La rencontre fortuite de deux étoiles

Original: "An Eccentric Massive Protobinary Assembled via a Core-merger Parabolic Encounter"
arXiv:2609.07390v1 · 2026-09-07 · CC BY 4.0 · 1 min
Deux jeunes étoiles dans un nuage de gaz sont passées très près l'une de l'autre et s'éloignent désormais, comme deux personnes qui se sont heurtées en courant.

Dans un nuage sombre où naissent de nouvelles étoiles, deux d'entre elles sont récemment passées très près l'une de l'autre. Elles ressemblent à deux inconnus qui se seraient accidentellement heurtés dans la rue et qui repartent chacun de leur côté. Les astronomes les ont suivies pendant huit ans et ont pu mesurer leur mouvement.

Il s'avère que la trajectoire de ces étoiles est presque celle d'une pierre lancée : elles se sont approchées l'une de l'autre et maintenant s'éloignent, mais restent encore liées par l'attraction. Autour de chaque étoile se trouve un disque plat de gaz et de poussière, comme les anneaux de Saturne. Ces disques sont inclinés dans des directions différentes, et l'un d'eux tourne en sens inverse. Cela se produit lorsque les étoiles sont nées séparément et ne se sont rencontrées que plus tard.

Si les étoiles étaient nées d'un même nuage commun, leurs disques seraient dans le même plan, comme des crêpes sur une même poêle. Ici, ils sont inclinés selon de grands angles, ce qui trahit leur passé indépendant.

Désormais, les astronomes poursuivront leurs observations pour comprendre si ces étoiles resteront une paire ou se sépareront pour toujours. Cela aidera à savoir à quelle fréquence les étoiles massives forment des paires non pas dès la naissance, mais après une rencontre fortuite.

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.