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La danse de deux protoétoiles : comment naissent les paires excentriques

Original: "An Eccentric Massive Protobinary Assembled via a Core-merger Parabolic Encounter"
· Yao Wang, Yichen Zhang, Rubén Fedriani, Kei E. I. Tanaka, Viviana Rosero, Kai Yang, Morten Andersen, Maria T. Beltrán, Mélisse Bonfand, Yu Cheng, James M. De Buizer, Yihuan Di, Guido Garay, Prasanta Gorai, Zhi-Yun Li, Yao-Lun Yang, Jonathan C. Tan
arXiv:2609.07390v1 · 2026-09-07 · CC BY 4.0 · 2 min
Astrophysique solaire et stellaire Astrophysique des galaxies
Deux protoétoiles massives du système IRAS 07299−1651 suivent une orbite presque parabolique, ce qui indique leur récente rencontre à partir de noyaux indépendants.

Dans le nuage dense de gaz et de poussière où naissent les étoiles massives, deux jeunes étoiles se sont récemment frôlées de très près. Leur danse ne dure qu'une soixantaine d'années, et pour la première fois, les astronomes en ont observé les détails. Le système IRAS 07299−1651 se trouve à 1,4 kiloparsec de nous ; en huit ans d'observations, ses composantes se sont déplacées sur le ciel d'une distance imperceptible à l'œil nu, mais que les instruments ont mesurée avec une précision d'un dix-millième de seconde d'arc.

Il s'avère que l'orbite de cette paire est presque parabolique : les étoiles s'éloignent après leur rencontre rapprochée, mais restent encore liées par leur attraction mutuelle. Le point de plus grande proximité, le périastre, a été franchi vers 1965, quand la distance entre les étoiles était d'environ 139 unités astronomiques. Pour comparaison, Pluton se trouve en moyenne à 39,5 unités astronomiques du Soleil ; les étoiles se sont donc approchées à une distance seulement trois fois et demie plus grande.

Les disques des deux protoétoiles sont fortement inclinés par rapport au plan orbital : de 59 degrés pour l'une, et de 133 degrés pour l'autre, ce qui signifie que la seconde tourne en sens inverse. Une telle configuration ne se produit pas si les deux étoiles sont nées du même nuage en rotation ; en revanche, elle est naturelle pour une rencontre fortuite entre deux vagabondes indépendantes.

Pourquoi est-ce important ? La plupart des étoiles massives vivent en paires, mais la manière exacte dont ces unions se forment restait débattue. Un scénario suggère qu'une étoile se divise en deux lors de sa contraction ; l'autre, que deux noyaux indépendants se rapprochent et se capturent mutuellement. Les observations d'IRAS 07299−1651 montrent pour la première fois que la seconde voie est possible, même pour des paires serrées qui pourraient à l'avenir fusionner ou devenir des sources d'ondes gravitationnelles.

Un suivi plus poussé du système permettra de déterminer si les étoiles resteront ensemble ou se sépareront définitivement. Si l'orbite s'avère hyperbolique, ce sera une preuve directe de capture. Si la paire est liée, le frottement avec le gaz rendra l'orbite plus circulaire et plus serrée au fil du temps. La recherche de systèmes similaires dans d'autres régions de formation d'étoiles aidera à comprendre à quelle fréquence les binaires massives naissent de rencontres aléatoires plutôt que d'une enfance commune.

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.

\ddot{\mathbf{r}} + \frac{G M_{\mathrm{tot}}}{r^3} \mathbf{r} = 0
L'accélération de la position relative des deux étoiles est inversement proportionnelle au carré de la distance et dirigée vers le centre de masse, ce qui détermine la forme de l'orbite.
\tau_{\nu,\mathrm{ff}} = 3.366 \times 10^{-7} \left( \frac{T}{10^4 \, \mathrm{K}} \right)^{-1.323} \left( \frac{\nu}{10^9 \, \mathrm{Hz}} \right)^{-2.118} \left( \frac{\mathrm{EM}}{\mathrm{pc}\,\mathrm{cm}^{-6}} \right)
Indique à quel point le plasma ionisé est opaque à l'émission radio à une fréquence donnée ; dépend de la température, de la fréquence et de la mesure d'émission.
\cos \psi_{\alpha\beta} = \sin i_\alpha \sin i_\beta \cos(\phi_\alpha - \phi_\beta) + \cos i_\alpha \cos i_\beta
Calcule l'angle entre les plans de deux disques ou d'un disque et de l'orbite à partir de leurs inclinaisons et de leurs angles de position.