de l'hydrogène H26α et H30α. Ensuite, une orbite a été ajustée conjointement en utilisant un modèle à deux corps qui admettait des solutions elliptiques, paraboliques et hyperboliques. De plus, un modèle de disques ionisés a été construit pour expliquer les distributions spectrales d'énergie et les flux des raies de recombinaison.
Résultats
La vitesse relative des composantes sur le ciel est de 10.4±1.6 km/s, ce qui est comparable à la différence des vitesses radiales d'environ 10 km/s. L'ajustement conjoint de l'orbite montre que l'excentricité est proche de l'unité, c'est-à-dire que l'orbite est presque parabolique. Le périastre a été franchi il y a environ 60 ans à une distance d'environ 139 ua, et la séparation tridimensionnelle actuelle des étoiles est d'environ 220 ua. Les disques des deux protoétoiles sont fortement désorientés par rapport au plan orbital : l'angle pour la source A est de 59°, pour la source B de 133°, ce qui indique une rotation rétrograde. Les masses des étoiles, selon différentes estimations, se situent dans la plage de 8 à 16 masses solaires.
Implications
Ce travail montre pour la première fois que le scénario de fusion de noyaux peut conduire à la formation de binaires massives serrées avec des orbites excentriques. Contrairement aux études voisines qui se concentrent sur des systèmes plus larges ou plus tardifs, ici l'orbite est mesurée directement au stade de l'accrétion active. La forte désorientation des disques et l'absence de disque circum-binaire commun s'accordent mal avec la fragmentation du disque, mais surgissent naturellement lors de la capture de protoétoiles formées indépendamment. Cela fait pencher la balance en faveur des mécanismes dynamiques de formation des binaires massives.
Développements futurs
La poursuite du suivi du système permettra de préciser l'excentricité et de distinguer une orbite liée d'une orbite non liée. Si l'orbite s'avère hyperbolique, ce sera une preuve directe de capture. Si le système est lié, l'interaction avec le gaz environnant pourrait, avec le temps, réduire l'excentricité et conduire à une paire plus serrée. La recherche de systèmes similaires dans d'autres régions de formation d'étoiles aidera à évaluer la fréquence de la naissance des binaires massives par fusion de noyaux.
Impact
Les résultats influenceront les modèles de formation des étoiles massives et des systèmes binaires, ainsi que l'interprétation des observations des jeunes amas. Ils sont importants pour comprendre l'origine des paires serrées qui pourraient devenir des sources d'ondes gravitationnelles ou des binaires X.
Prochaines étapes
Poursuivre le suivi astrométrique de IRAS 07299−1651 avec ALMA et le VLA afin d'accumuler un arc orbital plus grand. Effectuer une recherche de systèmes analogues dans d'autres amas de protoétoiles massives.
Problèmes ouverts clés
Pour le domaine de la formation d'étoiles, la question clé non résolue est le rôle relatif de la fragmentation et des interactions dynamiques dans la formation des binaires. Ce travail montre que même les paires serrées peuvent provenir de noyaux indépendants, ce qui nécessite une révision des modèles statistiques de population. Il reste incertain de savoir à quelle fréquence de tels événements se produisent dans les amas typiques et comment ils affectent l'évolution ultérieure des étoiles.
Le périastre de l'orbite a été franchi il y a seulement environ 60 ans, ce qui signifie qu'au moment des observations, les étoiles s'éloignaient encore après leur rapprochement maximal. Si les astronomes avaient regardé le système il y a un siècle, ils l'auraient vu dans une configuration complètement différente.
Chiffres clés
- vitesse du mouvement relatif: 10.4±1.6 km/s
- séparation actuelle des étoiles: environ 220 ua
- distance au périastre: 139+88−62 ua
- temps depuis le périastre: environ 60 ans
- masse de chaque étoile: 8–16 masses solaires