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HDR Thesis PDF

237 Pages·2014·4.03 MB·French
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a 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- 5

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
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