Table Of Contenta
Thèse d’habilitation à diriger des recherches
Contribution en Signal, Image et Instrumentation pour l’Astronomie
Annexe C. Etude d’étoiles doubles visuelles et spectroscopiques
Habilitation thesis, “Accreditation to supervise research”
Contribution to Signal, Image & Instrumentation in Astronomy
Appendix C. Study of visual and spectroscopic double stars
Jean-Louis Prieur
Version 1er septembre 2014
Motsclés:
Etoiles
binaires:visuelles,serrées,àéclipses,spectroscopiques;
étoiles:paramètresfondamentaux;
étoiles:astrométrie,photométrie.
Keywords:
Stars
binaries:visual,close,eclipsing,spectroscopic;
stars:fundamentalparameters;
stars:astrometry,photometry.
Table des matières
Tabledesmatières i
I Etoilesdoubles:pourquoietcommentdéterminerleursorbites? 1
I.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1
I.1.1 Propriétésstatistiques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2
I.1.2 Formationdesystèmesdoublesoumultiples . . . . . . . . . . . . . 3
I.1.3 Déterminationdesmasses . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
I.1.4 Apportdel’interférométriedestavelures . . . . . . . . . . . . . . . 11
I.2 Orbitesvisuelles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
I.2.1 Orbitevraie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
I.2.2 Orbiteapparente . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
I.2.3 Déterminationdesmasses . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
I.2.4 Vitessesradialesrelatives . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
I.3 Calculd’orbitesdebinairesvisuelles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
I.3.1 Correctionspréliminaires . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
I.3.2 Méthodegéométriqueinteractive . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24
I.3.3 Méthodesnonsupervisées . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
I.3.4 MéthodedeHellerich . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
I.3.5 ApplicationdelaméthodedeHellerichaucasd’uneorbitecirculaire 30
I.4 Orbitesspectroscopiques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
I.4.1 Vitessesradiales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
I.4.2 Fonctiondemasse(casd’unseulspectrevisible) . . . . . . . . . . . 33
I.4.3 Estimationdesmasses(casdedeuxspectresvisibles) . . . . . . . . . 34
I.5 Binairesàéclipses . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
I.5.1 Présentationdesbinairesàéclipses . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
I.5.2 Traitementanalytique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
I.6 Déterminationdeparamètresphysiques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46
I.6.1 Métallicitélog[Fe/H] . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46
I.6.2 Diamètresdesétoiles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46
I.6.3 Parallaxetrigonométrique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47
I.6.4 Parallaxephotométrique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50
I.6.5 Parallaxedynamique:méthodesexistantesetextensionproposée . . 50
I.6.6 Estimationdesmasses . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54
I.6.7 Estimationdesâges . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54
I.7 Effetsdemaréesurlessystèmesbinaires . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 58
I.7.1 Indicesobservationnels:synchronisationetcircularisation . . . . . . 58
i
ii
I.7.2 Stabilitéd’unsystèmebinaireenprésenced’effetsdemarée . . . . . 58
I.7.3 Tempscaractéristiques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
I.7.4 Maréesstatiquesetdynamiques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
II Contributionàl’étudedesétoilesdoubles 67
II.1 Binairesspectroscopiques:observationsetréductiondesdonnées . . . . . . 68
II.1.1 Observationseffectuéespourl’obtentiondevitessesradiales . . . . . 68
II.1.2 Descriptiondel’instrumentCORAVEL . . . . . . . . . . . . . . . . 69
II.1.3 Traitementdesdonnées . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71
II.1.4 Calculd’orbites . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72
II.2 Binairesspectroscopiques:déterminationautomatiquedesélémentsorbitaux 73
II.2.1 Déterminationdelapériode . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 73
II.2.2 Déterminationdesvaleursinitiales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 75
II.2.3 Calculdesparamètresdel’orbite . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 81
II.3 Binairesàéclipses:étudedeHD126031 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 88
II.3.1 Analysedesvitessesradiales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 88
II.3.2 Analysedelacourbedelumière . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 88
II.3.3 Analysecombinéedesrésultats . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 89
II.3.4 Traitementsimplifiédelacourbedelumière . . . . . . . . . . . . . . 90
II.4 BinairesspectroscopiquesdetypesF,G,KetM . . . . . . . . . . . . . . . . 94
II.4.1 Présentationduprojet:objectifsetmoyens . . . . . . . . . . . . . . 94
II.4.2 Principauxrésultats . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 96
II.5 Etoilesàspectrecomposite . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 106
II.5.1 Présentationdesétoilesàspectrecomposite . . . . . . . . . . . . . . 106
II.5.2 Brefhistorique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108
II.5.3 Objectifsdecetteétudeetmoyensutilisés . . . . . . . . . . . . . . . 110
II.6 EtoilesAm . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 114
II.6.1 Etudestatistique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 115
II.6.2 Effetsdemarée . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 115
II.7 Etudedelafonction(initiale)demassedesétoiles . . . . . . . . . . . . . . . 117
II.7.1 Teststatistiquedeconformité . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 117
II.7.2 Simulationd’uneloideprobabilitéàpartird’uneloiuniforme . . . . 118
II.7.3 TestduKhi2 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 124
II.7.4 TestdeKolmogorov-Smirnov . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 126
II.7.5 Testd’Anderson-Darling . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 127
II.7.6 ApplicationauxcompagnonsdesétoilesAmdenotreéchantillon . . 129
II.7.7 InversionparlaméthodedeLucy-Richardson . . . . . . . . . . . . . 129
II.8 Binairesvisuelles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 131
II.8.1 ObservationsavecPISCOauPicduMidi . . . . . . . . . . . . . . . 131
II.8.2 ObservationsavecPISCOàMerate . . . . . . . . . . . . . . . . . . 144
A Nomsetcataloguesd’étoiles 153
A.1 Cataloguesgénéraux . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 154
A.2 Cataloguesspécialisés:étoilesdoubles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 154
A.3 Equinoxesderéférence . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 156
iii
B Programmesdecalculd’orbitesdebinairesspectroscopiques 159
B.1 Programmebs1.for . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 159
B.2 Programmebs2.for . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 159
B.3 Programmebs3.for . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 160
B.4 Programmebs4.for . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 160
B.5 Déterminationdesvaleursinitiales:sb_initial.c . . . . . . . . . . . . 160
B.6 Traitementautomatique:exempledeHD201193 . . . . . . . . . . . . . . . 161
C Calculd’orbitesdebinairesvisuelles:méthodedeMarcoScardia 163
C.1 Dates:joursjuliens,datebessélienne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 163
C.2 MéthodedeMarcoScardia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 163
C.2.1 Etapepréliminaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 164
C.2.2 CasoùlaméthodedeHellerichconverge . . . . . . . . . . . . . . . 167
C.2.3 CasoùlaméthodedeHellerichneconvergepas . . . . . . . . . . . . 168
C.2.4 Casoùiln’existeaucuneorbite . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 169
D Classificationspectraledesétoiles 171
D.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 171
D.2 Brefhistoriquedelaclassificationstellaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 172
D.2.1 ClassesdeSecchi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 172
D.2.2 ClassificationdeHarvard:typesspectraux . . . . . . . . . . . . . . 174
D.2.3 ClassificationdeMorgan-Keenan:classesdeluminosité . . . . . . . 175
D.2.4 Autressystèmesdeclassification . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 177
D.3 Originedesspectresstellaires . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 179
D.3.1 Photosphèreetatmosphèrestellaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . 179
D.3.2 Principauxparamètresphysiquesdéduitsdesspectresstellaires . . . . 180
D.3.3 Principesdelathéoriedesraiesspectrales . . . . . . . . . . . . . . . 183
D.3.4 Perturbationsintervenantdansl’obtentiondesspectres . . . . . . . . 188
D.4 Relationmasse-luminosité:limited’Eddington . . . . . . . . . . . . . . . . 189
D.5 CritèresutiliséspourlaclassificationdeMorgan-Keenan . . . . . . . . . . . 190
D.5.1 Raiesspectralesutiliséespourlaclassification . . . . . . . . . . . . . 190
D.5.2 ClassificationentypesspectrauxdeHarvard . . . . . . . . . . . . . 192
D.5.3 ClassificationMKetseslimitations . . . . . . . . . . . . . . . . . . 197
E Présentationdesmarées 199
E.1 Maréesocéaniquesterrestres . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 199
E.1.1 Définitions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 199
E.1.2 Brefhistorique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 199
E.1.3 Forcegénératricedesmarées . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 201
E.1.4 Potentielgénérateurdesmarées . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 205
E.1.5 Maréestatique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 206
E.1.6 Variationdupotentielenfonctiondutemps . . . . . . . . . . . . . . 208
E.1.7 Développementharmoniquedupotentiel . . . . . . . . . . . . . . . 209
E.2 Maréesdansunsystèmed’étoilesbinaires . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 213
E.2.1 Lepotentielperturbateur . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 213
E.2.2 Perturbationdel’étatd’équilibred’uneétoile . . . . . . . . . . . . . 215
iv
E.2.3 Linéarisation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 216
Bibliographie 219
Index 229
Chapitre I
Etoiles doubles : pourquoi et comment
déterminer leurs orbites ?
“Il est étonnant que sur quatre milliards d’êtres humains, pas plus de six
ouseptmesurentrégulièrementdesbinaires.”P.Couteau(1978)
“More than two-thirds of stars belong to multiple stellar systems. Binary
stars are considered now as one of the best constraints on stellar formation
models.”A.DuquennoyetM.Mayor(1992)
Les étoiles ne se forment pas seules. Les observations montrent que le résultat le plus
fréquentdeleurprocessusdeformationestuncouplededeuxétoilesliéesparlagravitation,
ou étoile binaire. Les propriétés statistiques de ces systèmes permettent de contraindre le
mécanismequilesacréées,entenantcomptedeleurévolutionultérieure.
Dans cette annexe, je présente brièvement le thème des étoiles doubles (Sect. I.1) et les
principaux travaux que j’ai effectués dans ce domaine en collaboration avec des collègues
(Sect. II). C’est l’exploitation de PISCO qui m’a conduit naturellement vers ce sujet. Mais
j’ai aussi utilisé des observations faites avec d’autres instruments (système d’optique adap-
tative ADONIS et spectrographe CORAVEL). Bien évidemment, une présentation complète
duthèmedesétoilesdoublessortiraitducadredecemémoire.
I.1 Introduction
Ondistingueplusieurscatégoriesd’étoilesbinaires:
– les binaires visuelles sont les systèmes binaires physiques (liés gravitationnellement)
découverts par des techniques d’imagerie, initialement par des observations visuelles
et désormais principalement par l’interférométrie des tavelures ou des télescopes spa-
tiaux,commeHipparcos(voirSect.II.8.Ilscorrespondentgénéralementàdessystèmes
très écartés (demi grand-axe de plusieurs unités astronomiques), avec des périodes or-
bitalelongues,dequelquesannéesàplusieurscentainesd’années.Exemple:Castor(α
Gem,P ≈ 450ans).
– les binaires spectroscopiques sont mises en évidence par la variation périodique des
vitesses radiales, de la composante principale seule (BS1) ou des deux composantes
(BS2) (voir Sect. II.4). Les séparations entre les deux composantes sont plus faibles
quepourlesbinairesvisuelles.Lesdemigrandsaxessontdel’ordredequelquesrayons
1
CHAPITREI. ETOILESDOUBLES:POURQUOIETCOMMENTDÉTERMINER
LEURSORBITES?
solaires seulement et les périodes orbitales très courtes, de quelques jours à plusieurs
dizainesdejours.Exemple:Mizar.
– lesbinairesastrométriquessontdécouverteslorsdemesuresastrométriquesd’étoiles
faitesausol,etdésormaisdansl’espace(avecHipparcosparexemple).Lemouvement
de certaines étoiles, dans un référentiel constitué par des étoiles lointaines, présente
des oscillations trahissant un mouvement orbital autour d’un compagnon invisible.
Exemple:Sirius.
– les binaires à éclipses sont des systèmes serrés dont le plan orbital est quasiment per-
pendiculaire au plan tangent à la sphère céleste, et dont la courbe de lumière présente
des variations périodiques correspondant à des éclipses (voir Tab. II.1). Les courbes
photométriques présentent deux sortes de minima correspondant au passage de cha-
cunedesdeuxcomposantesdevantl’autre.Exemple:Algol.
Enfin il existe des systèmes très serrés, où il peut y avoir un échange de matière entre les
deux étoiles. Lors de ces échanges, la matière accrétée par une composante tombe dans le
champgravitationneldecelle-ci,enlibérantunequantitéd’énergiequipeutêtreconsidérable.
L’évolutiondesdeuxétoilespeutêtreaussifortementperturbéeparceséchangesdematière.
La classification de ces systèmes dépend de la nature de l’étoile qui accrète la matière :
algols pour les étoiles de la séquence principale, variables cataclysmiques pour les naines
blanches,etbinairesXpourlesétoilesàneutronsetlestrousnoirs.
I.1.1 Propriétés statistiques
Dès 1970, des études statistiques avaient montré que près de 50% des étoiles de la sé-
quenceprincipaleétaientdesbinaires(JascheketGomez,1970,PASP,82,809).Ceschiffres
ont été confirmés récemment : le taux de binarité serait de 53% pour les étoiles proches de
typesolaire,selonDuquennoyetMayor(1991,A&A248,485),etde42%pourlesétoilesde
typeM(FischeretMarcy,ApJ396,178).Cettefréquenceseraitencoreplusélevée,comprise
entre 80% et 100%, dans les régions de formation stellaire du Taureau-Cocher (Leinert et
al., 1993, A&A, 278, 129, Ghez et al., 1993, AJ, 106, 2005, Köhler et Leinert, 1998, A&A,
331, 977), ou de Scorpion-Centaure (Simon 1995, Ap&SS, 223, 45, Brandner et Köhler,
1998, ApJ, 499, L79). Dans ces régions, il s’agit d’étoiles jeunes de faible masse, âgées de
quelques millions d’années seulement et qui n’ont pas encore atteint la séquence principale.
Lesétoileslesplusmassives(OetB)sontaussiprésentesdanslessystèmesbinaires(Mason
et al., 1998, AJ, 115, 821), mais plus souvent avec des séparations très petites. Le phéno-
mène de binarité semble ainsi être la règle et non l’exception dans le processus de formation
stellaire(Mathieu,1994,ARA&A,32,465).
L’appartenance d’une étoile à un système binaire ou multiple est une situation très fré-
quente et n’est pas neutre pour son évolution. Certaines classes d’objets sont plus fréquentes
oumêmen’existentqueparmidessystèmesbinaires:
– d’aprèsAbtetBidelman(1967,Ap.J.158,1091),AbtetMoyd(1973,Ap.J.182,809),
les étoiles à raies métalliques (étoiles Am, voir Sect. II.5) appartiennent toutes à des
systèmesbinaires.
– les novae et les variables cataclysmiques appartiennent toutes à des systèmes binaires
(constitués d’une naine blanche et d’une étoile géante rouge lui transférant de la ma-
tière).
– les étoiles Wolf-Rayet (très chaudes et très massives, où se produit la combustion de
2
I.1. INTRODUCTION
l’hélium) sont plus fréquentes dans les systèmes binaires (Smith L.F., 1968, MNRAS,
138,109)
– les sourcesX compactes, les étoiles à éclairs gamma ont toutes pour origine une étoile
àneutronssituéedansunsystèmedouble.
FIG.I.1:Logarithmedumomentcinétiquemoyenparunitédemassepourdesétoilesdelaséquenceprincipale.
Dehautenbas:étoilesisolées(traitcontinu),binairesvisuelles(tirés),binairesspectroscopiques(tiré-point),
binairesàéclipses(pointillés).D’aprèsH.Levato,1974,A&A,35,259.
Lesétudesstatistiquesportantsurlesparamètresorbitauxdessystèmesbinairesontmon-
tréque:
– Les séparations observées varient de quelques rayons solaires (avec des périodes de
quelques jours) à plusieurs milliers d’u.a.. La distribution est quasiment uniforme, en
fonctiondulogarithmedelaséparation.
– les composantes des systèmes binaires ont en moyenne une rotation plus lente que les
étoilesisoléesdemêmetypespectral(Fig.I.0).
– lessystèmesàcourtepériode(P < 10jours)ontdesorbitescirculaires.
– les systèmes binaires serrés ont souvent atteint un état de synchronisme, avec une pé-
riodederotationdescomposanteségaleàlapériodedumouvementorbital.
– iln’apasétéobservédesystèmeoùunecomposanteaunevitessederotationinférieure
àcellecorrespondantausynchronisme.
Nous décrirons l’origine de la circularisation des orbites et du synchronisme dans la sec-
tionI.7.1.
I.1.2 Formation de systèmes doubles ou multiples
Divers scénarios ont été proposés pour la formation des étoiles doubles et multiples cette
formation, faisant intervenir divers processus : “capture”, “fission” et “fragmentation” (cf.
coursdeIanBonnel,2000,“Etoilesdoubles”,EcoledeGoutelas,p307).
3
CHAPITREI. ETOILESDOUBLES:POURQUOIETCOMMENTDÉTERMINER
LEURSORBITES?
TAB.I.1:Paramètresphysiquesmesurablespourlesdifférentstypesd’étoilesdoublesquenousavonsétudiées.
D’aprèsHalbwachs (2000).
Paramètres Binaires Binaires Binaires Binaires
visuelles astrométriques spectroscopiques àéclipses
Périodestypiques 1an/200ans 1an/100ans 1jour/30ans 1heure/1an
Inclinaison oui oui non oui
Demi-grandaxe a +a a a sinienkm ∼a
1 2 photocentre 1
(angulaire) (angulaire) a sini(siSB2) (enrayons)
2
M
Masses (M +M )×d3 M sin3i(siSB2) 1
1 2 1,2 M
2
M3sin3i
2 (siSB1)
(M +M )2
1 2
Luminosité ∆m ∆m(siSB2) ∆m
R T
1,2 1
Autres ,
a T
2
Rappelssurlaformationstellaire
Les systèmes binaires étant formés de deux étoiles, il est utile de commencer par faire
quelquesrappelssurlaformationstellaire.
Les étoiles se forment dans des nuages moléculaires denses et massifs. Pour que cette
formation ait lieu, il est nécessaire que le nuage s’effondre sous l’effet de la gravitation, ce
quiseproduitlorsquel’énergiegravitationnelleestsupérieureàlasommedetouteslesautres
(énergiesthermique,cinétique,turbulente,magnétique,etc).
Si onne s’intéresse qu’àl’énergie thermique,on peutdéfinir lerayonR et la masseM
J J
de Jeans correspondant respectivement au rayon et à la masse minimum pour que le nuage
soitgravitationnellementlié:
(cid:18)5R T(cid:19)1/2 (cid:18)4 (cid:19)−1/2 (cid:18)5R T(cid:19)3/2 (cid:18)4 (cid:19)−1/2
R = g πρ et M = g πρ (I.1)
J 2Gµ 3 J 2Gµ 3
où R est la constante universelle des gaz parfaits, G est la constante de gravité universelle,
g
µestlepoidsmoléculairemoyendunuage,ρsadensitéetT satempérature.
Une évaluation du temps d’effondrement est donnée par le temps de chute libre t (ff
ffJ
pour“free-fall”):
(cid:18) 3π (cid:19)1/2
t = (I.2)
ffJ 32Gρ
quiestletempsmisparunnuagepours’effondrerenl’absencedepression.
Lors de l’effondrement, le nuage traverse quatre phases principales. La figure I.1 montre
l’évolution de la température en fonction de la densité pour un effondrement proto-stellaire
(Tohline, 1982, Fund. of Cos. Phys., 8, 1). L’effondrement est modélisé par l’équation d’état
d’un polytrope où la pression P est telle que P = Kργ, où γ dépend de la phase d’effondre-
ment.Latempératureestdonc:
T ∝ ργ−1 (I.3)
Dans la première phase, l’effondrement est isotherme (γ = 1) jusqu’à ce que des densités de
l’ordrede10−14 à10−13 g.cm−3 soientatteintes.Acemoment,legazn’estplusoptiquement
4
I.1. INTRODUCTION
FIG. I.2: Evolution de la température (ligne continue), de la masse de Jeans (pointillés) et du rayon de Jeans
(tirets)enfonctiondeladensitédugazaucoursdel’effondrementd’unnuageproto-stellaire(Tohline1992).
minceetlatempératureaugmente(phase2,avecγ = 7/5).Ilconstitueainsiunpremiercœur
proto-stellaire qui se contracte de façon quasi-statique, dont la masse croît avec le temps.
Lorsque la température atteint 2000◦ K, l’hydrogène moléculaire commence à se dissocier,
absorbant une partie de l’énergie thermique, ce qui constitue le départ d’une nouvelle phase
d’effondrement (phase 3, avec γ ≈ 1.1). Lorsque tout l’hydrogène est sous forme atomique,
ilformeundeuxièmecœurproto-stellairequicontinueàsecontracterdefaçonquasi-statique
pendantqu’ilcroîtenmasse(phase4,avecγ = 5/3).
Formationparfission
La conservation du moment cinétique impose qu’une étoile jeune tourne de plus en plus
viteendescendantletracéévolutifdeHayashi(i.e.aufuretàmesuredesacontractiondans
laphaseproto-stellairedueàl’effondrementgravitationnel).Danscettephased’accélération,
quand elle a atteint une vitesse de rotation telle que l’énergie rotationnelle est de l’ordre du
quart de l’énergie gravitationnelle, l’étoile va se déformer en donnant naissance à une barre.
L’idée de base de la fission est que cette barre se séparerait en deux pour former une étoile
binaire.
En fait les simulations numériques ont montré que, au lieu de se séparer en deux, la
barre forme des bras spiraux qui, grâce aux couples gravitationnels, transportent le moment
cinétiqueversl’extérieur.Ceprocessuscontribueainsiàlaréductiondelavitessederotation
de l’objet central et à sa stabilisation (Durissen et al., 1986, ApJ, 305, 281, Bonnel, 1994,
MNRAS,269,837).Ilnesescindedoncpasendeux.
Formationparcapture
La capture se produit quand deux étoiles passent assez près l’une de l’autre et qu’un
processus dissipatif les ralentit suffisamment pour qu’elles soient ensuite liées gravitation-
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Description:1998, ApJ, 499, L79). Dans ces régions, il s'agit d'étoiles jeunes de faible masse, âgées de quelques millions d'années seulement et qui n'ont pas
