Astronomie

Les orbites de tous les systèmes d'étoiles triples sont-elles au moins techniquement instables ?

Les orbites de tous les systèmes d'étoiles triples sont-elles au moins techniquement instables ?

Arrière-plan:

Dans le problème circulaire restreint à trois corps (CR3BP, CRTBP), certaines orbites de halo sont mathématiquement stables. Cela signifie que l'orbite du troisième corps est fermé, périodique et stable contre de petites perturbations tant que les deux corps primaires sont sur des orbites circulaires autour de leur centre de masse commun. Voir les réponses à Certaines orbites de Halo sont-elles réellement stables ?

Question:

Mais pour trois corps massifs comme les étoiles, si ils sont n'interagissant que les unes avec les autres et uniquement gravitationnellement, toutes les orbites sont-elles encore au moins techniquement instables ?

Oui, certains systèmes peuvent durer plus longtemps que la durée de vie des étoiles individuelles, ou même l'âge de l'univers, mais strictement mathématiquement existe-t-il des configurations stables ou sont-elles toutes mathématiquement instables, c'est-à-dire qu'un membre peut éventuellement être éjecté comme ça ?


(Ignorant que toutes les orbites sont techniquement instables en raison de l'émission d'ondes gravitationnelles.)

Il existe des solutions connues au problème gravitationnel des trois corps qui peuvent être démontrées stables. Lagrange a trouvé une solution à trois corps pour les masses générales où les trois gravitent autour du centre de masse commun dans une formation triangulaire équilatérale. Gascheau a prouvé en 1843 que cette solution est stable si les masses des composants satisfont

$$ frac{m_1 m_2+ m_1 m_3 + m_2 m_3}{(m_1+m_2+m_3)^2} < 1/27$$

Plus récemment, il a été montré par Kei Yamada et ses collaborateurs (1 2 3) que si l'on inclut la correction post-newtonienne du premier ordre, cette solution est modifiée par une (petite) correction aux jambes du triangle basée sur les masses composantes, c'est-à-dire qu'elle n'est un triangle équilatéral que si toutes les masses sont égales. L'effet général des interactions 1PN est de diminuer la région de l'espace des paramètres où cette solution est stable, mais pour des systèmes suffisamment éloignés, il y aura toujours des masses pour lesquelles le système est stable. De plus, ils ont également prouvé que (4) ces solutions sont stables sous l'émission de rayonnement gravitationnel (c'est-à-dire qu'un système triangulaire évoluera adiabatiquement vers une autre solution triangulaire).

Les effets des interactions 2PN (et au-delà) sur la stabilité de ces solutions triangulaires sont actuellement inconnus (pour autant que je sache).


Des astronomes imaginent une exoplanète massive dans un système à trois étoiles

Au cours des deux dernières décennies, les astronomes ont découvert une variété apparemment infinie d'exoplanètes en orbite autour d'autres étoiles. Certaines sont assez similaires aux planètes de notre propre système solaire, tandis que d'autres ressemblent davantage à celles décrites dans la science-fiction, allant de mondes rocheux de la taille de la Terre et plus grands, à des planètes massives et brûlantes plus grandes que Jupiter en orbite très près de leurs étoiles . Tatooine est un autre exemple bien connu : la planète désertique en orbite autour de deux soleils dans les films Star Wars. Maintenant, les astronomes ont trouvé un monde similaire, en utilisant l'imagerie directe, mais qui orbite dans un système de Trois étoiles .

La découverte a été faite à l'aide de l'instrument SPHERE sur le Very Large Telescope de l'ESO au Chili, et dirigée par des astronomes de l'Université d'Arizona. Des exoplanètes en orbite dans des systèmes multi-étoiles ont déjà été trouvées, mais celle-ci ne devait pas être possible en termes d'orbite, mais elle est là. C'était aussi imagé directement , ce que les astronomes n'ont pu faire qu'avec une poignée d'exoplanètes jusqu'à présent, en raison des distances et de la luminosité énormes de leurs étoiles hôtes.

La planète, connue sous le nom de HD 131399Ab, est à 320 années-lumière de la Terre et orbite autour de la plus brillante des trois étoiles du système à trois étoiles. Cette orbite est la plus large connue de toutes les planètes dans des systèmes stellaires similaires, et pour cette raison était très surprenante pour les astronomes. L'interaction gravitationnelle entre les trois étoiles est en constante évolution, rendant les orbites plus grandes des planètes intrinsèquement instables. Mais c'est exactement ce qui a été trouvé, donc les scientifiques ne savent pas trop comment l'expliquer pour l'instant, c'est une planète qui ne devrait probablement pas être là, mais c'est le cas.

Image montrant l'exoplanète HD 131399Ab récemment découverte, ainsi que les trois étoiles du système. L'image a été obtenue avec l'imageur SPHERE du Very Large Telescope de l'ESO au Chili. Crédit d'image : ESO/K. Wagner et al.

“HD 131399Ab est l'une des rares exoplanètes qui ont été directement imagées, et c'est la première dans une configuration dynamique aussi intéressante,” a déclaré Daniel Apai, de l'Université de l'Arizona. Il est également co-auteur du nouvel article.

"Pendant environ la moitié de l'orbite de la planète, qui dure 550 années terrestres, trois étoiles sont visibles dans le ciel, les deux plus faibles sont toujours beaucoup plus proches les unes des autres et changent de séparation apparente avec l'étoile la plus brillante tout au long de l'année", a ajouté Kevin Wagner, le premier auteur de l'article et découvreur de HD 131399Ab. “Pendant une grande partie de l'année de la planète, les étoiles semblent proches les unes des autres, ce qui lui donne un côté nuit et un côté jour familiers avec un triple coucher et lever de soleil uniques chaque jour. Au fur et à mesure que la planète orbite et que les étoiles s'éloignent l'une de l'autre chaque jour, elles atteignent un point où le réglage de l'une coïncide avec le lever de l'autre - à quel point la planète est en journée quasi constante sur environ un quart de son orbite, ou environ 140 années terrestres.”

La planète elle-même a une masse quatre fois supérieure à celle de Jupiter et une température d'environ 1 070 degrés Fahrenheit (580 degrés Celsius), ce qui en fait l'une des exoplanètes les plus froides trouvées à ce jour. Ce n'est peut-être pas le meilleur candidat en termes de recherche de vie, mais son existence même aidera les astronomes à en apprendre davantage sur la formation planétaire en général. Agée d'environ 16 millions d'années, c'est aussi l'une des plus jeunes exoplanètes découvertes à ce jour. La Terre et notre système solaire, en revanche, ont environ 4,6 milliards d'années. La planète orbite autour de son étoile à une distance de 80 UA, soit environ le double de la distance de notre Soleil à Pluton.

Comme l'a noté Wagner, "On ne sait pas comment cette planète s'est retrouvée sur sa large orbite dans ce système extrême, et nous ne pouvons pas encore dire ce que cela signifie pour notre compréhension plus large des types de systèmes planétaires, mais cela montre que il y a plus de variété que beaucoup ne l'auraient cru possible », conclut Kevin Wagner. "Ce que nous savons, c'est que les planètes dans les systèmes multi-étoiles ont été étudiées beaucoup moins souvent, mais sont potentiellement tout aussi nombreuses que les planètes dans les systèmes mono-étoiles."

"Si la planète était plus éloignée de l'étoile la plus massive du système, elle serait expulsée du système", a expliqué Apai. “Nos simulations informatiques ont montré que ce type d'orbite peut être stable, mais si vous changez un tout petit peu les choses, cela peut devenir très rapidement instable.”

L'étoile la plus brillante du système, HD 131399A, autour de laquelle la planète orbite, est également orbitaire des deux autres étoiles (B et C) et est 80% plus massive que notre propre Soleil. Les deux étoiles plus petites orbitent à une distance de 300 UA, et orbitent également l'une autour de l'autre, à une distance de 10 UA. Une UA est égale à la distance entre la Terre et le Soleil. Inutile de dire qu'il s'agit d'un système complexe, comme on n'en avait jamais vu auparavant.

En 2014, une exoplanète a été découverte avec une orbite semblable à la Terre dans un système stellaire binaire de deux étoiles naines rouges. La planète, OGLE-2013-BLG-0341LBb, n'a pas plus de deux fois la masse de la Terre, avec une orbite d'environ 90 millions de miles, soit 0,9 UA. Comme HD 131399Ab, la découverte de la planète dans un système stellaire binaire de deux naines rouges était surprenante, et a également été la première exoplanète découverte avec une orbite très similaire à celle de la Terre.

"Les systèmes binaires étaient largement ignorés auparavant", a déclaré le Dr David Trilling, professeur adjoint d'astronomie au département de physique et d'astronomie de la Northern Arizona University. «Ils sont plus difficiles à étudier, mais ils pourraient être les sites les plus courants pour la formation de planètes dans notre galaxie. Il ne semble pas y avoir de préjugé contre la formation de systèmes planétaires dans des systèmes binaires. Il pourrait y avoir d'innombrables planètes avec deux soleils ou plus. Trilling a également dirigé une équipe de recherche en 2006 qui a découvert des disques protoplanétaires stables autour de dizaines d'étoiles binaires, en utilisant les données du télescope spatial Spitzer de la NASA.

Une autre étude en 2015, publiée dans le Journal d'astrophysique, réévalué l'habitabilité potentielle des exoplanètes dans les systèmes multi-étoiles. le étude , dirigé par Kimberly Cartier, une étudiante diplômée du département d'astronomie et d'astrophysique de l'Université d'État de Pennsylvanie, a découvert que certaines planètes que l'on pensait se trouver dans les zones habitables de leurs étoiles, ne l'étaient pas en réalité. D'autres planètes, cependant, que l'on pensait avoir été en dehors de la zone habitable, étaient en réalité à l'intérieur. La zone habitable est la région autour d'une étoile où les températures pourraient permettre à l'eau liquide d'exister à la surface des planètes rocheuses. L'étude des exoplanètes dans les systèmes d'étoiles doubles et triples est importante, car la plupart des étoiles ont des compagnons, contrairement à notre Soleil, qui est solitaire.

Graphique représentant l'orbite de la planète (ligne rouge) et les orbites des étoiles (lignes bleues). Crédit d'image: ESO

L'équipe a conclu : « Les planètes habitables au sens canonique doivent non seulement avoir la capacité d'avoir de l'eau liquide à la surface, mais aussi avoir une surface solide sur laquelle cette eau peut exister. Bref, les planètes doivent être rocheuses et non gazeuses. À l'aide de mesures de vitesse radiale couplées à la spectroscopie Doppler, à l'imagerie haute résolution et à l'astérosismologie, [des études précédentes] ont mesuré les rayons et les masses de 65 planètes candidates et ont conclu que seules les planètes avec des rayons inférieurs à 1,5 rayon terrestre sont compatibles avec des compositions purement rocheuses. Les planètes plus grandes que cela doivent avoir une plus grande fraction de matériau à faible densité, par ex. l'hydrogène, l'hélium et l'eau. Nos rayons planétaires mis à jour indiquent qu'aucune de nos planètes potentiellement habitables (Kepler-296Af, Kepler-296Bf, Kepler-296Be, KOI-2626 A.01, KOI-2626 B.01 et KOI-2626 C.01) n'est assez petite. avoir des compositions purement rocheuses et ne sont donc pas habitables au sens canonique.

La découverte d'un nombre croissant d'exoplanètes dans des systèmes multi-étoiles confirme d'autres découvertes selon lesquelles les planètes sont très courantes dans l'univers. Certaines recherches suggèrent qu'elles sont encore plus courantes que les étoiles. Ces mondes seront aussi variés les uns des autres que des flocons de neige, ce qui rend leur découverte et leur étude d'autant plus passionnantes. Certains d'entre eux seront habitables, du moins selon les normes terrestres. Et certains d'entre eux, juste peut-être, sont effectivement habités. Peut-être pas sur HD 131399Ab, mais il peut y avoir des formes de vie quelque part qui regardent le ciel avec deux ou trois soleils – une pensée incroyable.

"C'est le genre de découverte qui nous aide à placer notre propre système solaire dans le contexte de la diversité des mondes au-delà, en trouvant des systèmes très différents du nôtre", a déclaré Mary Voytek, scientifique principale en astrobiologie et responsable du programme de le réseau NExSS au siège de la NASA à Washington. « En combinant ces résultats avec des recherches sur la formation de mondes habitables, nous aurons une meilleure compréhension des systèmes dans lesquels les mondes habitables pourraient se former. NExSS veillera à ce que de telles connexions soient établies, au sein et au-delà de nos équipes NExSS. »

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Planète à trois étoiles

Par : Robert Naeye 13 juillet 2005 0

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L'artiste Robert Hurt représente la planète de la masse de Jupiter (en haut à gauche) dans le système HD 188753 vue depuis une hypothétique lune. La planète orbite autour de l'étoile jaune brillante qui se couche derrière les sommets lointains sur la droite. Deux étoiles compagnes, qui forment un binaire serré dans l'arrière-plan éloigné, se trouvent en haut à gauche de l'étoile hôte. Cliquez sur l'image pour l'agrandir.

Avec l'aimable autorisation de la NASA / JPL-Caltech / Robert Hurt.

Cette image proche infrarouge du télescope Keck II montre le système HD 188753. Une planète nouvellement découverte orbite étroitement autour de l'étoile primaire (A), qui est pratiquement identique au Soleil en masse et en luminosité. L'étoile secondaire (B) est en fait deux étoiles si proches l'une de l'autre qu'elles ne peuvent pas être résolues individuellement. Ces deux étoiles sont légèrement moins massives que le Soleil. Les composantes A et B sont séparées par une distance qui varie de 6 à 18 unités astronomiques. L'ovale montre l'orbite projetée du composant B, en supposant une position fixe pour l'étoile primaire (A). En réalité, les composants A et B orbitent autour d'un centre de masse commun qui est en fait plus proche de B, puisque la masse combinée des deux étoiles est supérieure à la masse du primaire.


Contenu

UNE système à étoiles multiples se compose de trois étoiles ou plus qui apparaissent de la Terre pour être proches les unes des autres dans le ciel. [ douteux - discuter ] Cela peut résulter du fait que les étoiles sont physiquement proches et liées gravitationnellement les unes aux autres, auquel cas il s'agit d'un physique étoiles multiples, ou cette proximité peut être simplement apparente, auquel cas il s'agit d'un optique étoile multiple [a] Les étoiles multiples physiques sont aussi communément appelées plusieurs étoiles ou alors systèmes d'étoiles multiples. [2] [3] [4] [5]

La plupart des systèmes à étoiles multiples sont étoiles triples. Les systèmes avec quatre composants ou plus sont moins susceptibles de se produire. [3] Les systèmes à étoiles multiples sont appelés tripler, ternaire, ou alors trinaire s'ils contiennent 3 étoiles quadruple ou alors quaternaire s'ils contiennent 4 étoiles quintuple ou alors quinténaire avec 5 étoiles sextuple ou alors sexténaire avec 6 étoiles septupler ou alors septénaire avec 7 étoiles. Ces systèmes sont plus petits que les amas d'étoiles ouverts, qui ont une dynamique plus complexe et ont généralement de 100 à 1 000 étoiles. [6] La plupart des systèmes d'étoiles multiples connus sont triples pour des multiplicités plus élevées, le nombre de systèmes connus avec une multiplicité donnée diminue de façon exponentielle avec la multiplicité. [7] Par exemple, dans la révision de 1999 du catalogue de Tokovinin [3] d'étoiles multiples physiques, 551 des 728 systèmes décrits sont triples. Cependant, en raison d'effets de sélection suspectés, la capacité d'interpréter ces statistiques est très limitée. [8]

Les systèmes à étoiles multiples peuvent être divisés en deux classes dynamiques principales :

(1) les systèmes hiérarchiques, qui sont stables, et se composent d'orbites imbriquées qui interagissent peu, et ainsi chaque niveau de la hiérarchie peut être traité comme un Problème à deux corps

(2) les trapèzes qui ont des orbites instables en interaction forte et sont modélisés comme un problème à n corps, présentant un comportement chaotique. [9] Ils peuvent avoir 2, 3 ou 4 étoiles.

La plupart des systèmes à étoiles multiples sont organisés en ce qu'on appelle un système hiérarchique: les étoiles du système peuvent être divisées en deux groupes plus petits, dont chacun parcourt une plus grande orbite autour du centre de masse du système. Chacun de ces petits groupes doit également être hiérarchique, ce qui signifie qu'ils doivent être divisés en sous-groupes plus petits qui sont eux-mêmes hiérarchiques, et ainsi de suite. [11] Chaque niveau de la hiérarchie peut être traité comme un problème à deux corps en considérant les paires proches comme s'il s'agissait d'une seule étoile. Dans ces systèmes, il y a peu d'interaction entre les orbites et le mouvement des étoiles continuera à se rapprocher de la stabilité [3] [12] Les orbites képlériennes autour du centre de masse du système, [13] contrairement aux systèmes trapézoïdaux instables ou à la dynamique encore plus complexe de le grand nombre d'étoiles dans les amas d'étoiles et les galaxies.

Systèmes à trois étoiles Modifier

Dans un physique système stellaire triple, chaque étoile orbite autour du centre de masse du système. Habituellement, deux des étoiles forment un système binaire proche, et la troisième orbite autour de cette paire à une distance beaucoup plus grande que celle de l'orbite binaire. Cette disposition s'appelle hiérarchique. [14] [11] La raison de cet arrangement est que si les orbites intérieures et extérieures sont de taille comparable, le système peut devenir dynamiquement instable, entraînant l'éjection d'une étoile du système. [15] HR 6819 est un exemple de système triple hiérarchique physique, qui a une étoile externe en orbite autour d'un binaire physique interne composé d'une étoile et d'un trou noir stellaire [16] (bien que l'idée que HR 6819 soit un système triple ait récemment été contestée). [17] Les étoiles triples qui sont ne pas tout lié gravitationnellement pourrait comprendre un binaire physique et un optique compagnon (comme Beta Cephei) ou, dans de rares cas, un optique étoile triple (comme Gamma Serpentis).

Des multiplicités plus élevées Modifier

  1. multiplex
  2. simplex, système binaire
  3. simplex, triple système, hiérarchie 2
  4. simplex, système quadruple, hiérarchie 2
  5. simplex, système quadruple, hiérarchie 3
  6. simplex, système quintuple, hiérarchie 4.

Les systèmes hiérarchiques à étoiles multiples avec plus de trois étoiles peuvent produire un certain nombre d'arrangements plus compliqués. Ces arrangements peuvent être organisés par ce que Evans (1968) a appelé diagrammes mobiles, qui ressemblent à des mobiles ornementaux accrochés au plafond. Des exemples de systèmes hiérarchiques sont donnés dans la figure de droite (Diagrammes mobiles). Chaque niveau du diagramme illustre la décomposition du système en deux ou plusieurs systèmes de plus petite taille. Evans appelle un diagramme multiplex s'il y a un nœud avec plus de deux enfants, c'est-à-dire si la décomposition d'un sous-système implique deux ou plusieurs orbites de taille comparable. Parce que, comme nous l'avons déjà vu pour les étoiles triples, cela peut être instable, on s'attend à ce que plusieurs étoiles soient recto, ce qui signifie qu'à chaque niveau, il y a exactement deux enfants. Evans appelle le nombre de niveaux dans le diagramme son hiérarchie. [11]

  • Un diagramme simplex de la hiérarchie 1, comme en (b), décrit un système binaire.
  • Un diagramme simplex de la hiérarchie 2 peut décrire un système triple, comme dans (c), ou un système quadruple, comme dans (d).
  • Un diagramme simplex de la hiérarchie 3 peut décrire un système avec de quatre à huit composants. Le diagramme mobile en (e) montre un exemple de système quadruple de hiérarchie 3, constitué d'un seul composant distant en orbite autour d'un système binaire proche, l'un des composants du binaire proche étant un binaire encore plus proche.
  • Un exemple réel de système avec la hiérarchie 3 est Castor, également connu sous le nom d'Alpha Geminorum ou α Gem. Il se compose de ce qui semble être une étoile binaire visuelle qui, en y regardant de plus près, peut être considérée comme constituée de deux étoiles binaires spectroscopiques. En soi, ce serait un système de hiérarchie 2 quadruple comme dans (d), mais il est orbité par une composante plus faible et plus éloignée, qui est également une binaire naine rouge proche. Cela forme un sextuple système de hiérarchie 3. [18]
  • La hiérarchie maximale apparaissant dans le catalogue d'étoiles multiples de AA Tokovinin, à partir de 1999, est 4. [3] Par exemple, les étoiles Gliese 644A et Gliese 644B forment ce qui semble être une étoile binaire visuelle proche parce que Gliese 644B est un binaire spectroscopique, ce est en fait un triple système. Le système triple a le compagnon visuel plus éloigné Gliese 643 et le compagnon visuel encore plus éloigné Gliese 644C, qui, en raison de leur mouvement commun avec Gliese 644AB, sont considérés comme liés gravitationnellement au système triple. Cela forme un système quintuple dont le schéma mobile serait le schéma de niveau 4 figurant en (f). [19]

Des hiérarchies plus élevées sont également possibles. [11] [20] La plupart de ces hiérarchies supérieures sont stables ou souffrent de perturbations internes. [21] [22] [23] D'autres considèrent que les étoiles multiples complexes se désintégreront théoriquement avec le temps en étoiles multiples moins complexes, comme des triples ou quadruples observés plus communs sont possibles. [24] [25]

Les trapèzes sont généralement des systèmes très jeunes et instables. On pense que celles-ci se forment dans des pépinières stellaires et se fragmentent rapidement en plusieurs étoiles stables, qui, au cours du processus, peuvent éjecter des composants sous forme d'étoiles galactiques à grande vitesse. [26] [27] Ils sont nommés d'après le système d'étoiles multiples connu sous le nom de Cluster Trapezium au coeur de la Nébuleuse d'Orion. [26] De tels systèmes ne sont pas rares et apparaissent généralement à proximité ou à l'intérieur de nébuleuses lumineuses. Ces étoiles n'ont pas d'arrangements hiérarchiques standard, mais rivalisent pour des orbites stables. Cette relation s'appelle réciproque. [28] De telles étoiles s'installent finalement en un binaire proche avec un compagnon distant, les autres étoiles précédemment dans le système étant éjectées dans l'espace interstellaire à des vitesses élevées. [28] Cette dynamique peut expliquer les étoiles en fuite qui auraient pu être éjectées lors d'une collision de deux groupes d'étoiles binaires ou d'un système multiple. Cet événement est crédité d'avoir éjecté AE Aurigae, Mu Columbae et 53 Arietis à plus de 200 km·s −1 et a été attribué à l'amas Trapezium dans la nébuleuse d'Orion il y a environ deux millions d'années. [29] [30]

Désignations d'étoiles multiples Modifier

Les composants de plusieurs étoiles peuvent être spécifiés en ajoutant les suffixes UNE, B, C, etc., à la désignation du système. Des suffixes tels que UN B peut être utilisé pour désigner le couple constitué de UNE et B. La séquence de lettres B, C, etc. peuvent être attribués dans l'ordre de séparation du composant UNE. [31] [32] Les composants découverts à proximité d'un composant déjà connu peuvent se voir attribuer des suffixes tels que Aa, Ba, et ainsi de suite. [32]

Nomenclature dans le catalogue à étoiles multiples Modifier

Le catalogue d'étoiles multiples de A. A. Tokovinin utilise un système dans lequel chaque sous-système d'un diagramme mobile est codé par une séquence de chiffres. Dans le schéma mobile (d) ci-dessus, par exemple, le système le plus large se verrait attribuer le numéro 1, tandis que le sous-système contenant son composant principal serait numéroté 11 et le sous-système contenant son composant secondaire serait numéroté 12. Sous-systèmes qui apparaîtraient ci-dessous cela dans le diagramme mobile sera donné des nombres avec trois, quatre chiffres ou plus. Lors de la description d'un système non hiérarchique par cette méthode, le même numéro de sous-système sera utilisé plus d'une fois, par exemple, un système avec trois composants visuels, A, B et C, dont aucun ne peut être regroupé dans un sous-système, serait ont deux sous-systèmes numérotés 1 désignant les deux binaires AB et AC. Dans ce cas, si B et C étaient ensuite résolus en binaires, ils se verraient attribuer les numéros de sous-système 12 et 13. [3]

Nomenclature du futur système à étoiles multiples Modifier

La nomenclature actuelle des étoiles doubles et multiples peut prêter à confusion car les étoiles binaires découvertes de différentes manières reçoivent des désignations différentes (par exemple, des désignations de découvreur pour les étoiles binaires visuelles et des désignations d'étoiles variables pour éclipser les étoiles binaires), et, pire encore, les lettres composantes peuvent être attribués différemment par différents auteurs, de sorte que, par exemple, le UNE peut être celui d'un autre C. [33] Les discussions qui ont commencé en 1999 ont abouti à quatre schémas proposés pour résoudre ce problème : [33]

  • KoMa, un schéma hiérarchique utilisant des lettres majuscules et minuscules et des chiffres arabes et romains
  • La méthode de désignation urbaine/Corbin, un schéma numérique hiérarchique similaire au système de classification décimale Dewey [34]
  • La méthode de désignation séquentielle, un schéma non hiérarchique dans lequel les composants et les sous-systèmes sont numérotés par ordre de découverte [35] et
  • WMC, le Washington Multiplicity Catalog, un schéma hiérarchique dans lequel les suffixes utilisés dans le Washington Double Star Catalog sont étendus avec des lettres et des chiffres suffixés supplémentaires.

Pour un système de désignation, l'identification de la hiérarchie au sein du système a l'avantage de faciliter l'identification des sous-systèmes et le calcul de leurs propriétés. Cependant, cela pose des problèmes lorsque de nouveaux composants sont découverts à un niveau supérieur ou intermédiaire à la hiérarchie existante. Dans ce cas, une partie de la hiérarchie se déplacera vers l'intérieur. Les composants qui s'avèrent inexistants ou qui sont ultérieurement réaffectés à un sous-système différent posent également des problèmes. [36] [37]

Lors de la 24e Assemblée générale de l'Union astronomique internationale en 2000, le schéma WMC a été approuvé et il a été décidé par les Commissions 5, 8, 26, 42 et 45 qu'il devrait être étendu à un schéma de désignation uniforme utilisable. [33] Un échantillon d'un catalogue utilisant le schéma WMC, couvrant une demi-heure d'ascension droite, a été préparé plus tard. [38] La question a été discutée à nouveau lors de la 25e Assemblée générale en 2003, et il a de nouveau été résolu par les commissions 5, 8, 26, 42 et 45, ainsi que le Groupe de travail sur l'interférométrie, que le système WMC devrait être élargi et encore développé. [39]

L'échantillon WMC est organisé hiérarchiquement, la hiérarchie utilisée est basée sur les périodes ou séparations orbitales observées. Puisqu'il contient de nombreuses étoiles doubles visuelles, qui peuvent être optiques plutôt que physiques, cette hiérarchie peut n'être qu'apparente. Il utilise des lettres majuscules (A, B, . ) pour le premier niveau de la hiérarchie, des lettres minuscules (a, b, . ) pour le deuxième niveau et des chiffres (1, 2, . ) pour le troisième. Les niveaux suivants utiliseraient des lettres minuscules et des chiffres en alternance, mais aucun exemple de cela n'a été trouvé dans l'échantillon. [33]


Une étoile triple peut-elle avoir une planète autour d'elle ?

Googling "p-type orbit" et "s-type orbit" vous rapportera plus de sources et un tas d'images pour aider à la visualisation.

Voici l'article dont parlent les deux derniers articles :
http://arxiv.org/abs/1305.4960

Donc, on ne sait toujours pas si le système Alpha Centauri a réellement une planète ou des planètes. Il y a certainement peu de physique pour rendre cela impossible.

Ces deux types d'orbite sont pour une planète d'une étoile binaire.

Une orbite de type p est ce qu'une planète a lorsqu'elle orbite autour des deux étoiles comme s'il s'agissait d'un seul objet, ce qui en fait une "planète de Tatooine". Elle est stable si la planète est plus éloignée qu'environ 3 fois la distance moyenne entre les étoiles.

Une orbite de type s est ce qu'une planète a lorsqu'elle orbite autour d'une seule des étoiles. Elle est stable si la planète est plus de 3 fois plus proche de cette étoile que la distance moyenne entre les étoiles.


Dans le système solaire et dans les systèmes à étoiles multiples, les orbites se décomposent en une hiérarchie d'orbites approximatives à deux corps. La même chose est évidemment vraie de ces planètes à étoiles binaires calculées.

Alors pour un système triple étoile, voici les possibilités.

Deux des étoiles sont en orbite l'une autour de l'autre, et leur système combiné et la troisième sont également en orbite l'une autour de l'autre.

La planète est beaucoup plus proche de l'une des étoiles que des autres (type s).

La planète orbite autour des deux étoiles proches comme si elles n'en faisaient qu'une, mais en est beaucoup plus proche que de la troisième étoile plus éloignée (hybride).

La planète orbite autour des trois étoiles comme si elles n'en faisaient qu'une (type p).

Oui, Alpha Centauri est un système stellaire triple, mais le troisième composant (Proxima Centauri) est si éloigné des deux autres qu'il chevauche presque la ligne entre être sa propre étoile et être lié gravitationnellement.

Avec les exoplanètes, il faut comprendre ce qu'il faut pour en trouver une.
Il doit orbiter autour de l'étoile dans l'avion qui la fait passer devant l'étoile vue de la Terre, ce qui signifie automatiquement que nous ne pouvons pas voir la grande majorité des planètes là-bas.

Ensuite, la planète doit obscurcir suffisamment la lumière de l'étoile mère pour être remarquée parmi les variations habituelles de luminosité et de bruit aléatoire. Cela signifie que les planètes les plus faciles à trouver sont de grandes géantes gazeuses sur des orbites étroites (vous pouvez mieux reconnaître un motif répétitif qu'un seul plongeon).

Ce que je dis, c'est que nous ne pouvons pas vraiment dire que nous avons « cartographié » un système et découvert qu'il contient X et seulement X planètes. Tout ce que nous pouvons dire, c'est qu'une planète est bien là, si nous la voyons.


Commentaires

29 décembre 2012 à 7h20

"Ou peut-être y a-t-il une autre cause qui attend d'être découverte." Il n'y a peut-être rien à ce sujet. Ces systèmes 3 étoiles ne sont pas statiques. Chaque fois que le nombre d'objets dans un système gravitationnel dépasse deux, la "dualité" est possible : une partie du système peut se contracter, alimentant l'expansion d'une autre partie. Si l'étoile extérieure de ces trios est en orbite autour de la paire intérieure dans la même direction qu'elles sont en orbite l'une autour de l'autre, les interactions des marées feront s'éloigner l'étoile extérieure, tandis que la paire intérieure se dirigera vers l'intérieur. L'énergie gravitationnelle libérée lors de la spirale des paires proches vers l'intérieur est couplée à l'expansion de l'orbite externe de l'étoile. Un tel système est dualiste : il se dilate et se contracte en même temps, selon la partie que vous regardez. Augmentez maintenant le nombre d'étoiles simulées de 3 à 100, en leur donnant des positions de départ et des vitesses aléatoires. Les étoiles qui commencent à proximité auront tendance à s'agglutiner encore plus près les unes des autres, et celles qui sont plus éloignées seront projetées encore plus loin. Dualité. Augmentez maintenant le nombre d'étoiles dans la simulation à mille, un million, un milliard. La dualité fait partie du tableau dans tous les cas. Contre-intuitivement, la gravité provoque l'expansion ainsi que la contraction dans les systèmes complexes. Comprenez cela et vous commencez à comprendre l'expansion de l'univers.

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29 décembre 2012 à 16h07

Ces combos sont fascinants. Mes premières lectures comportaient souvent le commentaire qu'il y avait beaucoup, peut-être plus, de systèmes à double étoile que de systèmes à une seule étoile. Maintenant, on lit des systèmes d'étoiles multiples puisque la plupart ne sont que cela : double, triple ou plus.

La dynamique est intéressante. Comme le dit le post précédent, ils ne sont certainement pas statiques.

Bonne chance pour votre voyage, puissiez-vous trouver la portée parfaite et le ciel le plus clair.

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29 décembre 2012 à 17h37

Oui, Peter Wilson, quand j'ai lu cet article, j'ai pu voir qu'il y avait une dualité écrite partout. Pour ma part, je vous remercie de m'avoir aidé à voir que la gravité peut aussi entraîner l'expansion ainsi que la contraction. Si deux étoiles se rapprochant peuvent en éloigner une troisième, deux amas galactiques peuvent également chasser un troisième amas galactique. Pourquoi cela pourrait-il être au moins une partie de la raison de l'expansion universelle ou de l'accélération observée ?


5 INTÉGRATIONS NUMÉRIQUES : ORBITES S(AB)-P

Dans cette section, les simulations numériques d'orbites de type S(AB)-P sont décrites et les résultats présentés. La stabilité de cette région entre le binaire interne et externe peut être déterminée à l'aide de grilles de particules d'essai. Il s'agit d'une méthode efficace pour cartographier les rayons stables pour différents paramètres orbitaux stellaires. Étant donné que les orbites et les masses stellaires constituent un espace de dimension 7 × 7 × 7, certaines hypothèses simplificatrices sont nécessaires pour rendre l'enquête réalisable. Premièrement, toutes les orbites sont prises comme coplanaires. Deuxièmement, l'orientation initiale des trois étoiles est fixe, de sorte qu'elles commencent initialement alignées toutes au péricentre. L'effet de ces hypothèses sera discuté plus loin. Cela laisse les masses, les excentricités et les demi-grands axes des étoiles comme paramètres libres. Comme la dynamique évoluera avec certaines combinaisons de ceux-ci, le système devrait être caractérisé par les rapports de certains d'entre eux.

Compte tenu de la discussion dans la section 4, les systèmes stellaires étudiés sont les suivants. Le rapport des masses des étoiles binaires internes mUNE/mB varie de 1 à 2, et le rapport du binaire externe mC/mb de 0,1 à 2. Notez que ce ne sont pas les rapports de masse définis dans Holman & Wiegert (1999), qui sont μB=mB/mb etC=mC/(mb+mC). La masse du binaire interne est fixée à 2 M et les excentricités des deux orbites vont de 0,0 à 0,6. Le demi-grand axe du binaire interne varie entre 1 et 5 au et le demi-grand axe du binaire externe entre 20 et 100 au. L'effet de la modification de ces six paramètres (μB,C, eB, eC, uneB et uneC) est l'objet de cette enquête.

Pour chacune de ces configurations stellaires, une grille de particules de test est ajoutée. Les particules de cette grille sont espacées uniformément en rayon et en longitude, et toutes sur des orbites initialement circulaires. Un demi-grand axe est défini comme stable si toutes les particules partant de là restent stables elles-mêmes pendant toute la durée de la simulation. Les particules individuelles sont considérées comme instables si leurs orbites ne sont pas liées au barycentre du binaire interne ou si elles dépassent certaines limites radiales, conformément à la définition du type orbital à la section 2. Lorsque l'une de ces conditions est remplie, la particule est retirée de la simulation. Pour les orbites S(AB)-P, les limites radiales sont le rayon des binaires interne et externe. En pratique, la plupart des particules sont perdues lorsque leurs orbites se détachent.

Dans leur étude de la stabilité planétaire dans les systèmes d'étoiles binaires, Holman & Wiegert (1999) trouvent les demi-grands axes critiques internes et externes pour les particules de test sur les orbites P et S, respectivement. Ceux-ci sont ajustés empiriquement à une fonction de l'excentricité et du rapport de masse du binaire [μ=m2/(m1+m2)]. Pour les orbites S(AB)-P dans un système triple hiérarchique, il est raisonnable de s'attendre à ce qu'il y ait des demi-grands axes critiques internes et externes, principalement contrôlés par les binaires interne et externe, respectivement. Si les étoiles sont suffisamment séparées pour être bien approximées comme deux orbites découplées, alors ces demi-grands axes critiques devraient être de forme similaire à ceux trouvés par Holman & Wiegert (1999). Le système diffère de cette simple image de deux manières évidentes. Premièrement, comme les orbites stellaires varient avec le temps, la configuration orbitale initiale peut ne pas définir l'étendue maximale des régions d'instabilité contrôlées par des paramètres tels que l'excentricité. Cependant, pour les systèmes étudiés ici, il sera montré qu'il ne s'agit pas d'un effet important car les orbites n'évoluent pas de manière significative. Deuxièmement, les zones d'instabilité dans les systèmes binaires ont été montrées par Mudryk & Wu (2006) comme étant dues au chevauchement entre les résonances. Il peut alors arriver qu'il y ait des régions instables supplémentaires dans les triplets hiérarchiques où les résonances dues à chaque sous-binaire se chevauchent.

À la lumière de cette discussion, des simulations peuvent être mises en place pour étudier séparément les limites de stabilité externe et interne. Tout d'abord, la frontière externe peut être étudiée en fixant le binaire interne comme deux 1 M étoiles dans une orbite circulaire 1 au et étoile variable C comme discuté ci-dessus. Les grilles de particules de test dans ces cas sont calquées sur celles choisies par Holman & Wiegert (1999), et s'étendent du rayon du binaire interne à la moitié de celui du binaire externe. Elles sont espacées régulièrement par pas de 0,1 au et il y a huit particules à chaque demi-grand axe. Les longueurs de simulation sont de 1 Myr, ce qui correspond à au moins plusieurs milliers de périodes binaires externes. Les pas de temps utilisés sont de l'ordre de quelques jours, donnant une relative conservation de l'énergie au niveau de 10 -7 à 10 -8. Pour un exemple de ceci, voir les panneaux les plus à droite de la Fig. 4, qui montre l'énergie et la variation du moment angulaire pour un cas avec l'étoile C réglée sur 4 M et avec une excentricité de 0,6. Cette figure montre également la variation du demi-grand axe du binaire externe, pour démontrer que même dans le cas le plus extrême, les orbites stellaires n'évoluent pas. Ce n'est pas trop inattendu car le rapport entre les orbites stellaires est encore assez élevé, même dans ce cas. (À titre de comparaison, Eggleton & Kiseleva (1995) affirment que le rayon stable de ce triplet hiérarchique est de 16 au, et les simulations montrent qu'il se désintègre à une séparation initiale d'environ 12 au.)

Détails des ensembles de simulations avec paramètres binaires internes uneB= 1au, eB= 0, mUNE=mB= 1 million et paramètres binaires externes eC= 0.6, mC= 4 millions et uneC= 20 à 100 au. Les panneaux de gauche et du centre montrent la conservation de l'énergie totale et du moment cinétique pour ces huit simulations (notez que le changement de moment cinétique est un facteur 10 -8 plus petit que celui de l'énergie, comme dans les schémas d'intégration symplectique, le moment angulaire est conservé à la précision de la machine). Le panneau de droite montre la variation du demi-grand axe de l'étoile C tout au long de la simulation. Les différentes couleurs indiquent les différentes valeurs initiales du demi-grand axe de l'étoile C, comme cela ressort du panneau de droite.

Détails des ensembles de simulations avec paramètres binaires internes uneB= 1au, eB= 0, mUNE=mB= 1 million et paramètres binaires externes eC= 0.6, mC= 4 millions et uneC= 20 à 100 au. Les panneaux de gauche et du centre montrent la conservation de l'énergie totale et du moment cinétique pour ces huit simulations (notez que le changement de moment cinétique est un facteur 10 -8 plus petit que celui de l'énergie, comme dans les schémas d'intégration symplectique, le moment angulaire est conservé à la précision de la machine). Le panneau de droite montre la variation du demi-grand axe de l'étoile C tout au long de la simulation. Les différentes couleurs indiquent les différentes valeurs initiales du demi-grand axe de l'étoile C, comme cela ressort du panneau de droite.

Les résultats de ces simulations sont donnés sur la figure 5, qui montre la stabilité des particules d'essai pour chaque rapport de masse. Il est facile de définir un premier (et dernier) rayon stable interne (et externe), respectivement, comme étant le premier (et le dernier) rencontré où toutes les particules sont stables. Ceci est tracé pour chaque excentricité de l'étoile C sur la figure. De plus, il existe des rayons instables à l'intérieur de ces limites, et ceux-ci sont tracés sous forme de croix. A titre de comparaison, les ajustements de Holman & Wiegert (1999) sont également représentés par des lignes pointillées. Notez qu'il s'agit des valeurs optimales et qu'il existe des incertitudes quant à leur ajustement. On peut voir que les régions stables ici ont des bords assez bien définis, et correspondent en fait dans la plupart des simulations à celles de Holman & Wiegert (1999).Il est prévu autour du bord intérieur de voir quelques rayons instables étranges correspondant au premier m:1 moyennes de résonances de mouvement (MMR) dans la région.

Les rayons de stabilité pour les particules d'essai de type S(AB)-P en fonction du demi-grand axe binaire externe et de l'excentricité pour huit rapports de masse différents. Les couleurs indiquent l'excentricité de l'étoile C et les panneaux sont étiquetés avec le rapport de masse. Les lignes pleines montrent le premier et le dernier rayon entièrement stables, et les croix montrent tous les emplacements instables à l'intérieur de cet anneau. A titre de comparaison, l'emplacement des demi-grands axes critiques internes et externes prédits par Holman & Wiegert (1999) est représenté par des lignes pointillées.

Les rayons de stabilité pour les particules d'essai de type S(AB)-P en fonction du demi-grand axe binaire externe et de l'excentricité pour huit rapports de masse différents. Les couleurs indiquent l'excentricité de l'étoile C et les panneaux sont étiquetés avec le rapport de masse. Les lignes pleines montrent le premier et le dernier rayon entièrement stables, et les croix montrent tous les emplacements instables à l'intérieur de cet anneau. A titre de comparaison, l'emplacement des demi-grands axes critiques internes et externes prédits par Holman & Wiegert (1999) est représenté par des lignes pointillées.

Le bord intérieur de la région stable semble pratiquement constant lorsque l'orbite de l'étoile C est modifiée, comme prévu. Les seules exceptions sont l'emplacement instable occasionnel près de cette limite et une tendance générale aux petites séparations des deux binaires stellaires pour la zone de stabilité à être inférieure à celle attendue des tendances des cas triples plus larges. Il est possible de démontrer qu'en dehors de ces exceptions, le bord externe met à l'échelle le demi-grand axe des binaires externes en traçant les données mises à l'échelle à cette quantité, comme le montre la figure 6 pour deux des cas de rapport de masse.

Les rayons de stabilité des particules d'essai de type S(AB)-P en fonction du demi-grand axe binaire externe et de l'excentricité, cette fois à l'échelle du demi-grand axe de l'étoile C, pour les rapports de masse les plus petits et les plus grands étudiés. Les symboles sont comme pour la Fig. 5, et on peut voir que l'emplacement de la limite de stabilité externe s'échelonne avec uneC.

Les rayons de stabilité des particules d'essai de type S(AB)-P en fonction du demi-grand axe binaire externe et de l'excentricité, cette fois à l'échelle du demi-grand axe de l'étoile C, pour les rapports de masse les plus petits et les plus grands étudiés. Les symboles sont comme pour la Fig. 5, et on peut voir que l'emplacement de la limite de stabilité externe s'échelonne avec uneC.

Le seul cas peu clair dans ces simulations est celui de μC= 0,09 et eC= 0,2. Ici, il y a une grande région instable qui se produit juste avant le dernier rayon stable. Cet effet est dû à une petite région de stabilité qui apparaît comme le dernier rayon stable. Les particules d'essai semblent être stables pendant à peu près la durée des simulations. Fait intéressant, cette île semble être centrée sur le MMR 5:1 avec l'étoile C. La figure 7 montre une comparaison de l'évolution des particules d'essai dans ce cas et celle avec le même rapport de masse mais eC= 0.0. Ceux-ci montrent en fonction du temps de survie moyen initial des particules de test du demi-grand axe et de la fraction de particules survivantes. Les taux de décroissance de chaque simulation sont également indiqués. A partir de ceux-ci, on peut voir que la dynamique dans chaque uneC échelle de cas avec cette quantité et ce temps. Il est également clair que dans le uneC= 20 au simulation la région autour du 5:1 MMR est instable avec une durée de vie un peu moins de 1 Myr, mais que comme uneC et l'augmentation du temps dynamique de la région est considérée comme stable car les particules de test ne sont pas perdues avant la fin de la simulation. En fait, les particules de test dans cette région ont toutes des excentricités très élevées à la fin de la simulation par rapport au reste de la zone stable. Dans le eC= 0,0 graphiques, on peut voir que la région stable est très clairement définie, avec très peu de particules survivant pendant un certain temps en dehors de ses limites.

Quelques exemples d'évolution de particules de test pour des simulations avec μC= 0,09. Différentes couleurs indiquent différentes valeurs de uneC (voir fig. 4). Les panneaux de gauche montrent le temps moyen de survie des particules d'essai à chaque demi-grand axe initial pour eC= 0.0 (panneau supérieur) et eC= 0,2 (panneau inférieur), indiquant que pour le cas d'excentricité nulle, la région stable est bien définie, et que l'échelle de dynamique avec uneC. L'île autour du MMR 5:1 dans le eC= 0,2 cas est clairement visible et l'emplacement de la résonance superposé comme une ligne pointillée. Le panneau du milieu montre la fraction de particules de test survivant à chaque demi-grand axe initial et le panneau de droite montre les taux de désintégration des particules de test. Un dégagement rapide des régions instables est observé.

Quelques exemples d'évolution de particules de test pour des simulations avec μC= 0,09. Différentes couleurs indiquent différentes valeurs de uneC (voir fig. 4). Les panneaux de gauche montrent le temps moyen de survie des particules d'essai à chaque demi-grand axe initial pour eC= 0.0 (panneau supérieur) et eC= 0,2 (panneau inférieur), indiquant que pour le cas d'excentricité nulle, la région stable est bien définie, et que l'échelle de dynamique avec uneC. L'île autour du MMR 5:1 dans le eC= 0,2 cas est clairement visible et l'emplacement de la résonance superposé comme une ligne pointillée. Le panneau du milieu montre la fraction de particules de test survivant à chaque demi-grand axe initial et le panneau de droite montre les taux de désintégration des particules de test. Un dégagement rapide des régions instables est observé.

En dehors de cette seule fonctionnalité pour le μC= 0,09 cas, les longueurs de simulation semblent suffisamment longues pour décrire la stabilité. Holman & Wiegert (1999) utilisent une longueur d'intégration de 10 4 périodes binaires, comparables à celles utilisées ici pour tout sauf le très faible rapport de masse et le grand uneC cas. Ils mentionnent également que les limites de stabilité ne changent pas beaucoup après quelques centaines de périodes binaires. Cela indiquerait que même pour les cas de longue période binaire, les résultats ne sont pas affectés par ce choix, et cela est soutenu par la mise à l'échelle vue avec le demi-grand axe à l'emplacement de la limite extérieure. Comme le montre la figure 7 et discuté ci-dessus, les bords des régions stables sont distincts dans la plupart des cas, et les taux de désintégration des particules de test indiquent qu'une situation stable a été atteinte bien avant la fin des simulations. Une preuve supplémentaire que les temps de simulation sont suffisants est donnée en exécutant le μC= 0,09 et eC= 0,6 cas pour 2 Myr. Les résultats de celles-ci sont presque identiques aux simulations originales de 1 Myr, avec seulement quelques points instables supplémentaires apparaissant.

Testez les demi-grands axes externes critiques des particules pour le uneC= 100 cas au : données et ajustements. Dans le panneau de gauche se trouvent les données de simulation en fonction du rapport de masse, avec des symboles comme précédemment. Le panneau du milieu montre les quatre paramètres d'ajustement aux données : maintenant les croix correspondent aux valeurs à ajuster, la ligne continue est l'ajustement et les lignes pointillées sont les résultats de Holman & Wiegert (1999) pour comparaison. Notez que le demi-grand axe critique est considéré comme les rayons les plus à l'intérieur de l'îlot stable et non comme la ligne indiquée dans le panneau de gauche. Le panneau de droite montre l'ajustement en fonction de l'excentricité.

Testez les demi-grands axes externes critiques des particules pour uneC= 100 cas au : données et ajustements. Dans le panneau de gauche se trouvent les données de simulation en fonction du rapport de masse, avec des symboles comme précédemment. Le panneau du milieu montre les quatre paramètres d'ajustement aux données : maintenant les croix correspondent aux valeurs à ajuster, la ligne pleine est l'ajustement et les lignes pointillées sont les résultats de Holman & Wiegert (1999) pour comparaison. Notez que le demi-grand axe critique est pris comme les rayons les plus à l'intérieur de l'îlot stable et non comme la ligne indiquée dans le panneau de gauche. Le panneau de droite montre l'ajustement en fonction de l'excentricité.

Paramètres ajustés pour l'équation (6), le bord de stabilité externe, comparés à ceux de Holman & Wiegert (1999). La première colonne montre les résultats d'un ajustement à six paramètres aux données et la colonne du milieu montre les résultats d'un ajustement à quatre paramètres.

Paramètre Ce travail Ce travail Holman et Wiegert (1999)
une10.477 ± 0.001 0.466 ± 0.001 0.464 ± 0.006
une2−0.412 ± 0.002 −0.392 ± 0.001 −0.380 ± 0.010
une3−0.708 ± 0.006 −0.542 ± 0.002 −0.631 ± 0.034
une40.794 ± 0.012 0.494 ± 0.004 0.586 ± 0.061
une50.276 ± 0.009 0.150 ± 0.041
une6−0.500 ± 0.020 −0.198 ± 0.074
Paramètre Ce travail Ce travail Holman et Wiegert (1999)
une10.477 ± 0.001 0.466 ± 0.001 0.464 ± 0.006
une2−0.412 ± 0.002 −0.392 ± 0.001 −0.380 ± 0.010
une3−0.708 ± 0.006 −0.542 ± 0.002 −0.631 ± 0.034
une40.794 ± 0.012 0.494 ± 0.004 0.586 ± 0.061
une50.276 ± 0.009 0.150 ± 0.041
une6−0.500 ± 0.020 −0.198 ± 0.074

Paramètres ajustés pour l'équation (6), le bord de stabilité externe, comparés à ceux de Holman & Wiegert (1999). La première colonne montre les résultats d'un ajustement à six paramètres aux données et la colonne du milieu montre les résultats d'un ajustement à quatre paramètres.

Paramètre Ce travail Ce travail Holman et Wiegert (1999)
une10.477 ± 0.001 0.466 ± 0.001 0.464 ± 0.006
une2−0.412 ± 0.002 −0.392 ± 0.001 −0.380 ± 0.010
une3−0.708 ± 0.006 −0.542 ± 0.002 −0.631 ± 0.034
une40.794 ± 0.012 0.494 ± 0.004 0.586 ± 0.061
une50.276 ± 0.009 0.150 ± 0.041
une6−0.500 ± 0.020 −0.198 ± 0.074
Paramètre Ce travail Ce travail Holman et Wiegert (1999)
une10.477 ± 0.001 0.466 ± 0.001 0.464 ± 0.006
une2−0.412 ± 0.002 −0.392 ± 0.001 −0.380 ± 0.010
une3−0.708 ± 0.006 −0.542 ± 0.002 −0.631 ± 0.034
une40.794 ± 0.012 0.494 ± 0.004 0.586 ± 0.061
une50.276 ± 0.009 0.150 ± 0.041
une6−0.500 ± 0.020 −0.198 ± 0.074

Comme mentionné ci-dessus, la limite de stabilité interne ne semble pas affectée par les changements dans l'orbite de l'étoile externe, sauf pour de petites séparations des deux orbites binaires. Dans ce cas, la région stable est plus petite que prévu et il y a aussi beaucoup plus de rayons instables isolés, d'autant plus que la masse de l'étoile C augmente. La figure 9 montre l'effet plus en détail pour les cas deC= 0,09, 0,60 et 0,67. Ici, plusieurs autres demi-grands axes pour l'étoile extérieure ont été étudiés pour diverses excentricités. Bien qu'il semble y avoir une superposition linéaire des deux limites différentes, il semble y avoir un léger effet autour du point où elles se chevauchent, devenant plus prononcé à mesure que le rapport de masse et l'excentricité augmentent. Il semble également y avoir une île instable au centre de la région, la plus notable dans le eC= 0,4 cas. Cela se déplace vers l'extérieur à mesure que la position de l'étoile extérieure augmente, et doit être une caractéristique résonnante. Notez que si la masse de l'étoile C est définie sur zéro pour le rapport de masse et le cas d'excentricité les plus élevés, la région stable a un rayon interne clairement défini à 2,3 au et il n'y a pas de particules instables au-delà de cette limite, ce qui indique que la structure vue dans ces graphes est le résultat direct des effets combinés des trois étoiles. On ne sait pas si cela est dû à un chevauchement de résonance.

Tester la stabilité des particules en fonction du demi-grand axe initial, comme pour la figure 5, plus en détail pour le μC= 0,09, 0,60 et 0,67 simulations pour diverses excentricités de l'étoile C. Ici, des simulations supplémentaires ont été exécutées pour les valeurs de uneC entre 20 et 50 au par pas de 1 au. Les symboles sont les mêmes : les lignes pleines sont les limites stables intérieure et extérieure, les croix sont des emplacements instables à l'intérieur de celles-ci et les lignes pointillées sont l'ajustement de Holman & Wiegert (1999).

Tester la stabilité des particules en fonction du demi-grand axe initial, comme pour la figure 5, plus en détail pour le μC= 0,09, 0,60 et 0,67 simulations pour diverses excentricités de l'étoile C. Ici, des simulations supplémentaires ont été exécutées pour les valeurs de uneC entre 20 et 50 au par pas de 1 au. Les symboles sont comme avant : les lignes continues sont les limites stables intérieure et extérieure, les croix sont des emplacements instables à l'intérieur de celles-ci et les lignes pointillées sont l'ajustement de Holman & Wiegert (1999).

Une étude plus détaillée de la limite intérieure peut être effectuée de manière similaire au bord extérieur, en fixant l'étoile C à 1 M et dans une orbite circulaire de 50 au et en faisant varier le rapport de masse et l'excentricité des binaires internes, comme discuté précédemment. Le rayon de la paire interne a été maintenu à 1 au et leur masse totale à 2 M. L'excentricité de ce binaire a été modifiée de 0,0 à 0,6 par pas de 0,2 à nouveau, et le rapport de masse mUNE/mB variait de 1,0 à 2,0 par pas de 0,1. La figure 10 montre les résultats de ces simulations, avec les emplacements du premier et du dernier rayons stables tracés en fonction de l'excentricité des binaires internes eB et rapport de masseB. L'ajustement donné par Holman & Wiegert (1999) au rayon critique pour les planètes de type P dans les systèmes binaires est également tracé à nouveau. Comme prévu, la limite de stabilité externe ne semble pas affectée par les modifications apportées à la paire binaire interne.

Le rayon critique interne en fonction de l'excentricité des binaires internes et du rapport de masse. Comme pour la figure 5, les lignes pleines montrent le premier et le dernier rayon stable, croisent tous les points instables entre ces deux et les lignes pointillées l'ajustement de Holman & Wiegert (1999).

Le rayon critique interne en fonction de l'excentricité des binaires internes et du rapport de masse. Comme pour la figure 5, les lignes pleines montrent le premier et le dernier rayon stable, croisent tous les points instables entre ces deux et les lignes pointillées l'ajustement de Holman & Wiegert (1999).

Il existe des points instables entre les deux frontières de stabilité, notamment autour de 3,2 au pour les simulations avec eB= 0,0. Holman & Wiegert (1999) trouvent des îles instables apparaissant au premier m:1 au-delà du demi-grand axe critique dans cette configuration. Cependant, la localisation de ces rayons instables est ici bien au-delà du premier m:1 MMR dans la région stable. De plus, l'exécution du μB= 0,34 et eB= 0,0 cas sans étoile C révèle que ces emplacements sont maintenant stables. Cela indiquerait qu'il s'agit à nouveau d'un effet dû à la combinaison des trois étoiles. Pour cette raison, l'emplacement des bords intérieurs est simplement considéré comme le même que le premier rayon stable.

Paramètres ajustés pour l'équation (8), le bord de stabilité interne, comparés à ceux de Holman & Wiegert (1999). La première colonne montre les résultats d'un ajustement à sept paramètres et la deuxième colonne montre les résultats d'un ajustement à quatre paramètres.

Paramètre Ce travail Ce travail Holman et Wiegert (1999)
une13.45 ± 1.10 2.92 ± 0.12 1.60 ± 0.04
une29.94 ± 1.81 4.21 ± 0.24 5.10 ± 0.05
une3−6.95v ± 1.47 −2.67 ± 0.38 −2.22 ±0.11
une4−5.43 ± 5.27 −1.55 ± 0.29 4.12 ± 0.09
une5−14.09 ± 4.42 −4.27 ± 0.17
une66.22 ± 6.26 −5.09 ± 0.11
une725.46 ± 8.51 4.61 ± 0.36
Paramètre Ce travail Ce travail Holman et Wiegert (1999)
une13.45 ± 1.10 2.92 ± 0.12 1.60 ± 0.04
une29.94 ± 1.81 4.21 ± 0.24 5.10 ± 0.05
une3−6.95v ± 1.47 −2.67 ± 0.38 −2.22 ±0.11
une4−5.43 ± 5.27 −1.55 ± 0.29 4.12 ± 0.09
une5−14.09 ± 4.42 −4.27 ± 0.17
une66.22 ± 6.26 −5.09 ± 0.11
une725.46 ± 8.51 4.61 ± 0.36

Paramètres ajustés pour l'équation (8), le bord de stabilité interne, comparés à ceux de Holman & Wiegert (1999). La première colonne montre les résultats d'un ajustement à sept paramètres et la deuxième colonne montre les résultats d'un ajustement à quatre paramètres.

Paramètre Ce travail Ce travail Holman et Wiegert (1999)
une13.45 ± 1.10 2.92 ± 0.12 1.60 ± 0.04
une29.94 ± 1.81 4.21 ± 0.24 5.10 ± 0.05
une3−6.95v ± 1.47 −2.67 ± 0.38 −2.22 ±0.11
une4−5.43 ± 5.27 −1.55 ± 0.29 4.12 ± 0.09
une5−14.09 ± 4.42 −4.27 ± 0.17
une66.22 ± 6.26 −5.09 ± 0.11
une725.46 ± 8.51 4.61 ± 0.36
Paramètre Ce travail Ce travail Holman et Wiegert (1999)
une13.45 ± 1.10 2.92 ± 0.12 1.60 ± 0.04
une29.94 ± 1.81 4.21 ± 0.24 5.10 ± 0.05
une3−6.95v ± 1.47 −2.67 ± 0.38 −2.22 ±0.11
une4−5.43 ± 5.27 −1.55 ± 0.29 4.12 ± 0.09
une5−14.09 ± 4.42 −4.27 ± 0.17
une66.22 ± 6.26 −5.09 ± 0.11
une725.46 ± 8.51 4.61 ± 0.36

L'ajustement au rayon critique interne en fonction de l'excentricité des binaires internes et du rapport de masse. Les emplacements des premiers rayons stables intérieurs sont maintenant représentés par des croix, et l'ajustement de Holman & Wiegert (1999) est toujours représenté par des lignes en pointillés. Comparé à ceux-ci sous forme de lignes pleines, l'ajustement à quatre paramètres discuté dans le texte. Les couleurs indiquent le rapport de masse et l'excentricité comme pour la Fig. 10.

L'ajustement au rayon critique interne en fonction de l'excentricité des binaires internes et du rapport de masse. Les emplacements des premiers rayons stables intérieurs sont maintenant représentés par des croix, et l'ajustement de Holman & Wiegert (1999) est toujours représenté par des lignes en pointillés. Comparé à ceux-ci sous forme de lignes pleines, l'ajustement à quatre paramètres discuté dans le texte. Les couleurs indiquent le rapport de masse et l'excentricité comme pour la Fig. 10.

L'espace des paramètres étudié jusqu'à présent est quelque peu limité. Les longitudes orbitales des étoiles ont été ignorées, supposées avoir une influence mineure sur la stabilité, les ensembles de simulations ont toujours gardé une étoile sur une orbite circulaire et tous les objets ont été considérés comme coplanaires. De brèves investigations de ces trois extensions à l'espace des paramètres peuvent être faites.

Premièrement, l'hypothèse selon laquelle les longitudes initiales des orbites stellaires ont peu d'effet sur les limites de stabilité a été testée en exécutant les simulations de bord interne avec des rapports de masse μB= 0,33 à 0,40 avec une longitude initiale différente de la paire binaire interne. Les résultats de ces simulations étaient presque identiques à ceux de l'ensemble initial, ce qui prouve que cette hypothèse est valide.

Ensuite, l'effet des deux étoiles ayant des orbites non circulaires a été étudié. Les demi-grands axes des binaires interne et externe ont été maintenus à 1 et 50 au, et les excentricités des deux variaient par pas de 0,2 de 0,0 à 0,6. Le rapport de masse du binaire externe seulement a été modifié comme auparavant. Les résultats de ces simulations sont montrés dans la Fig. 12. Chaque panneau montre l'emplacement des rayons de stabilité et des points instables comme pour toutes les valeurs de eB et une valeur donnée de eC. Il n'y a presque aucun changement dans la position de la limite de stabilité externe, mais à mesure que les excentricités stellaires et le rapport de masse augmentent, la limite interne commence à se déplacer vers l'extérieur. Les excentricités stellaires ne varient toujours pas de manière significative et l'instabilité supplémentaire doit être due aux perturbations combinées des trois étoiles.

Les rayons de stabilité pour les particules d'essai de type S(AB)-P en fonction du demi-grand axe binaire externe et du rapport de masse pour différentes excentricités des deux orbites stellaires. Les couleurs indiquent l'excentricité de l'étoile B et les panneaux sont étiquetés avec l'excentricité de l'étoile C. Les lignes pleines montrent le premier et le dernier rayons entièrement stables, et les croix montrent tous les emplacements instables à l'intérieur de cet anneau.

Les rayons de stabilité pour les particules d'essai de type S(AB)-P en fonction du demi-grand axe binaire externe et du rapport de masse pour différentes excentricités des deux orbites stellaires. Les couleurs indiquent l'excentricité de l'étoile B et les panneaux sont étiquetés avec l'excentricité de l'étoile C. Les lignes pleines montrent le premier et le dernier rayons entièrement stables, et les croix montrent tout emplacement instable dans cet anneau.

Enfin, l'effet de l'inclinaison a été étudié. Les demi-grands axes ont été conservés comme 1 et 50 au, eB a été réglé sur 0 et le rapport de masse externe et l'excentricité variaient comme auparavant. Des ensembles de simulations sont ensuite exécutés pour des inclinaisons de l'étoile extérieure de 10°, 20° et 30°. Les particules d'essai ont été maintenues coplanaires avec le binaire interne. Il s'agit d'une enquête plutôt limitée, car toute dépendance à la longitude du nœud ascendant a été ignorée et seule une petite plage d'inclinaisons a été incluse. Cependant, des inclinaisons plus élevées seront sujettes à l'instabilité de Kozai, provoquant de grandes variations dans les orbites stellaires, ce qui devrait déstabiliser rapidement les particules de test. Dans ces simulations, l'inclinaison mutuelle des étoiles reste assez constante et leurs orbites sont stables. La figure 13 montre les limites de stabilité pour ces simulations, chaque panneau comparant les différents résultats d'inclinaison pour une valeur différente de eC. Il y a peu de changement dans la limite intérieure mais le bord extérieur bouge quelque peu. Fait intéressant, pour le eC= 0 cas, les inclinaisons plus élevées sont plus stables. Si les particules de test sont démarrées plutôt coplanaires avec le binaire externe, la stabilité est similaire, bien que non identique. Ces résultats sont cohérents avec les conclusions de Pilat-Lohinger, Funk & Dvorak (2003), qui montrent que l'inclinaison n'est pas un effet significatif sur la stabilité des planètes de type P en système binaire.

Les rayons de stabilité pour les particules d'essai de type S(AB)-P en fonction du demi-grand axe binaire externe et du rapport de masse pour différentes excentricités et inclinaisons de l'étoile C. Les couleurs indiquent l'inclinaison et les panneaux sont étiquetés avec l'excentricité. Les lignes pleines montrent le premier et le dernier rayons entièrement stables, et les croix montrent tous les emplacements instables à l'intérieur de cet anneau.

Les rayons de stabilité pour les particules d'essai de type S(AB)-P en fonction du demi-grand axe binaire externe et du rapport de masse pour différentes excentricités et inclinaisons de l'étoile C. Les couleurs indiquent l'inclinaison et les panneaux sont étiquetés avec l'excentricité. Les lignes pleines montrent le premier et le dernier rayons entièrement stables, et les croix montrent tous les emplacements instables à l'intérieur de cet anneau.


Des astronomes imaginent une exoplanète massive dans un système à trois étoiles

Conception d'artiste du système stellaire HD 131399, avec la planète HD 131399Ab au premier plan. Crédit d'image : ESO/L. Calçada/M. Kornmesser

Au cours des deux dernières décennies, les astronomes ont découvert une variété apparemment infinie d'exoplanètes en orbite autour d'autres étoiles. Certaines sont assez similaires aux planètes de notre propre système solaire, tandis que d'autres ressemblent davantage à celles décrites dans la science-fiction, allant de mondes rocheux de la taille de la Terre et plus grands, à des planètes massives et brûlantes plus grandes que Jupiter en orbite très près de leurs étoiles. . Tatooine est un autre exemple bien connu de la planète désertique en orbite autour de deux soleils dans les films Star Wars. Maintenant, les astronomes ont trouvé un monde similaire, en utilisant l'imagerie directe, mais qui orbite dans un système de Trois étoiles.

La découverte a été faite à l'aide de l'instrument SPHERE du Very Large Telescope de l'ESO au Chili, et dirigée par des astronomes de l'Université d'Arizona. Des exoplanètes en orbite dans des systèmes multi-étoiles ont déjà été trouvées, mais celle-ci ne devait pas être possible en termes d'orbite, mais elle est là. C'était aussi imagé directement, quelque chose que les astronomes n'ont pu faire jusqu'à présent qu'avec une poignée d'exoplanètes, en raison des distances et de la luminosité énormes de leurs étoiles hôtes.

La planète, connue sous le nom de HD 131399Ab, se trouve à 320 années-lumière de la Terre et orbite autour de la plus brillante des trois étoiles du système à trois étoiles. Cette orbite est la plus large connue de toutes les planètes dans des systèmes stellaires similaires, et pour cette raison était très surprenante pour les astronomes. L'interaction gravitationnelle entre les trois étoiles est en constante évolution, rendant les orbites plus grandes des planètes intrinsèquement instables. Mais c'est exactement ce qui a été trouvé, donc les scientifiques ne savent pas trop comment l'expliquer pour l'instant, c'est une planète qui ne devrait probablement pas être là, mais c'est le cas.

« HD 131399Ab est l'une des rares exoplanètes à avoir été imagées directement, et c'est la première dans une configuration dynamique aussi intéressante », a déclaré Daniel Apai, de l'Université de l'Arizona. Il est également co-auteur du nouvel article.

Image montrant l'exoplanète HD 131399Ab récemment découverte, ainsi que les trois étoiles du système. L'image a été obtenue avec l'imageur SPHERE du Very Large Telescope de l'ESO au Chili. Crédit d'image : ESO/K. Wagner et al.

"Pendant environ la moitié de l'orbite de la planète, qui dure 550 années terrestres, trois étoiles sont visibles dans le ciel, les deux plus faibles sont toujours beaucoup plus proches les unes des autres et changent de séparation apparente avec l'étoile la plus brillante tout au long de l'année", a ajouté Kevin Wagner, le premier auteur de l'article et découvreur de HD 131399Ab. "Pendant une grande partie de l'année de la planète, les étoiles semblent proches les unes des autres, ce qui lui donne un côté nuit et un côté jour familiers avec un triple coucher et lever de soleil uniques chaque jour. Au fur et à mesure que la planète orbite et que les étoiles s'éloignent les unes des autres chaque jour, elles atteignent un point où le réglage de l'une coïncide avec le lever de l'autre - à quel point la planète est en journée quasi constante sur environ un quart de son orbite, ou environ 140 années terrestres.

La planète elle-même a une masse quatre fois supérieure à celle de Jupiter et une température d'environ 580 degrés Celsius (1 070 degrés Fahrenheit), ce qui en fait l'une des exoplanètes les plus froides trouvées à ce jour. Ce n'est peut-être pas le meilleur candidat en termes de recherche de vie, mais son existence même aidera les astronomes à en apprendre davantage sur la formation planétaire en général. Âgée d'environ 16 millions d'années, c'est également l'une des plus jeunes exoplanètes découvertes à ce jour. La Terre et notre système solaire, en revanche, ont environ 4,6 milliards d'années. La planète orbite autour de son étoile à une distance de 80 UA, soit environ le double de la distance de notre Soleil à Pluton.

Comme l'a noté Wagner, « Il n'est pas clair comment cette planète s'est retrouvée sur sa large orbite dans ce système extrême, et nous ne pouvons pas encore dire ce que cela signifie pour notre compréhension plus large des types de systèmes planétaires, mais cela montre qu'il y a est plus varié que beaucoup ne l'auraient cru possible », conclut Kevin Wagner. "Ce que nous savons, c'est que les planètes dans les systèmes multi-étoiles ont été étudiées beaucoup moins souvent, mais sont potentiellement tout aussi nombreuses que les planètes dans les systèmes mono-étoiles."

"Si la planète était plus éloignée de l'étoile la plus massive du système, elle serait expulsée du système", a expliqué Apai. "Nos simulations informatiques ont montré que ce type d'orbite peut être stable, mais si vous changez un tout petit peu les choses, cela peut devenir très rapidement instable."

L'étoile la plus brillante du système, HD 131399A, autour de laquelle la planète orbite, est également orbitaire des deux autres étoiles (B et C) et est 80% plus massive que notre propre Soleil. Les deux étoiles plus petites orbitent à une distance de 300 UA, et orbitent également l'une autour de l'autre, à une distance de 10 UA. Une UA est égale à la distance entre la Terre et le Soleil. Inutile de dire qu'il s'agit d'un système complexe, comme on n'en avait jamais vu auparavant.

En 2014, une exoplanète a été découverte avec une orbite semblable à la Terre dans un système stellaire binaire de deux étoiles naines rouges. La planète, OGLE-2013-BLG-0341LBb, n'a pas plus de deux fois la masse de la Terre, avec une orbite d'environ 90 millions de miles, soit 0,9 UA. Comme HD 131399Ab, la découverte de la planète dans un système stellaire binaire de deux naines rouges était surprenante, et était également la première exoplanète découverte avec une orbite très similaire à celle de la Terre.

"Les systèmes binaires étaient largement ignorés auparavant", a déclaré le Dr David Trilling, professeur adjoint d'astronomie au département de physique et d'astronomie de la Northern Arizona University. «Ils sont plus difficiles à étudier, mais ils pourraient être les sites les plus courants pour la formation de planètes dans notre galaxie. Il ne semble pas y avoir de préjugé contre la formation de systèmes planétaires dans des systèmes binaires. Il pourrait y avoir d'innombrables planètes avec deux soleils ou plus. Trilling a également dirigé une équipe de recherche en 2006 qui a découvert des disques protoplanétaires stables autour de dizaines d'étoiles binaires, en utilisant les données du télescope spatial Spitzer de la NASA.

Une autre étude en 2015, publiée dans The Astrophysical Journal, a réévalué l'habitabilité potentielle des exoplanètes dans les systèmes multi-étoiles. le étude, dirigé par Kimberly Cartier, une étudiante diplômée du département d'astronomie et d'astrophysique de l'Université d'État de Pennsylvanie, a découvert que certaines planètes que l'on pensait se trouver dans les zones habitables de leurs étoiles, ne l'étaient pas en réalité. D'autres planètes, cependant, que l'on pensait avoir été en dehors de la zone habitable, étaient en réalité à l'intérieur. La zone habitable est la région autour d'une étoile où les températures pourraient permettre à l'eau liquide d'exister à la surface des planètes rocheuses. L'étude des exoplanètes dans les systèmes d'étoiles doubles et triples est importante, car la plupart des étoiles ont des compagnons, contrairement à notre Soleil, qui est solitaire.

Graphique représentant l'orbite de la planète (ligne rouge) et les orbites des étoiles (lignes bleues). Crédit d'image: ESO

L'équipe a conclu : « Les planètes habitables au sens canonique doivent non seulement avoir la capacité d'avoir de l'eau liquide à la surface, mais aussi avoir une surface solide sur laquelle cette eau peut exister. Bref, les planètes doivent être rocheuses et non gazeuses. À l'aide de mesures de vitesse radiale couplées à la spectroscopie Doppler, à l'imagerie haute résolution et à l'astérosismologie, [des études précédentes] ont mesuré les rayons et les masses de 65 planètes candidates et ont conclu que seules les planètes avec des rayons inférieurs à 1,5 rayon terrestre sont compatibles avec des compositions purement rocheuses. Les planètes plus grandes que cela doivent avoir une plus grande fraction de matériau à faible densité, par ex. l'hydrogène, l'hélium et l'eau. Nos rayons planétaires mis à jour indiquent qu'aucune de nos planètes potentiellement habitables (Kepler-296Af, Kepler-296Bf, Kepler-296Be, KOI-2626 A.01, KOI-2626 B.01 et KOI-2626 C.01) n'est assez petite avoir des compositions purement rocheuses et ne sont donc pas habitables au sens canonique.

La découverte d'un nombre croissant d'exoplanètes dans des systèmes multi-étoiles confirme d'autres découvertes selon lesquelles les planètes sont très courantes dans l'univers. Certaines recherches suggèrent qu'elles sont encore plus courantes que les étoiles. Ces mondes seront aussi variés les uns des autres que des flocons de neige, ce qui rend leur découverte et leur étude d'autant plus passionnantes. Certains d'entre eux seront habitables, du moins selon les normes terrestres. Et certains d'entre eux, juste peut-être, sont effectivement habités. Peut-être pas sur HD 131399Ab, mais il peut y avoir des formes de vie quelque part qui regardent le ciel avec deux ou trois soleils - une pensée incroyable.

"C'est le genre de découverte qui nous aide à placer notre propre système solaire dans le contexte de la diversité des mondes au-delà, en trouvant des systèmes très différents du nôtre", a déclaré Mary Voytek, scientifique principale en astrobiologie et responsable du programme de le réseau NExSS au siège de la NASA à Washington. « En combinant ces résultats avec des recherches sur la formation de mondes habitables, nous aurons une meilleure compréhension des systèmes dans lesquels les mondes habitables pourraient se former. NExSS veillera à ce que de telles connexions soient établies, au sein et au-delà de nos équipes NExSS. »


Les chercheurs comparent GW Orionis, un jeune système à trois étoiles avec une région intérieure «particulière» similaire à Tatooine dans Star Wars, un système stellaire fictif où Luke Skywalker prend de manière mémorable un «coucher de soleil» binaire dans le film original de 1977.

Le système stellaire en question est GW Orionis, à 1300 années-lumière dans la constellation d'Orion et visuellement proche de Bételgeuse, où les chercheurs du Royaume-Uni, de Belgique, du Chili, de France et des États-Unis ont repéré trois étoiles et une disque qui les entoure.

Les résultats de leurs 11 années d'observations sont publiés aujourd'hui dans La science.

GW Orionis, à 1300 années-lumière dans la constellation d'Orion.

ESO, IAU et télescope Sky &

"Nos images révèlent un cas extrême où le disque n'est pas du tout plat, mais est déformé et a un anneau mal aligné qui s'est détaché du disque", a déclaré l'auteur principal Stefan Kraus, professeur d'astrophysique à l'Université d'Exeter dans le ROYAUME-UNI.

Ils ont trouvé trois anneaux séparés dans le disque massif formant une planète de GW Orionis, situé à environ 46, 185 et 340 au de son centre (un au est une unité astronomique - la distance de la Terre au Soleil).

L'anneau intérieur s'est avéré massivement désaligné par rapport aux deux autres anneaux et aux trois étoiles.

Les chercheurs ont pu voir car l'anneau projetait une ombre sur le reste du disque. Cela a aidé l'équipe à recréer le système en 3D.

"L'anneau intérieur contient suffisamment de poussière pour construire 30 Terres, ce qui est suffisant pour qu'une planète se forme dans l'anneau", a déclaré Kraus.

Des simulations informatiques ont permis à l'équipe de montrer que le désalignement des orbites des trois étoiles pouvait provoquer la rupture du disque autour d'elles en anneaux distincts, ce qu'ils ont observé par eux-mêmes.

L'image ALMA (à gauche) montre la structure annelée du disque, l'anneau le plus interne étant séparé du . [+] reste du disque. Les observations de SPHERE (à droite) ont permis aux astronomes de voir pour la première fois l'ombre de cet anneau le plus interne sur le reste du disque, ce qui leur a permis de reconstituer sa forme déformée.

ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), ESO/Exeter

Cependant, la "déchirure" a déformé le disque et retiré de la matière du plan du disque, de sorte que toutes les planètes qui se forment dans l'anneau mal aligné orbiteront probablement autour de l'étoile ou des étoiles sur des orbites obliques, rétrogrades et/ou distantes, un peu comme la nôtre. théorisé "Planète 9".

En fait, l'anneau le plus extérieur est le plus grand jamais observé dans les disques formant des planètes s'il y avait une planète dans l'espace entre l'anneau intérieur et extérieur, elle serait incroyablement éloignée des trois étoiles.

Cela ouvre la perspective de futures découvertes de nombreuses planètes lointaines semblables à la « Planète 9 », car la Voie lactée est, en fait, au moins 50 % peuplée de plusieurs systèmes stellaires.

Cependant, il reste un mystère sur le désalignement de GW Orionis. Son disque a-t-il été déchiré par l'attraction gravitationnelle des trois étoiles ou par une planète nouveau-née ? "Nous pensons que la présence d'une planète entre ces anneaux est nécessaire pour expliquer pourquoi le disque s'est déchiré", déclare Jiaqing Bi de l'Université de Victoria au Canada, auteur principal d'une étude de GW Orionis publiée dans Les lettres du journal astrophysique en mai 2020.

La tâche consiste maintenant à rechercher la planète, qui aurait une orbite très inhabituelle et serait la première planète jamais observée à orbiter trois étoiles.


Système triple-étoile oublié des orbites candidates de la planète Kepler

IMAGE : Cette illustration montre la planète KOI-5Ab en transit devant une étoile semblable au Soleil, qui fait partie d'un système d'étoiles triples situé à 1 800 années-lumière dans la constellation du Cygne. CRÉDIT : Caltech/R. Hurt (Centre de traitement et d'analyse infrarouge, ou IPAC

Dans une nouvelle recherche présentée lors de la réunion de l'AAS, les chercheurs présentent un suivi sur KOI-5Ab, la deuxième planète potentielle découverte par Kepler.

Repéré pour la première fois en 2009, ce système avait clairement quelque chose qui se passait, mais quoi exactement… eh bien, les données étaient un gâchis, et cet objet a été mis de côté. En 2014, les chercheurs ont pu dire, grâce à des observations de suivi avec les télescopes Keck et Gemini North, que si KOI-5Ab est une planète, elle orbite autour d'un système d'étoiles triples. Cependant, les données étaient encore trop confuses pour confirmer une planète.

En 2018, la mission TESS avait justement ce système étrange dans son champ de vision. Avec ses systèmes plus sensibles, il a pu démêler ce qui se passait : ce système a au moins une planète, KOI-5Ab, qui orbite autour de la plus grande étoile d'un système triple. Ce système particulier se compose de deux étoiles plus grandes, KOI-5A et B, qui orbitent ensemble comme une étoile binaire, et cette paire est à son tour en orbite autour d'une étoile plus petite, KOI-5C. Comme les roues de nidification, la planète tourne autour de son étoile environ tous les cinq jours, les étoiles intérieures tournent l'une autour de l'autre tous les trente ans et la troisième étoile tourne autour de la paire tous les 400 ans.

Ce travail a été présenté par David Ciardi, qui admet, KOI-5Ab est tombé de la table et a été oublié. Si TESS n'avait pas à nouveau regardé la planète, je n'aurais jamais fait tout ce travail de détective.

Cette recherche souligne que notre puissante suite de télescopes spatiaux renvoie une mine de données qui, encore et encore, sont capables de produire de nouvelles sciences bien au-delà de la fin de leurs missions. L'univers est compliqué et comprendre tout ce que nous voyons prend du temps.


Voir la vidéo: Laura Voutilainen - Vaarallinen Yllätys (Juillet 2021).