Astronomie

Les étoiles massives peuvent-elles devenir post-AGB ?

Les étoiles massives peuvent-elles devenir post-AGB ?

Récemment, j'ai découvert que certains objets post-AGB sont classés spectralement comme des étoiles lumineuses chaudes. Par exemple, dans le catalogue Toruń des objets post-AGB, l'étoile LSE 63 est répertoriée à la fois comme post-AGB et comme B1Iabe.

Je pensais que les objets post-AGB étaient le résultat de l'évolution des étoiles de masse faible et intermédiaire. D'un autre côté, je pensais aussi qu'une supergéante B ne pouvait être qu'un stade évolué d'une étoile lumineuse massive. Comment les deux peuvent-ils être vrais en même temps ?


Des étoiles à la poussière d'étoiles

Par : Raphael Rosen 25 juillet 2011 3

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Les astronomes ont déterminé que la Supernova 1987A, une explosion stellaire gargantuesque survenue il y a des centaines de milliers d'années, a produit un énorme nuage de poussière cosmique, selon une équipe d'astronomes basée aux États-Unis, au Royaume-Uni et en Europe. Leur étude de la Supernova 1987A - qui a éclaté dans le Grand Nuage de Magellan, une petite galaxie satellite planant près de notre propre Voie Lactée - suggère que l'explosion d'étoiles pourrait être en grande partie responsable des grandes quantités de poussière trouvées dans les galaxies qui se sont formées très tôt dans l'univers.

Ce graphique représente les mesures de la poussière cosmique éjectée par Supernova 1987A. L'axe X montre la longueur d'onde du rayonnement électromagnétique (en microns) et l'axe Y représente la densité de flux.

L'observatoire spatial Herschel "fournit la première preuve solide que la supernova a produit une grande quantité (environ la moitié d'une masse solaire) de poussière, qui est la masse prédite par les travaux théoriques", explique Mikako Matsuura (University College London), auteur principal de l'étude. Les résultats de l'équipe ont été publiés en ligne dans La science pour le 7 juillet.

Matsuura et d'autres chercheurs ont rassemblé leurs données en avril et août 2010 en utilisant Herschel pour observer SN 1987A, qui a pris de l'importance il y a près d'un quart de siècle. Bien que Herschel ait enregistré l'onde de choc en expansion de la supernova comme un point de lumière infrarouge non résolu, ses spectromètres ont montré que l'énergie qu'elle émet correspond à la signature de nuages ​​massifs de poussière relativement froide.

Elle et ses collègues fondent leurs conclusions sur les données recueillies par deux des instruments de Herschel. PACS (Photodetector Array Camera and Spectrometer) voit la lumière dans des longueurs d'onde allant de 57 à 219 microns. SPIRE (Spectral and Photometric Imaging Receiver) est capable de mesurer l'intensité de la lumière à une longueur d'onde particulière en utilisant plusieurs mesures simultanées.

Une image montrant l'observatoire spatial Herschel devant une photo prise par le télescope spatial Hubble

Je soupçonne depuis longtemps que cette poussière existe à une concentration relativement élevée en tant que produit de nova et de supernova. Comme il est si difficile à observer, nous avons dû attendre que la technologie le détecte. Je soupçonne que plus l'étoile de la supernova est grande, plus elle est produite et les éléments les plus lourds devraient augmenter proportionnellement à la taille de l'étoile qui explose (pourcentage plus élevé d'éléments lourds). Même si la supernova produit un trou noir, certains matériaux seront toujours rejetés et non attirés. Merci d'avoir confirmé mes réflexions à ce sujet.

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Je déteste être le je-sais-tout qui publie des pièges, mais par souci de clarté, vous devez changer la légende du premier chiffre. L'axe X est la longueur d'onde des ondes électromagnétiques observées, et non la taille des grains de poussière.

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Eh bien, la longueur d'onde d'émission infrarouge de la poussière dépend de sa taille de grain, je suppose. Si tel est le cas, la légende n'est pas un problème, mais indirecte et cette indirection doit être notée sous l'axe X.


Les étoiles massives peuvent-elles devenir post-AGB ? - Astronomie

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(les fichiers contiennent des films qui apparaissent sous la forme de grandes cases grises marquées par "?" et ne fonctionneront malheureusement pas)
(Cependant, vous pouvez cliquer sur les liens fournis ci-dessous pour télécharger ces films)

700 000 km.) avec l'extension radiale de la structure de température montrée dans la figure ci-dessus (

3000 km), montrant que la photosphère du soleil est en effet extrêmement mince.
Crédits : Solar Dynamics Observatory, NASA, télécharger le film ici.



éruptions solaires et éjections de masse coronale

La température effective de l'étoile Teff est défini par le flux radiatif total qui émerge de l'atmosphère stellaire par unité de surface. Considérant une sphère de corps noir analogique de rayon RStar, dont le flux radiatif total est donné par la loi de Stefan-Boltzmann comme F=&sigmaT 4 , on définit Teff comme la température d'un corps noir analogique qui produirait le même flux total.

En utilisant la définition de la luminosité comme intégrale du flux total sur la surface stellaire, on obtient la loi de Stefan-Boltzmann sous la forme LStar = 4&pi RStar 2 &sigmaTeff 4 .

805 nm). L'unité de magnitude est dérivée d'un système utilisé pour la première fois par l'astronome grec Hipparcos (IIe siècle av. Dans son catalogue d'étoiles, la 1ère magnitude sont les étoiles les plus brillantes, la 6ème magnitude sont les étoiles à peine visibles pour l'œil humain. La relation avec le flux physique F&lambda a été établi plus tard en réalisant que l'œil humain a une sensibilité logarithmique, et le facteur 2,5 a été ajusté pour obtenir des résultats similaires à ceux d'Hipparcos.

En pratique, les magnitudes ne sont pas mesurées de manière absolue, mais par rapport aux étoiles standards, c'est pourquoi il y a deux objets A et B dans l'équation ci-dessus. A pourrait être l'étoile standard (avec m connu&lambda), et B pourrait être l'étoile dont nous voulons mesurer la magnitude.

La grandeur absolue M&lambda est obtenu en déplaçant l'étoile à une distance standard de 10 pc, utilisez F&lambda

1/d 2 pour dériver la seconde de la première équation. Un parsec est la parallaxe d'une seconde d'arc, une unité de distance utilisée en astronomie, c'est-à-dire la distance à laquelle les objets semblent vaciller dans le ciel en raison du mouvement orbital de la Terre autour du soleil. La luminosité absolue M&lambda est important de comparer les propriétés physiques des étoiles situées à différentes distances, par exemple dans le diagramme de Hertzsprung-Russel (H-R), voir ci-dessous. Pour les étoiles de la séquence principale, M&lambda est directement liée à la luminosité stellaire LStar comme présenté ci-dessus.



Les spectres des étoiles de la séquence principale

Cependant, nous devons considérer une équation d'état beaucoup plus sophistiquée, qui reste valable même dans les conditions extrêmes de pression/température à l'intérieur des étoiles, et nous devons inclure un nouveau phénomène physique, à savoir la production d'énergie via des réactions nucléaires. Pour ce faire, des réseaux de réactions nucléaires ont été développés (les coefficients de vitesse peuvent être mesurés dans des accélérateurs de particules) qui prédisent le taux de production d'énergie locale totale en fonction de la température, de la pression et de l'abondance des éléments actuels. Puisque ces réactions, en retour, modifient les abondances d'éléments, le problème devient dépendant du temps.

Sur la séquence principale, les effets dépendant du temps sont assez faibles, car les abondances d'éléments sont encore proches de leurs valeurs primordiales. Cependant, une fois que l'hydrogène commence à s'épuiser dans le noyau stellaire, les choses changent. Les étoiles changeront leur structure interne, changeront leurs taux de production d'énergie nucléaire et commenceront à évoluer dans le diagramme H-R.




Crédits image : Borb (Wikipédia)




Crédits image : Borb (Wikipédia)

Le diagramme H-R est avant tout une synthèse des résultats d'observation, un outil permettant de caractériser les étoiles. L'idée théorique, que les étoiles se déplacent réellement le long de trajectoires particulières dans le diagramme HR, est un résultat assez récent de recherches menées au cours des 60 dernières années environ, un triomphe sans égal de la science moderne, où des efforts concertés dans le développement de modèles informatiques stellaires, la physique des particules (taux de réaction nucléaire), la physique expérimentale (équation d'état), la mécanique quantique (opacités) et les observations ont réussi à résoudre de manière convaincante cette énigme qui remplit aujourd'hui les manuels classiques sur les étoiles.

Notez que le diagramme montre également la masse stellaire sur la séquence principale (magenta pâle) et la durée de vie de la séquence principale (vert). Lignes avec R constantStar sont également inclus. Le soleil est situé en plein centre de cette parcelle, une étoile G2V avec Teff

5800 K et (évidemment) LStar = 1LSoleil.
Crédits image : ESO.

Ces deux coquilles brûlent d'abord de manière stable (Early AGB) et plus tard de manière alternée en fonction du temps (AGB à pulsation thermique). Étoiles de faible masse (MStar

Les produits finaux de l'évolution stellaire (naines blanches, étoiles à neutrons, trous noirs) se retirent du cycle cosmique de la matière, mais la majeure partie de la masse autrefois confinée dans les étoiles redevient disponible pour la formation de nouvelles étoiles et planètes. En fait, le soleil, ses planètes et tous les organismes vivants sur Terre (y compris l'humanité) sont constitués d'éléments qui ont déjà été traités plusieurs fois à l'intérieur des étoiles.

Les statistiques d'aujourd'hui montrent que la majeure partie de la masse renvoyée dans le milieu interstellaire est fournie par les vents des étoiles AGB, mais cela peut avoir été différent à des époques antérieures, lorsque l'univers était plus jeune, plus dense et moins enrichi en éléments lourds. L'abondance actuelle d'éléments lourds comme le fer, qui ne peuvent être assemblés que dans les noyaux d'étoiles massives, témoigne que la matière dont notre monde est composé a fait au moins une fois partie d'une explosion de supernova.
Crédits image : Technische Universität Berlin (2004)


Étoiles de la branche géante asymptotique (AGB)

Pour les étoiles moins massives qu'environ neuf fois la masse du soleil, la dernière phase majeure de la vie est celle d'une étoile à branche géante asymptotique (AGB). Cette phase finale de combustion de l'hydrogène se produit après que l'étoile se soit déplacée de la séquence principale, à travers la phase de la géante rouge et au-delà de la branche horizontale (voir figure 1). À ce stade, ils sont caractérisés par un noyau carbone-oxygène inerte, entouré de deux couches de combustion nucléaire distinctes - une couche interne d'hélium et une couche externe d'hydrogène. Ces couches sont à leur tour entourées d'une enveloppe externe fortement convective (voir figure 2).

Au fur et à mesure que l'étoile évolue dans la phase AGB, elle se refroidit, se dilate et augmente en luminosité, brûlant son combustible nucléaire de plus en plus vite. Pour les étoiles AGB massives plus grandes que quelques masses solaires, l'étoile peut se refroidir à un point tel que la poussière commence à se condenser dans l'enveloppe convective externe. Dans le même temps, l'étoile peut se mettre à pulser avec de très grandes amplitudes. Au fur et à mesure que l'étoile évolue, les pulsations deviennent plus grandes et plus longues. La grande pulsation et la formation de poussière se combinent pour chasser un vent de la surface de l'étoile, ce qui peut rapidement soulever toute la coque externe d'hydrogène, mettant fin à la combustion d'hydrogène de l'étoile. Ce qui reste est une coquille poussiéreuse d'hydrogène qui s'étend lentement dans l'espace et une naine blanche très chaude au centre - des objets que nous connaissons comme une nébuleuse bipolaire ou planétaire. La nébuleuse se disperse rapidement, laissant une naine blanche inerte qui se refroidit lentement.


La matière noire dans l'univers

VI.B Le streaming à grande échelle dans les galaxies locales : la matière noire et le flux de Hubble

La détermination de la distance peut être un problème pour les galaxies en dehors du groupe local et de l'amas de la Vierge. Cela a à voir avec notre incapacité à résoudre les étoiles individuelles et les régions H II . Plusieurs méthodes ont évolué qui permettent de déterminer la luminosité intrinsèque des galaxies indépendamment de leurs vitesses d'écoulement Hubble. le Relation Tully-Fisher met en corrélation la magnitude absolue d'une galaxie, que ce soit dans le bleu ou dans l'infrarouge, avec la largeur de la ligne de 21 cm. Bien que cela dépende de l'inclinaison de la galaxie, cela peut être pris en compte à partir de l'imagerie optique, et il fournit un étalonnage de la luminosité intrinsèque de la galaxie à partir de laquelle, en utilisant la magnitude apparente, la distance peut être obtenue directement, sans hypothèses cosmologiques . Un autre calibrateur, particulièrement utile pour les galaxies elliptiques et pauvres en gaz, est le Relation Faber-Jackson. Cela utilise la dispersion de vitesse observée pour le noyau des galaxies elliptiques et des sphéroïdes pour déterminer la luminosité intrinsèque de la galaxie mère. Il est représentatif d'une large classe d'objets, indicatif de la formation dissipative des systèmes, et est

où est la dispersion de vitesse du noyau et m ≈ 4 de la plupart des études.

Grâce à ces méthodes, il est possible d'obtenir la distance à une galaxie indépendante de la vitesse de Hubble, on peut alors rechercher des écarts systématiques par rapport à l'isotropie de l'expansion des galaxies au voisinage du Groupe Local. Les observations montrent qu'il existe une déviation à grande échelle du mouvement des galaxies au voisinage de la Galaxie. Les écarts à grand déplacement par rapport à la vitesse virgocentrique d'ordre 600–1000 km sec −1 montrent qu'il y a un grand écart par rapport à la loi de Hubble par rapport à l'expansion uniforme qui est habituellement supposée. L'échelle caractéristique associée à cet écart est d'environ 50 à 100 Mpc, bien plus grande que la taille habituellement associée aux amas de galaxies mais à l'échelle des superamas. Aucune masse ne peut clairement être identifiée avec cette concentration gravitationnellement perturbatrice, mais il a été avancé qu'il pourrait s'agir d'un groupe de galaxies d'ordre 10 14 M, de la taille associée à un très grand amas ou à un petit superamas de galaxies. Le mystère est sa faible luminosité, mais il est situé près du plan galactique, ce qui expliquerait la difficulté d'observer ses galaxies constitutives. Cela peut indiquer d'autres écarts à grande échelle sur une plus grande échelle de gigaparsecs.


Le code de photoionisation Cloudy

Les galaxies sont constituées de nombreuses étoiles. Par exemple, notre propre galaxie de la Voie lactée contient environ 250 milliards d'étoiles. Malgré ce très grand nombre, les galaxies semblent être constituées en grande partie d'espace vide. Cependant, cette apparence est trompeuse. Il existe un mélange très ténu de gaz et de poussière entre les étoiles que l'on appelle généralement le milieu interstellaire (ISM). La densité de ce matériau est extrêmement faible : entre 1 particule par cm 3 dans l'ISM général et 10 000 à 1 000 000 de particules par cm 3 dans les régions « denses ». De tels chiffres sont difficiles à comprendre. Dans la plupart des ISM, la densité est inférieure au vide le plus dur qui puisse être créé dans les laboratoires sur Terre. Néanmoins l'ISM peut être observé. Cela n'est possible que parce qu'il existe de vastes régions de l'espace remplies d'ISM, ce qui entraîne un effet cumulatif important. Cela nous permet d'étudier l'ISM, ce qui est important pour plusieurs raisons. Ceux-ci seront discutés un peu plus tard.

Fig. 1 – "Les piliers de la création". C'est une région de formation d'étoiles dans la nébuleuse de l'Aigle. Dans les régions sombres, de nouvelles étoiles se forment, mais la nébuleuse est également érodée par la lumière ultraviolette des étoiles proches qui se sont récemment formées dans la nébuleuse et ont maintenant évaporé la partie du nuage qui les entourait immédiatement. Crédit image : NASA.

L'ISM est un mélange de matériaux primordiaux et transformés. Le matériau primordial a été créé dans le big bang et se compose presque exclusivement d'hydrogène et d'hélium. C'est le matériau à partir duquel la galaxie a été formée. Ce gaz s'est ensuite effondré davantage dans la première génération d'étoiles. Toutes les étoiles produisent de l'énergie par le biais de réactions nucléaires, par ex. en créant de l'hélium à partir d'hydrogène. Mais au cours des dernières étapes de leur évolution, d'autres réactions nucléaires ont également lieu, telles que la combustion de l'hélium en carbone et en oxygène et peut-être même en éléments plus lourds. Ces produits de réaction nucléaire sont ensuite mélangés à la surface de l'étoile par convection et finalement expulsés dans l'ISM soit par un vent émanant de la surface stellaire, soit par une explosion (telle qu'une supernova). C'est le matériau traité qui est continuellement ajouté à l'ISM par les étoiles. Dans ce mélange de matériaux primordiaux et transformés, des régions denses se formeront, appelées nuages ​​moléculaires, où de nouvelles étoiles peuvent se former. Ainsi, cette deuxième génération d'étoiles contiendra non seulement de l'hydrogène et de l'hélium, mais aussi des éléments plus lourds créés par la première génération d'étoiles. De cette façon, nous avons un processus cyclique où les étoiles sont formées à partir de l'ISM, créent des éléments plus lourds (tels que le carbone et l'oxygène) à l'intérieur, expulsent ce matériau dans l'ISM où il peut être utilisé pour former de nouvelles étoiles. A chaque tour de ce cycle, de plus en plus d'éléments lourds se forment. Ce cycle est une nécessité pour créer des planètes rocheuses et éventuellement la vie.

2NGC 6302, également appelée la nébuleuse du Bug, est un bel exemple de nébuleuse bipolaire. C'est une jeune nébuleuse planétaire avec une étoile centrale massive (une naine blanche) qui est l'une des étoiles les plus chaudes de la galaxie. Il a une température de surface supérieure à 250 000 degrés Celsius. Crédit image : NASA.


Les vents stellaires des étoiles massives

Les étoiles massives ont une masse d'environ 10 à 100 fois celle de notre Soleil. Ils sont également plus grands, avec un rayon d'environ 20 fois le rayon solaire. Et ils sont aussi plus chauds, avec des températures de surface de 15 000 à 50 000 K (contre environ 5 750 K du Soleil). Mais le plus impressionnant est leur luminosité, qui peut atteindre jusqu'à un million de fois celle du Soleil. Cette luminosité extrêmement élevée a une conséquence intéressante : la lumière est si forte qu'elle repousse les couches externes de l'étoile. De cette façon, un vent stellaire est formé. L'étoile est entourée par ce matériau de vent stellaire qui s'éloigne régulièrement de l'étoile, avec des vitesses allant jusqu'à 3000 km/s. La quantité de matière perdue à cause du vent stellaire (le taux de perte de masse) est substantielle. Au cours de sa durée de vie relativement courte de quelques millions d'années, une étoile très massive pourrait facilement perdre la moitié de sa masse d'origine.

Les radiotéléscopes du Very Large Array (VLA) au Nouveau-Mexique, aux États-Unis. Crédit image : NRAO/AUI/NSF.

Le matériau du vent stellaire autour de l'étoile est détectable à différentes longueurs d'onde. Ronny Blomme et ses collègues de l'University College London ont utilisé des observations radio pour déterminer le taux de perte de masse de ces étoiles massives. L'un des radiotélescopes utilisés pour observer ces étoiles est le Very Large Array (VLA). Il ne s'agit pas d'un seul télescope, mais d'un ensemble de 27 antennes qui sont utilisées ensemble pour faire une observation. Il y a une bonne raison pour laquelle plusieurs antennes sont nécessaires en radioastronomie. Une seule radiotélécopie, même avec une grande parabole, ne voit pas très nettement, à cause de la grande longueur d'onde à laquelle elle observe. Mais en combinant les informations de différentes antennes, dans une technique appelée interférométrie, une image beaucoup plus nette peut être obtenue.

L'étoile ζ Puppis vue par le radiotélescope ATCA à une longueur d'onde de 6 cm. La croix indique la position optique de l'étoile. Figure adaptée de R. Blomme et al. (2003, A&A 408, 715).

Un autre télescope utilisé est l'Australia Telescope Compact Array (ATCA), qui possède un ensemble de 6 antennes. Avec ce télescope nous avons observé l'étoile Puppis à des longueurs d'onde radio de 3,6 cm et 6 cm. L'une des raisons pour lesquelles nous voulons examiner différentes longueurs d'onde est que, de cette manière, nous examinons différentes régions du vent stellaire. Plus la longueur d'onde est longue, plus nous regardons loin dans le vent stellaire.

Les flux de l'étoile Orionis, en fonction de la longueur d'onde, des longueurs d'onde visuelles (couleur verte) aux infrarouges (rouge), des millimétriques (violet) aux longueurs d'onde radio (bleu). Les flux sont présentés par rapport à ce que l'on attend d'un vent doux. Figure adaptée de R. Blomme et al. (2002, A&A 382, ​​921).

Nous pouvons comparer les flux à différentes longueurs d'onde radio, et nous étendons cette comparaison à des longueurs d'onde plus courtes, telles que le millimètre et l'infrarouge. Le flux à chacune de ces longueurs d'onde peut être utilisé pour déterminer le taux de perte de masse. Et nous nous attendons bien sûr à ce que le taux de perte de masse soit le même, indépendamment de la longueur d'onde (ceci est montré par le "modèle de vent lisse" sur la figure). Mais cela s'avère ne pas être vrai. Surtout aux longueurs d'onde millimétriques, le flux est plus élevé que prévu. Cet excès de flux est déjà visible aux plus grandes longueurs d'onde infrarouges. Dans la radio, l'excès de flux est également présent, et il diminue avec la longueur d'onde.

Amas dans le vent stellaire. Le disque bleu clair au centre de la figure est l'étoile elle-même. Autour de lui, le matériau qui s'écoule est agglutiné. Le codage couleur des touffes correspond à la longueur d'onde à laquelle on voit leur effet (rouge → violet infrarouge → bleu millimétrique → radio).

La raison de cet excès de flux est que la matière dans le vent n'est pas bien répartie, mais elle est agglomérée. En raison de la façon dont l'émission radio est générée, lorsque le matériau est rassemblé en un bloc, il émet plus de flux. Et il y a encore plus. L'excès de flux à différentes longueurs d'onde n'est pas le même. Cela signifie que la quantité d'agglutination n'est pas la même dans différentes régions du vent. La figure ε Orionis montre que, près de l'étoile, l'agglutination augmente avec la distance de l'étoile (correspondant aux longueurs d'onde infrarouges au millimètre). Plus loin dans le vent (correspondant aux longueurs d'onde radio), cependant, l'agglutination diminue à nouveau.


Les étoiles post-AGB comme traceurs de l'origine des éléments dans l'univers

L'évolution chimique des galaxies est régie par les rendements chimiques des étoiles, en particulier des étoiles Asymptotic Giant Branch (AGB). Cela souligne l'importance de comprendre comment les étoiles AGB produisent leurs éléments en obtenant des rendements nucléosynthétiques stellaires précis. Bien que la nucléosynthèse AGB ait une validité générale, des incertitudes critiques (telles que le traitement des processus de mélange induits par la convection et la perte de masse) existent dans les modèles stellaires actuels. Les observations des étoiles post-Asymptotic Giant Branch (post-AGB) sont d'excellents outils pour quantifier les écarts les plus importants et éliminer les incertitudes cruciales qui entravent la modélisation stellaire. Nos études récentes sur les étoiles post-AGB ont montré une diversité chimique intrigante qui va d'étoiles extrêmement enrichies en carbone et s-éléments de processus à la découverte de la première étoile post-AGB sans traces de carbone ni s-éléments de processus. De plus, la nucléosynthèse de l'AGB est significativement affectée par un compagnon binaire. Ces résultats reflètent la complexité qui entoure la production d'éléments dans les étoiles AGB. Dans cette revue, je présenterai brièvement la diversité chimique fascinante observée dans les étoiles post-AGB et ses implications sur la production d'éléments/isotopes dans les étoiles AGB et les rendements nucléosynthétiques stellaires.

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7 - Les étoiles binaires post-AGB en tant que traceurs de l'évolution stellaire

Dans ce chapitre, l'accent est mis sur les propriétés des étoiles post–Asymptotic Giant Branch (post-AGB) dans les systèmes binaires. Leurs distributions spectrales d'énergie (SED) sont très caractéristiques : elles montrent un excès dans le proche infrarouge, indicatif de la présence de poussières chaudes, alors que les étoiles centrales sont trop chaudes pour être dans une phase évolutive de production de poussières. Cela permet une détection efficace des candidats binaires post-AGB. Il est maintenant bien établi que l'excès du proche infrarouge est produit par le bord intérieur d'un disque poussiéreux stable qui entoure le système binaire. Ces disques sont des versions agrandies des disques protoplanétaires et forment une deuxième génération de disques képlériens stables. Ils sont probablement formés au cours d'un processus d'interaction binaire lorsque le primaire était en train de monter l'AGB. Le chapitre résume ce qui a été appris jusqu'à présent des propriétés observationnelles de ces binaires post-AGB. L'impact de la création, de la durée de vie et de l'évolution des disques circumbinaires sur l'évolution du système n'est pas encore pleinement compris.