Astronomie

Que se passerait-il si une étoile passait par le barycentre de deux étoiles binaires ?

Que se passerait-il si une étoile passait par le barycentre de deux étoiles binaires ?

Je faisais des recherches sur Alpha Centauri A et B, et je me suis dit : « Que se passerait-il si quelque chose passait directement par le barycentre de ces deux étoiles ? Je peux émettre l'hypothèse qu'une étoile qui passe compensera le barycentre avec sa gravité, envoyant les deux étoiles dans n'importe quelle direction. Je ne suis pas certain à ce sujet, et je ne suis pas certain que quelqu'un ait la réponse. Mais s'ils le font, répondez s'il vous plaît, j'aimerais vraiment savoir!


Si nous supposons que la paire binaire a des masses égales, alors par symétrie une étoile passant par son barycentre perpendiculairement à son plan de rotation ne changera pas sa symétrie.

J'ai fait quelques simulations simples où une étoile de masse 0,1 vole à travers un binaire sur une orbite à l'origine circulaire.

Le premier cas est celui d'un intrus se déplaçant à la vitesse 20. Il passe au travers, perdant un peu d'élan au profit du binaire, qui se déplace maintenant lentement dans la même direction.

Le second est un intrus se déplaçant plus lentement, avec une vitesse 1. Maintenant le binaire se déplace plus, et l'interaction provoque une oscillation quasi-périodique dans le seigrand axe.

Le simple fait de laisser tomber l'intrus avec une vitesse nulle le rend lié au binaire, oscillant d'avant en arrière, entraînant un mouvement quasi-périodique ou chaotique complexe.

Il est possible de faire se disperser la paire en lançant un intrus suffisamment lourd avec suffisamment d'élan qui entraîne d'abord les binaires à proximité, transfère suffisamment d'élan pour délier le système, puis passe le long.

Bien sûr, si la direction n'est pas exactement symétrique, les choses peuvent devenir désordonnées. Notez qu'il existe également des solutions non chaotiques.

En résumé, les intrus peuvent déposer de l'énergie et de l'élan, diviser des binaires ou créer des enchevêtrements chaotiques. Mais ce n'est pas le barycentre qui est la partie importante.


Non, une étoile passant par le barrycenter ou n'importe où entre les étoiles ou à proximité n'enverrait pas les étoiles s'envoler ni n'annulerait quoi que ce soit. L'effet dépendrait de la taille de votre étoile de passage, de sa vitesse de passage et de son angle d'approche, c'est-à-dire de sa proximité avec chacune des étoiles d'Alpha Centauri.

La quantité de coup de pied ou de poussée qu'il donne à chaque objet dépendrait de la direction relative, de la vitesse et de la distance et de la gravitation ou de la masse de votre étoile qui passe, donc cela pourrait rapprocher les étoiles, cela pourrait les séparer du père, mais dans ce ne ferait qu'ajouter un vecteur au mouvement des étoiles qui était déjà présent.


Si vous imaginez que les trois étoiles ont une masse similaire, ce qui serait une chose normale à supposer en première approximation, et en supposant que la vitesse incidente est supérieure à la vitesse orbitale (ce serait probablement le cas, car elle est attirée), alors le l'interaction serait susceptible de se produire avec l'une des étoiles du binaire, plus que l'autre. Ainsi, pendant une courte période, ces deux étoiles se comporteraient comme deux objets subissant une "diffusion Rutherford". Cela dépendrait en effet sensiblement des détails (surtout de l'angle d'incidence), mais il me semble assez probable que cela perturberait le binaire initial. Il est possible que l'étoile interlope puisse même saisir l'une des étoiles dans un binaire avec elle-même, laissant l'autre derrière elle, mais si l'étoile arrive rapidement, il semble assez probable que le binaire original sera au moins rendu très excentrique , et très probablement complètement perturbé. Mais oui, il n'y a pas de substitut à une simulation orbitale.

Maintenant, il me vient à l'esprit que vous pourriez imaginer que la troisième étoile arrive le long de l'axe du binaire d'origine. Dans ce cas particulier, l'étoile incidente aurait aucun effet si le binaire d'origine avait deux étoiles de masse égale sur une orbite circulaire, cela accélérerait simplement l'ensemble du binaire initial vers lui, puis le ramènerait à son mouvement d'origine après son passage. Mais cela ne laisserait pas les étoiles en mouvement - cela effacerait son effet en partant, et tout ce qui persisterait est un changement global de l'emplacement du barycentre. Mais c'est un cas très particulier là-bas.


Étoiles binaires et étoiles doubles

La vue d'étoiles binaires associées est époustouflante, surtout lorsqu'elles ont des couleurs éclatantes.

Après l'invention du télescope au 17ème siècle, la vraie nature du ciel nocturne est devenue évidente. Ce qui n'avait été que de simples taches floues à l'œil nu s'était maintenant formé, et tout à coup un tout nouveau monde de nébuleuses, de galaxies et d'amas d'étoiles pouvait être observé.

Lorsque les télescopes ont été braqués sur l'étoile, une découverte intéressante a été faite - toutes les étoiles que nous voyons comme des points uniques avec nos yeux ne sont pas en fait seules. Certains se sont révélés être deux étoiles ou peut-être même plus. Des étoiles doubles et des systèmes d'étoiles multiples ont été découverts.


Question : que se passe-t-il si une étoile tourne d'elle-même plus vite que la lumière ?

Non car ils ne peuvent pas exister. Imaginez que vous essayez de vous accrocher au bord d'un manège (diamètre = 10 pi) tournant à 1 tour par seconde. Augmentez maintenant cette rotation à 31 millions de tours par seconde.

Les étoiles aussi voleraient en éclats avant même de pouvoir se former si la rotation n'était qu'une fraction de la vitesse de la lumière.

Curieusement, dans le passé, il était jugé impossible que les étoiles se forment à partir des nuages, car tous les nuages ​​​​ont une certaine rotation. Bien que ces rotations soient petites, l'effondrement des nuages ​​est de 20 ordres de grandeur, ce qui signifie qu'une étoile, lorsqu'elle s'effondre à une taille normale, aurait des vitesses de rotation dépassant la vitesse de la lumière. Cela a considérablement retardé le modèle d'effondrement des nuages ​​pendant des décennies jusqu'à ce qu'il soit déterminé que d'autres événements ont permis aux nuages ​​de s'effondrer.

Sridharta

IG2007

"Ne critiquez pas ce que vous ne pouvez pas comprendre. "

Système solaire boule de neige

Une étoile se fragmentera par centrifugation bien avant d'atteindre la vitesse de rotation de la lumière, ce qui serait vrai même pour les étoiles compactes comme les naines blanches ou les étoiles à neutrons.

Voici ce qui se passe lorsqu'un objet hydrostatique tourne jusqu'au point de fragmentation centrifuge, ce qui, selon moi, s'est réellement produit dans notre système solaire :

Les systèmes stellaires multiples évoluent au moyen d'une « interaction orbitale », dans laquelle les composants les moins massifs sont « évaporés » vers l'extérieur, tandis que les étoiles les plus massives s'enfoncent vers l'intérieur pour former un noyau (ou une paire binaire dans le cas de deux étoiles massives). Le principe est celui de « l'équipartition de l'énergie cinétique », qui tend à transférer l'énergie cinétique d'objets plus massifs vers des objets moins massifs lors de rencontres rapprochées orbitales.

Voici le kicker - non seulement les objets moins massifs acquièrent de l'énergie cinétique et du moment angulaire d'objets plus massifs, mais ils sont également induits à « tourner vers le haut », augmentant leur taux de rotation. Dans un amas globulaire sans moment angulaire net, les vecteurs de moment angulaire sont désalignés, ce qui ne provoque pas de rotation progressive, mais dans un système planaire, comme un disque protoplanétaire (où les vecteurs de moment angulaire sont alignés), je suggère que quelque chose de très inhabituel peut se produire .

Imaginez un disque protoplanétaire à moment angulaire élevé où la protoétoile centrale diminutive (masse naine brune) est beaucoup, beaucoup moins massive que le disque environnant, où une instabilité de disque de mode m = 2 forme une paire binaire d'objets d'instabilité de disque. en orbite autour du noyau central naine brune.

L'interaction orbitale amène les protoétoiles jumelles à évaporer la naine brune dans une orbite circumbinaire, alors que les protoétoiles jumelles s'enfoncent vers l'intérieur (en conservant le moment angulaire) pour former une paire binaire stellaire proche, mais si la rotation proportionnelle provoque la fragmentation centrifuge de la naine brune, je suggèrent que la fragmentation se produit dans un manoir très particulier.

La rotation provoque d'abord la déformation de l'objet en une sphère aplatie, mais quelque chose d'inhabituel se produit ensuite. L'auto-gravité prend le dessus et la sphère aplatie se déforme en un ellipsoïde de Jacobi, qui progresse (avec une rotation supplémentaire) vers une instabilité en mode barre, qui échoue par centrifugation lorsque l'auto-gravité des bras les fait se pincer en un énorme jumeau. paire binaire en orbite autour d'un noyau résiduel diminutif, dans un processus que j'appelle « trifurcation ».

Et la trifurcation de 1ère génération favorise la trifurcation de 2ème génération, par le même principe d'équipartition, créant un ensemble de paires jumelles-binaires de tailles décroissantes, comme les poupées gigognes russes.

Avec plusieurs générations de trifurcation, je suggère qu'un ancien Soleil binaire (objets d'instabilité de disque double binaire) a fait subir à notre ancienne naine brune 4 générations de trifurcation, formant : (ancien)
- 1ère génération -- ancien noyau résiduel binaire-Companion + SUPER-Jupiter,
- 2e gén. -- Jupiter-Saturne + noyau résiduel SUPER-Neptune
- 3e gén. -- Uranus-Neptune + noyau résiduel SUPER-Terre
- 4e gén. -- Vénus-Terre + Mercure noyau résiduel

Ensuite, des résonances binaires-binaires ont résolu le système, provoquant un pompage d'excentricité qui a amené le Soleil binaire à capturer les trois ensembles de planètes jumelles du Compagnon binaire formant cette configuration intermédiaire, répertoriée en distance radiale croissante du barycentre du système solaire :
Binaire-Soleil, Vénus-Terre-Mercure, Jupiter-Saturne, binaire-Compagnon, Uranus-Neptune, disque de débris de trifurcation. (Oubliez Mars pour l'instant.) Et les objets chauds de la ceinture de Kuiper classiques (KBO) « condensés » en diffusant l'instabilité du disque de débris de trifurcation.

Un pompage d'excentricité supplémentaire a provoqué la séparation de toutes les paires binaires, à l'exception du binaire-Companion, car les composants binaires du Soleil se sont enroulés en spirale pour fusionner dans une nova rouge lumineuse à 4 567 Ma, formant un disque de débris de fusion solaire qui s'est «condensé» par l'instabilité du flux des astéroïdes. , avec des radionucléides vivants à courte durée de vie (SLR) de fusion solaire-nucléosynthèse. Et les chondrites se sont condensées plus tard après que les reflex se soient largement éteints.

Binary-Companion, avec des composants binaires de super-masse de Jupiter, a orbité le soleil pendant près de 4 milliards d'années entre les orbites de Saturne et d'Uranus, mais la perturbation par le Soleil a provoqué une spirale des composants binaires vers l'intérieur au fil du temps, où le potentiel binaire proche l'énergie transférée à l'orbite héliocentrique du Compagnon du Soleil, ce qui fait que l'orbite du Compagnon binaire devient de plus en plus excentrique au fil du temps, ce qui a également augmenté la période héliocentrique du Compagnon binaire.

La période héliocentrique progressivement croissante a provoqué une spirale de résonance de mouvement moyen de 1:4 à travers la ceinture de Kuiper, perturbant les KBO d'environ 4,1 à 3,8 Ga, provoquant le bombardement intense tardif du système solaire interne.

Et le compagnon binaire a dépassé l'orbite d'Uranus, provoquant une grave inclinaison axiale d'Uranus.

Enfin, les composants binaires super-masse de Jupiter se sont enroulés en spirale pour fusionner à 650 Ma dans une explosion de fusion asymétrique qui a donné une vitesse d'échappement de Companion nouvellement fusionnée du Soleil, et le disque de débris de fusion de Companion a embué le système solaire, provoquant la glaciation de Marinoan. de Snowball Earth. Et la glaciation Sturtian antérieure de la période cryogénienne a été causée par les composants binaires accrétant progressivement leurs lunes au fur et à mesure de leur spirale vers l'intérieur.

Le disque de débris de fusion de compagnon de 650 Ma a condensé les KBO classiques froids, sur des orbites calmes à faible excentricité et à faible inclinaison, et peut-être Cérès (avec son faible nombre de grands cratères et son océan interne, malgré l'AUCUN réchauffement des marées), et peut-être même Pluton (avec sa surface géologiquement active malgré son orbite synchrone avec Charon, ce qui n'entraîne AUCUN réchauffement de marée).

Par comparaison, Grand Tack nécessite plus de variables pour expliquer beaucoup moins de phénomènes du système solaire, et c'est beaucoup moins falsifiable. Grand Tack exige que Jupiter migre vers l'intérieur (pour expliquer la configuration du système solaire interne) puis migre vers l'extérieur (pour expliquer la configuration du système solaire externe), chaque manœuvre nécessitant son propre ensemble de variables (en fonction du réglage fin du système solaire). disque protoplanétaire commodément disparu), et il ne prédit pas et ne peut pas expliquer nos 3 ensembles de planètes jumelles (Jupiter-Saturne, Uranus-Neptune, Vénus-Terre) il ne peut pas expliquer le bombardement lourd bimodal tardif (où le La résonance 1:4 a d'abord perturbé les Plutinos suivis des Cubewanos), elle ne peut pas expliquer les épisodes bimodaux de Snowball Earth et elle ne peut pas expliquer l'inclinaison axiale sévère d'Uranus. (Il y a plus, mais ce serait juste empiler.)


Courbes de lumière de lecture

En compétition, le test peut nécessiter la lecture d'une courbe légère. Les courbes lumineuses sont des graphiques d'intensité lumineuse, généralement dans une plage de fréquences spécifique, par rapport au temps. Ceci est très important pour les étoiles variables, car certains types d'étoiles variables auront des courbes claires avec une forme spécifique. En mesurant l'intensité lumineuse d'un objet et en générant une courbe de lumière, on peut souvent déterminer de quel type d'objet il s'agit.

Les courbes de lumière sont utiles pour les variables périodiques et explosives. Pour les variables périodiques, la forme et le motif des cycles dans la courbe de lumière donnent souvent un indice significatif quant au type d'objet. Cependant, la forme des courbes de lumière des variables explosives est également très utile pour identifier les novae et les supernovae, en particulier la supernova de type Ia. Plus d'informations sur l'utilisation des courbes de lumière par rapport aux supernovae de type Ia peuvent être trouvées sur cette page.


Des informations précieuses alors que l'étoile à neutrons traversait les vents stellaires

Les données enregistrées par l'observatoire à rayons X Chandra de la NASA d'une étoile à neutrons alors qu'elle traversait une zone dense de vent stellaire émanant de son étoile compagnon massive fournissent des informations précieuses sur la structure et la composition des vents stellaires et sur l'environnement de l'étoile à neutrons elle-même. Un article décrivant la recherche, dirigée par des astronomes de Penn State, paraît le 15 janvier 2019 dans la revue, Avis mensuels de la Royal Astronomical Society .

"Les vents stellaires sont le matériau à écoulement rapide - composé de protons, d'électrons et d'atomes métalliques - éjecté des étoiles", a déclaré Pragati Pradhan, chercheur postdoctoral en astronomie et astrophysique à Penn State et auteur principal de l'article. "Ce matériau enrichit l'environnement de l'étoile avec des métaux, de l'énergie cinétique et des rayonnements ionisants. C'est le matériau source de la formation des étoiles. Jusqu'à la dernière décennie, on pensait que les vents stellaires étaient homogènes, mais ces données de Chandra fournissent une preuve directe que les vents stellaires sont peuplés de touffes denses."

L'étoile à neutrons observée fait partie d'un système binaire de rayons X de masse élevée - l'étoile à neutrons compacte et incroyablement dense associée à une étoile supergéante «normale» massive. Les étoiles à neutrons dans les systèmes binaires produisent des rayons X lorsque le matériau de l'étoile compagnon tombe vers l'étoile à neutrons et est accéléré à des vitesses élevées. À la suite de cette accélération, des rayons X sont produits qui peuvent à leur tour interagir avec les matériaux du vent stellaire pour produire des rayons X secondaires d'énergies de signature à diverses distances de l'étoile à neutrons. Les atomes de fer neutres - non chargés -, par exemple, produisent des rayons X de fluorescence avec des énergies de 6,4 kilo-électron-volts (keV), soit environ 3000 fois l'énergie de la lumière visible. Les astronomes utilisent des spectromètres, comme l'instrument sur Chandra, pour capturer ces rayons X et les séparer en fonction de leur énergie pour en savoir plus sur la composition des étoiles.

"Les atomes de fer neutres sont un composant plus courant des étoiles, nous voyons donc généralement un pic important à 6,4 keV dans les données de nos spectromètres lorsque nous examinons les rayons X de la plupart des étoiles à neutrons dans un système binaire à rayons X de masse élevée", a déclaré Pradhan. "Lorsque nous avons examiné les données de rayons X du système binaire à rayons X de masse élevée connu sous le nom d'OAO 1657-415, nous avons constaté que ce pic à 6,4 keV avait une caractéristique inhabituelle. Le pic avait une large extension jusqu'à 6,3 keV. L'extension est appelée « épaule Compton » et indique que les rayons X du fer neutre sont rétrodiffusés par la matière dense entourant l'étoile. Ce n'est que le deuxième système binaire de rayons X de masse élevée où une telle caractéristique a été détectée."

Les chercheurs ont également utilisé l'ingénierie de pointe de Chandra pour identifier une limite inférieure à la distance de l'étoile à neutrons à laquelle se forment les rayons X du fer neutre. Leur analyse spectrale a montré que le fer neutre est ionisé à au moins 2,5 secondes-lumière, à une distance d'environ 750 millions de mètres ou près de 500 000 miles, de l'étoile à neutrons pour produire des rayons X.

"Dans ce travail, nous voyons une atténuation des rayons X de l'étoile à neutrons et une ligne proéminente du fer neutre dans le spectre des rayons X - deux signatures soutenant la nature grumeleuse des vents stellaires", a déclaré Pradhan. "En outre, la détection de l'épaule Compton nous a également permis de cartographier l'environnement autour de cette étoile à neutrons. Nous espérons pouvoir améliorer notre compréhension de ces phénomènes avec le lancement prochain de vaisseaux spatiaux comme Lynx et Athena, qui auront amélioré X- résolution spectrale des rayons."

Pour le travail post-doctoral de Pradhan à Penn State sous la supervision du professeur d'astronomie et d'astrophysique David Burrows, professeur agrégé de recherche en astronomie et astrophysique Jamie Kennea, et professeur de recherche en astronomie et astrophysique Abe Falcone, elle est principalement impliquée dans l'écriture d'algorithmes pour sur -Détection à bord des rayons X d'événements astronomiques transitoires tels que ceux observés à partir de ces systèmes binaires à rayons X de masse élevée pour les instruments qui seront à bord du vaisseau spatial Athena.

Pradhan et son équipe ont également une campagne de suivi en regardant le même binaire de rayons X de masse élevée avec un autre satellite de la NASA--NuSTAR, qui couvrira un spectre plus large de rayons X de cette source allant des énergies de

"Nous sommes également enthousiasmés par la prochaine observation NuSTAR", a déclaré Pradhan. "De telles observations dans les rayons X durs ajouteront une autre dimension à notre compréhension de la physique de ce système et nous aurons l'occasion d'estimer le champ magnétique de l'étoile à neutrons dans OAO 1657-415, qui est probablement un million de fois plus fort que champ magnétique le plus puissant sur Terre."


Des nuages ​​de poussière étranges en orbite autour du trou noir central de notre galaxie peuvent être plus étranges que nous ne le pensions

Au centre de notre galaxie de la Voie lactée se trouve un trou noir supermassif – que les astronomes ont nommé Sgr A* – avec plus de 4 millions de fois la masse du Soleil.

Mais ce n'est pas seul. Beaucoup d'autres choses sont là aussi, en orbite autour de ce trou noir, y compris des étoiles, du gaz et de la poussière. Au fil du temps, nous pouvons voir ces objets bouger, dominés par l'incroyable gravité de Sgr A*. En fait, les mouvements de plusieurs étoiles nous ont beaucoup appris sur le trou noir lui-même.

Plus de mauvaise astronomie

Mais il y a une autre classe d'objets là-bas, quelque chose qui vient d'être découvert, et on ne sait pas exactement ce qu'ils sont. Si une équipe d'astronomes a raison, ils pourraient être parmi les objets les plus bizarres de la galaxie : des étoiles binaires qui, sous l'influence féroce du trou noir, ont fusionné pour devenir quelque chose d'autre. Des étoiles simples, mais étranges.

Le premier de ces objets, appelé G1, a été découvert en 2005, et le second (G2) en 2012. Ils ressemblaient à des nuages ​​de poussière, des amas compacts de matière. Mais en 2014, G2 est passé très près du trou noir, assez près pour que s'il s'agissait d'un simple nuage, il aurait été déchiqueté par l'énorme force de marée du trou noir. Étonnamment, il a survécu intact! Les astronomes ont alors spéculé qu'il pouvait s'agir d'un nuage de poussière entourant une étoile, et la gravité de l'étoile empêchait le nuage de se disperser. Mais sans plus d'exemples, il était difficile d'en savoir plus.

Et c'est là qu'interviennent les nouvelles recherches. En utilisant l'énorme télescope infrarouge Keck de 10 mètres à Hawaï, les astronomes ont trouvé quatre autres objets en orbite autour du trou noir supermassif qui ressemblent beaucoup aux deux premiers.

Diagramme schématique des orbites des nuages ​​de poussière G1-6 autour du centre galactique. Gauche : une représentation 3D où les positions et directions actuelles des objets sont indiquées. À droite : leurs positions et leur mouvement orbital indiqués vus de la Terre. Crédit : Ciurlo et al.

Comme les deux premiers, ils semblent être des nuages ​​de poussière, émettant une lumière caractéristique de telles choses. Ils semblent également contenir de l'hydrogène gazeux, qui brille dans l'infrarouge à une longueur d'onde spécifique (appelée gamma Brackett à environ 2,2 microns, bien au-delà de ce que l'œil humain peut voir). Ils sont sur des orbites elliptiques autour du trou noir avec des périodes allant de 170 à 1600 ans, mais les orbites sont assez différentes les unes des autres (ellipticités et plans d'orbite différents) indiquant qu'elles ne se sont pas toutes formées à partir d'un seul objet comme un nuage de poussière qui s'est déchiré en plus petits. Fait intéressant, ils sont tous restés à peu près à la même luminosité au cours des 13 années d'observations, ils semblent donc être quelque peu stables.

Il ne peut donc pas s'agir de simples nuages ​​de poussière, comme nous le savions grâce au passage rapproché G2 du trou noir. Alors quels sont-ils?

Oeuvre représentant des nuages ​​​​de poussière avec des étoiles incrustées en orbite autour de Sgr A *, le trou noir supermassif au centre de la Voie lactée. Crédit : Jack Ciurlo

Les astronomes se sont à nouveau tournés vers l'idée que chacun aurait pu être un système d'étoiles binaires, deux étoiles en orbite étroite l'une autour de l'autre. Environ la moitié des étoiles de la galaxie sont dans des systèmes binaires comme celui-ci, elles sont donc très courantes. Habituellement, en particulier pour les étoiles de faible masse, elles peuvent orbiter chacune ainsi pendant des milliards d'années, se balançant joyeusement autour de leur centre de gravité commun.

Mais ceux proches du centre galactique ont un problème supermassif : Sgr A*. S'ils s'en approchent trop près dans leur orbite, les marées du trou noir peuvent les affecter. En un mot, la gravité devient plus forte à mesure que vous vous rapprochez d'un objet, et si cet objet est un trou noir, ce gradient peut être tremper. À mesure qu'elles s'approchent, une étoile est un peu plus proche du trou noir que l'autre et est attirée beaucoup plus fort. Cela étire l'orbite en raison de ce changement de gravité. Lorsqu'ils s'éloignent enfin de Sgr A*, leur orbite l'une autour de l'autre peut être considérablement modifiée.

Si cela se produit encore et encore, les deux étoiles peuvent tomber si près l'une de l'autre qu'elles fusionnent, devenant une seule étoile.

V838 Monocérotes. Crédit : Roberto Colombari / NASA / TheHubble HeritageTeam (AURA/STScI)

Rappelez-vous, c'est une chose extrêmement énergique qui doit arriver ! On parle ici d'étoiles. Quand ils fusionnent, beaucoup d'événements très puissants se produisent, y compris la génération de beaucoup de poussière : de minuscules grains de matériau rocheux ou carboné. Cette poussière se dilate autour de l'étoile, formant un nuage dense autour d'elle.

Ce n'est pas que de la théorie : nous l'avons vu se produire. L'étoile V838 Monocerotis est un exemple de cet événement. Il s'agit probablement de deux étoiles massives qui ont fusionné et ont soufflé un énorme nuage de poussière. À un moment donné dans un passé récent, l'étoile a eu une explosion de lumière, et alors que cette impulsion traversait le nuage, elle en éclairait différentes parties (on dirait que nous regardons le nuage s'étendre, mais en réalité c'est juste la lumière qui bouge à travers elle que nous voyons).

Alors voyons-nous une demi-douzaine de V838 Monocerotises * en orbite autour du trou noir supermassif central de notre galaxie ? C'est certainement possible. Le nombre que nous voyons correspond, l'idée qu'il s'agit d'étoiles incrustées dans des nuages ​​de poussière denses, la dynamique correspond (c'est-à-dire que les étoiles binaires autour du trou noir affectées par ses marées et sa fusion sont physiquement plausibles), et nous avons un exemple de une telle bête (bien qu'elle ne soit pas en orbite près du trou noir, V838 est à environ 2 000 années-lumière de nous, alors que nous sommes à 26 000 années-lumière du centre de la galaxie). En fait, il y a eu un récent sursaut de formation d'étoiles dans le centre galactique il y a environ 4 à 6 millions d'années, ce qui aurait très bien pu se produire lorsque ces binaires sont nés.

C'est donc assez convaincant pour moi. Je noterai que j'aimais cette idée avant même que G3-6 ne soit trouvé, donc je suis enclin à voir cela comme plus de soutien. Et s'il s'avère qu'il ne s'agit pas d'étoiles binaires récemment fusionnées faisant éructer des nuages ​​de poussière, eh bien, cela signifie qu'elles sont encore plus bizarres.

Je suis certainement d'accord avec ça. Lorsque vous parlez de trous noirs supermassifs, toutes sortes de choses étranges deviennent monnaie courante. Donc, quelles que soient ces choses, elles sont cool et valent la peine de garder un œil (infrarouge) sur elles.

* Pluraliser le génitif d'un mot grec à la manière anglaise est bien au-delà de mes compétences linguistiques. Alors je vais avec ça.


Une étoile binaire est un système stellaire de deux étoiles qui orbitent autour du point central, appelé barycentre. Dans la conversation, les étoiles binaires sont parfois appelées étoiles doubles. Les systèmes stellaires binaires ou les systèmes stellaires multiples (3 étoiles et plus en orbite dans le même système) sont en réalité bien plus courants que vous ne le pensez.Continuer à lire “Binary Stars” Continuer la lecture &rarr

Est-ce un oiseau? un avion? un super-héros ? Non, c'est une comète ! Les comètes sont des boules de neige cosmiques de gaz gelés, de roche et de poussière qui orbitent autour du Soleil. Les comètes mesurent généralement entre 750 mètres et 20 kilomètres. Actuellement, il y a 3 717 comètes connues de l'homme. La comète se forme à partir de particules de poussière qui se combinent pour former de la glaceContinuer la lecture “Comète” Continuer la lecture &rarr


Météorites, comètes et planètes

1.02.1 Présentation

Traditionnellement, les astronomes ont étudié les étoiles en utilisant, à de rares exceptions près, le rayonnement électromagnétique reçu par des télescopes sur et au-dessus de la Terre. Depuis le milieu des années 1980, une fenêtre d'observation supplémentaire s'est ouverte sous la forme de grains présolaires microscopiques trouvés dans des météorites primitives. Ces grains s'étaient apparemment formés dans les écoulements stellaires d'étoiles de type tardif et dans les éjectas d'explosions stellaires et avaient survécu à la formation du système solaire. Ils peuvent être localisés et extraits de leurs météorites mères et étudiés en détail en laboratoire. Leur origine stellaire est reconnue par leurs compositions isotopiques, qui sont complètement différentes de celles du système solaire et, pour certains éléments, couvrent des gammes extrêmement larges, laissant peu de doute sur le fait que les grains sont d'anciennes poussières d'étoiles.

Dans les années 1950, il avait été établi de manière concluante que les éléments à partir du carbone sont produits par des réactions nucléaires dans les étoiles et les articles classiques de Burbidge et al. (1957) et Cameron (1957) ont fourni un cadre théorique pour la nucléosynthèse stellaire. Selon ces auteurs, les processus nucléaires produisent des éléments avec des compositions isotopiques très différentes, selon la source stellaire spécifique. Les éléments nouvellement produits sont injectés dans le milieu interstellaire (ISM) par des vents stellaires ou sous forme d'éjecta de supernova (SN), enrichissant la galaxie en « métaux » (tous les éléments sont plus lourds que l'hélium) et après une longue histoire galactique, le système solaire est censé se sont formés à partir d'un mélange de ce matériau. En fait, l'œuvre originale de Burbidge et al. et Cameron a été stimulé par l'observation de régularités dans l'abondance des nucléides dans le système solaire telle qu'obtenue par l'étude des météorites ( Suess et Urey, 1956 ). Bien qu'elles ne fournissent qu'une grande moyenne de nombreuses sources stellaires, l'abondance des éléments et des isotopes du système solaire (voir chapitre 1.03 Anders et Grevesse, 1989 Grevesse et al., 1996 Lodders, 2003 Asplund et al., 2005 ) est resté un test important pour la théorie de la nucléosynthèse (par exemple, Timmes et al., 1995 ).

En revanche, l'étude des grains stellaires permet d'obtenir des informations sur les étoiles individuelles, en complétant les observations astronomiques des abondances élémentaires et isotopiques dans les étoiles (par exemple, Lambert, 1991), en étendant les mesures à des éléments qui ne peuvent pas être mesurés astronomiquement. En plus de la nucléosynthèse et de l'évolution stellaire, les grains présolaires fournissent des informations sur l'évolution chimique galactique, les propriétés physiques dans les atmosphères stellaires, le mélange des éjectas SN et les conditions dans la nébuleuse solaire et dans les corps parents des météorites dans lesquelles se trouvent les grains.

Ce nouveau domaine de l'astronomie s'est développé à un point tel que tous les aspects des grains présolaires ne peuvent pas être traités en détail dans ce chapitre. Le lecteur intéressé est donc renvoyé à quelques revues récentes ( Anders et Zinner, 1993 Ott, 1993 Zinner, 1998a, b Hoppe et Zinner, 2000 Nittler, 2003 Clayton et Nittler, 2004 Hoppe, 2004 Lodders et Amari, 2005 Lugaro, 2005 ) et à la compilation d'articles trouvés dans Implications astrophysiques des études en laboratoire du matériel présolaire (Bernatowicz et Zinner, 1997). Le livre contient non seulement plusieurs articles de synthèse détaillés sur les grains de poussière présolaires, mais également une série de chapitres sur la nucléosynthèse stellaire. De plus amples informations sur la nucléosynthèse peuvent être obtenues dans les manuels de Clayton (1983b) et Arnett (1996) et dans les revues de Käppeler et al. (1989) , Meyer (1994) , Wallerstein et al. (1997) et Meyer et Zinner (2006) .


Un passage proche d'un système stellaire extraterrestre il y a des millénaires a-t-il fait pleuvoir des comètes sur le système solaire ?

Il y a 70 000 ans, un système d'étoiles binaires a rasé notre système solaire d'assez près, passant à moins d'une année-lumière du Soleil. C'est inhabituel en moyenne, les étoiles sont plutôt distantes de 4 années-lumière - en fait l'étoile connue la plus proche de nous à environ 4,2 années-lumière.

Cette rencontre stellaire rapprochée il y a des millénaires aurait-elle pu affecter le système solaire de quelque manière que ce soit ? La réponse est…. peut être.

Donnez-moi une seconde pour configurer cela pour vous.

Le binaire s'appelle WISE J072003.20-084651.2 (vu par l'observatoire WISE et nommé d'après ses coordonnées dans le ciel), ou plus familièrement "les étoiles de Scholz", puisqu'il a été identifié pour la première fois par l'astronome Ralf-Dieter Scholz. Les deux objets du système sont un peu étranges, l'un est un très étoile naine rouge de faible masse, à peine une étoile (c'est le type M9), et l'autre n'est vraiment pas une étoile mais une naine brune, un objet plus massif qu'une planète mais dépourvu de la masse nécessaire pour déclencher une fusion nucléaire soutenue dans son noyau (c'est ce qui fait d'une étoile une étoile).

Les faibles masses de ces objets les rendent très faibles, c'est pourquoi ils n'ont été découverts qu'en 2014. Pire encore, ils sont situés dans la constellation des Gémeaux, qui se trouve dans le plan de la Voie lactée, où un milliard d'étoiles s'entassent. , ce qui rend plus difficile la détection d'objets faibles.

Le faible système d'étoiles binaires WISE J072003.20-084651.2, alias les étoiles de Scholz, se trouve à environ 22 années-lumière et a échappé à la détection jusqu'en 2014. Vous pouvez peut-être comprendre pourquoi - et cette image est dans l'infrarouge où les étoiles brillent plus que visible. lumière. Crédit : Aladin / 2MASS

Le système binaire des étoiles de Scholz est à environ 22 années-lumière du Soleil… maintenant. Mais retracer son mouvement dans le temps montre qu'il est passé très près de nous il y a 70 000 ans. Exactement à quel point est difficile à dire, mais quelque chose de moins d'une année-lumière semble assez certain.

Ce passage proche du binaire n'a certainement pas affecté les planètes ou les lunes de notre système solaire interne, mais il est possible qu'il a fait affectent les habitants de la périphérie même de notre quartier local : les comètes du nuage d'Oort.

Le nuage d'Oort est une collection à peu près sphérique de peut-être des milliards de boules de glace dans l'obscurité profonde. Les définitions varient, mais il commence à environ 400 milliards de kilomètres du Soleil, 100 fois la distance de Neptune, et peut s'étendre à plus de dix mille milliards de kilomètres : environ une année-lumière.

C'est à quel point les étoiles de Scholz sont passées près. Hmmm. La gravité du système binaire aurait-elle pu affecter des comètes, changer leurs orbites majestueuses d'un million d'années, et les faire tomber vers le Soleil ?

Peut-être! Une équipe d'astronomes a examiné une collection de comètes avec des orbites inhabituelles, ce que nous appelons des orbites hyperboliques. Objects on these kinds of paths are moving too quickly to be bound by the Sun as they pull away from the Sun they slow, but they're moving so rapidly the Sun's gravity can't slow them to a stop and reverse their courses. They'll leave the solar system entirely.

There are a few ways comets can become hyperbolic. One is to pass to close to Jupiter or Neptune. If they do, the gravity of these planets can give them a kick in the tail (haha! Ha! Because they're comètes!), boosting their velocity juste enough to become hyperbolic. We've seen this happen a few times with comets.

Another is a close pass by a star, like Scholz's binary. But how can you tell?

What the astronomers did was look at 339 hyperbolic comets to figure out the shapes of their orbits as carefully as possible, and then traced the motions of these comets backward in time about 100,000 years. This can be done using sophisticated computer models that use the physics of gravitational interactions with the planets, moons, and asteroids to see just how they affect the comets' orbits.

Because the Oort cloud is roughly spherical, you'd expect the comets would come from random directions in the sky. But that's not what they found: There were several clumps in the sky where comets seems to come from more often than other spots. Some of these you expect through random statistics, like flipping a coin and having it come up heads a few times in a row.

You can apply some math to that distribution and determine how much deviation from randomness you expect… And some of the clumps look pretty real. Including one that appears in the sky not too far from the current location of Scholz's stars.

But wait! Not so fast! It's not that clear this means what you think it means. That's the location of Scholz's binary à présent, but 70,000 years ago, when it passed us, it was in a different part of the sky. I'd expect the comets to be coming from there, not the direction where the binary star is now.

I asked the lead author of the work, Carlos de la Fuente Marcos, about this, and he agreed. The problem is that the position of the binary star system is hard to extrapolate backward accurately, and the farther back you go the more uncertain it gets. You get what I think of as a "probability blob," a biggish area on the sky where the stars probably were, but you can't say for certain where in that area they were.

So the directions those comets came from overlaps with where the stars may have been 70,000 years ago, but it's not certain. And it's certainly not certain enough to rule out the possibility that there may be another cause for the comet clumping.

Artwork depicting the red dwarf/brown dwarf binary system called Scholz’s stars, which passed near Earth about 70,000 years ago (the Sun appears as a bright star to the left). Credit: Michael Osadciw/University of Rochester

And that's why the answer to all this is "maybe." It's possible the gravity from the binary system shook up the outer solar system and sent a bunch of comets our way, but it's possible they're unrelated, too.

That's irritating. But there's a way to do better. One is to keep observing Scholz's system, get better measurements of its velocity in space, so that we can trace it backward better. Another way is to keep looking for more comets, and whenever we find one that's hyperbolic we can add it to the list and see where it falls.

Until then, this is a very interesting hypothesis, but by no means certain.

Another thing they mention that's pretty interesting: They found 8 comets out of the 339 that were moving at speeds that indicate they may be interstellar! In general, comets that start in the Oort cloud and get disturbed in some way accelerate as they fall closer to the Sun, but these were moving rapidly enough (about 1.5 kilometers per second faster than the free fall speed) that it's at least possible they came from another star. We can't say for sure, but still pretty neat.

And there's one other thing I want to add: The press release for this news came with an interesting graphic. Given the timing of the passage of Scholz's star, it happened when humans walked the Earth. In fact there were still Neanderthals along with Homo sapiens at that time! The graphic depicts an ancient person of indeterminate species gazing up at and illuminated by a red star in the sky:

Sadly, this graphic is not accurate even at closest approach, Scholz’s Stars were far, far too faint to see without a telescope, which would have to wait 70,000 years to be invented. Credit: José A. Peñas/SINC

There's a problem here though: Even the brighter of the two objects in the binary is so faint and weak that it would've been invisible to the naked eye! And it's not even close it would've been about 1/100th as bright as the faintest star you can see. I know that seems counterintuitive given how close it was, but a red dwarf at that end of the mass scale is truly a dim bulb. It would have to have passed us ten times closer to be seen at all, and even then it would've been very faint (you might suppose we have that drawing wrong, and that's an alien standing on a planet orbiting the red dwarf — but that doesn't work either the Sun would be as bright as Venus, fainter than depicted, and it's the wrong color anyhow).


Ever look at a picture of Saturn (or anything else with rings) and think &ldquoWow, I wonder what those rings are made of?&rdquo Spoiler alert &ndash they&rsquore just very pretty rocks and ices and dusts. How about this one &ndash Ever look up at the Moon (or any other moon) and think &ldquoWow, I wonderContinue reading “earth&rsquos rings?” Continue reading &rarr

I was watching a documentary about the sheer power and destruction that Mount Vesuvius lay upon those heedless Roman citizens in Pompeii, and it got me thinking about the movement of the tectonic plates. What needs to happen underneath the land to create enough power to bury a city in 15 feet of rubble andContinue reading “Mount Vesuvius and the Pompeiian Disaster: How it happened” Continue reading &rarr


Fall 2015 - The Symbiotic Binary AG Pegasi

A Once in a Century Opportunity!!

AG Pegasi​ is a very dynamic system. Its last outburst was in 1860-1870 when it went from magnitude V=6, at its brightest, and has been gradually dimming since to magnitude V=9. That is until this year, between May 27t​h​ and June 13t​h​, when this system started brightening again. In the past year the system has brightened by a factor of 6! ​Little is truly known​ about this fascinating target&rsquos outburst phase.

Not much new has been learned since Kenyon et al. wrote about it in 1993. AG Peg is what is known as a symbiotic binary star, first classified as such by Cecilia Payne-Gaposchkin (at Harvard!) in 1957. AG Peg is a ​M III giant​ with a ​hot, compact companion​ star embedded in an ionized nebula with expanding shells of gas. The system is in a ​812 day orbit​.

Photometric monitoring allowed early astronomers to discover a lot about this system. During the previous outburst, the technology did not exist to do really precise photometry and the time coverage was sparse, so there is still a lot of information about the system to be learned.

Another particularly interesting opportunity is to track the changes in the spectra to get a physical understanding of how the system is changing during an outburst. Getting​ photometric​ and ​spectroscopic​ data frequently is very important to our understanding of this unique transient system.

Spring 2015 - Comet Lovejoy

We observed Comet Lovejoy throughout the spring semester after it made its closest approach in January 2015. The above image in BVR shows the bright green comet and the trailing stars as the comet moves through the sky. The green color is from a florescence of diatomic C2 gas.

A chance discovery on January 21, 2014 by Steve Fossey et al. of University College London during an undergraduate telescope training session revealed the closest Type Ia supernova in the past 42 years. Type Ia supernova are valuable distance measures and an explosion this close allows for accurate calibration. The Harvard Observing Project monitored this closely for 4 months in BVRi filters and an Harvard undergraduate Missy McIntosh presented a poster (see below) at the American Astronomical Society meeting in Boston, MA (June 2014).

Fall 2013 and Fall 2014 - TargetAsteroids!

Tracking Asteroid 2005YU55.


We will be participating in the Target Asteroids! citizen science program, which is part of the OSIRIS-REx mission. In 2016, the spacecraft will journey to a Near Earth Asteroid that makes a close pass by Earth every six years and will return a sample of asteroid material. In the mean time, amateur observers - including us - are joining forces to gather more information on NEOs of particular interest to the mission.

Near Earth Objects (or NEOs) are asteroids or comets that are on orbits that take them close to Earth's. Our goal is to do astrometry (measuring position) and photometry (measuring brightness). Astrometry allows us to determine the object's orbit - in particular, you might want to know if it will hit Earth! From photometry, we can measure the rotation period of an asteroid and maybe learn something about it's shape (see, for example, this blog post). Another reason you might be interested in the nearest asteroids is that Planetary Resources announced in Spring 2012 that they are going to mine asteroids.

As an example of what we hope to see, the video to above-left shows Asteroid 2005YU55 on its close approach to Earth in 2011. This video is a composite of 6 images taken by the Fall 2011 SPU21 class.

Fall 2012 - Eclipsing Binary Stars

Eclisping binaries are two orbiting stars which periodically pass in front of each other. Eclipsing binaries are useful because the eclipses tell us about the radii and temperatures of the two stars (with other observations, their masses may also be determined). Most stars are in fact part of binary systems. Some binaries consist of two mid-life stars that are still on the main sequence, some contain one star at a later stage of its evolution, and some contain rarer specimens such as white dwarfs or neutron stars.

With our observations, we'll be helping out the eclipsing binary research being led by the KELT and Kepler teams.

Fall 2011 - PAWM: White Dwarf Monitoring

Data from one of our PAWM teams. Orange cross-hairs show our data. Red circles are the data averaged over short time intervals.


Harvard joined amateur astronomers around the world in the Pro-Am White Dwarf Monitoring (PAWM) Project. During this month-long pilot project, we looked for transits of Earth-sized planets around white dwarfs.

A transit occurs when a planet passes between us an its host star, temporarily blocking some of the star's light. We see the star decrease in brightness and can use this decrease to determine the planet's orbital period and radius. White dwarfs aren't much bigger than Earth itself, so the transit of an Earth-sized planet could block a lot of light.

PAWM observed 46 white dwarfs, none of which showed evidence for an Earth-sized planet. However, one white dwarf was seen to vary sinusoidally.