Crédit d'image: Gemini
Grâce au système d'optique adaptative de l'observatoire des Gémeaux, les astronomes ont pu repérer une naine brune en orbite autour d'une étoile à seulement trois fois la distance de la Terre au Soleil. Cette paire récemment découverte, LHS 2397a, est située à seulement 46 années-lumière de la Terre et est la séparation la plus proche d'une étoile binaire jamais découverte. Le télescope Gemini basé à Hawaï est si puissant car il utilise un miroir flexible qui contrecarre le flou causé par l'atmosphère terrestre.
Les astronomes utilisant la technologie d'optique adaptative sur le télescope Gemini North ont observé une naine brune en orbite autour d'une étoile de faible masse à une distance comparable à seulement trois fois la distance entre la Terre et le Soleil. Il s'agit de la distance de séparation la plus proche jamais trouvée pour ce type de système binaire utilisant l'imagerie directe.
Cette découverte record n'est que l'un des douze systèmes binaires légers observés dans l'étude. Ensemble, ils offrent une nouvelle perspective sur la formation des systèmes stellaires et sur la façon dont les petits corps de l'Univers (y compris les grandes planètes) pourraient se former.
"En utilisant les capacités d'imagerie avancées de Gemini, nous avons pu résoudre clairement cette paire binaire où la distance entre la naine brune et son étoile parente n'est que d'environ deux fois la distance de Mars au Soleil", a déclaré Melanie Freed, étudiante diplômée à l'Université de l'Arizona à Tucson. Avec une masse estimée à 38-70 fois la masse de Jupiter, la naine brune nouvellement identifiée est située à seulement trois fois la distance Soleil-Terre (ou 3,0 unités astronomiques) de son étoile parente. L'étoile, connue sous le nom de LHS 2397a, n'est qu'à 46 années-lumière de la Terre. Le mouvement de cet objet dans le ciel indique qu'il s'agit d'une vieille étoile de très faible masse.
Le record d'imagerie précédent pour la distance la plus proche entre une naine brune et son parent (une étoile beaucoup plus lumineuse, semblable au soleil) était presque cinq fois plus élevé à 14 UA. Une unité astronomique (UA) est égale à la distance moyenne entre la Terre et le Soleil, soit environ 150 millions de kilomètres (93 millions de miles).
Souvent décrites comme des «étoiles ratées», les naines brunes sont plus grandes que les planètes géantes comme Jupiter, mais leurs masses individuelles représentent moins de 8% de la masse du Soleil (75 masses Jupiter), elles ne sont donc pas assez massives pour briller comme une étoile. Les naines brunes sont mieux vues dans l'infrarouge car la chaleur de surface est libérée lorsqu'elles se contractent lentement. La détection de compagnons nains bruns à moins de 3 UA d'une autre étoile est une étape importante vers l'imagerie de planètes massives autour d'autres étoiles.
Cette équipe de l'Université d'Arizona dirigée par le Dr Laird Close a utilisé le télescope Gemini North pour détecter onze autres compagnons de faible masse, ce qui suggère que ces paires binaires de faible masse pourraient être assez courantes. La découverte de tant de paires de faible masse a été une surprise, étant donné l'argument selon lequel la plupart des étoiles de très faible masse et des naines brunes étaient considérées comme des objets solo errant dans l'espace seul après avoir été éjectés de leurs pépinières stellaires pendant le processus de formation d'étoiles.
"Nous avons terminé la première étude basée sur l'optique adaptative des étoiles avec environ 1 / 10ème de la masse du Soleil, et nous avons constaté que la nature ne fait pas de discrimination contre les étoiles de faible masse quand il s'agit de faire des paires binaires serrées", a déclaré Close, un assistant professeur d'astronomie à l'Université de l'Arizona. Le Dr Close est l'auteur principal d'un article présenté aujourd'hui au Symposium de l'Union astronomique internationale des Brown Dwarfs à Kona, à Hawaï, et il est le chercheur principal du relevé des étoiles de faible masse.
L'équipe a examiné 64 étoiles de faible masse (identifiées à l'origine par John Gizis de l'Université du Delaware) qui semblaient être des étoiles solos dans les images à faible résolution du levé infrarouge tout-ciel 2MASS. Une fois que l'équipe a utilisé l'optique adaptative sur Gemini pour créer des images dix fois plus nettes, douze de ces étoiles se sont révélées avoir des compagnons proches. Étonnamment, l’équipe de Close a découvert que les distances de séparation entre les étoiles de faible masse et leurs compagnons étaient nettement inférieures aux attentes.
"Nous trouvons que les compagnons des étoiles de faible masse ne sont généralement qu'à 4 UA de leurs étoiles primaires, ce qui est étonnamment proche", a déclaré Nick Siegler, membre de l'équipe, un étudiant diplômé de l'Université d'Arizona. "Les binaires plus massifs ont des séparations typiques plus proches de 30 UA, et de nombreux binaires sont beaucoup plus larges que cela." Les nouvelles observations des Gémeaux, a déclaré Close, «impliquent fortement que les étoiles de faible masse n'ont pas de compagnons éloignés de leurs primaires». Des résultats similaires avaient déjà été trouvés par une équipe dirigée par le Dr Eduardo L.Martin de l'Institut d'astronomie de l'Université d'Hawaï dans une étude de 34 étoiles de très faible masse et naines brunes dans l'amas des Pléiades réalisée avec le télescope spatial Hubble. Ensemble, ces deux relevés démontrent clairement qu'il existe une pénurie intrigante de naines brunes à des séparations supérieures à 20 UA d'étoiles de très faible masse et d'autres naines brunes.
L'équipe prévoit qu'une étoile sur cinq de faible masse a un compagnon avec une séparation dans la plage (3-200 AU). Dans cette plage de séparation, les astronomes ont observé une fréquence similaire de compagnons stellaires plus massifs autour d'étoiles plus grandes semblables au Soleil.
Pris dans leur ensemble, ces nouveaux résultats suggèrent que (contrairement à la théorie) des binaires de faible masse peuvent se former dans un processus similaire à celui des binaires plus massifs. En effet, cette constatation ajoute aux preuves de plus en plus nombreuses provenant d'autres groupes que le pourcentage de systèmes binaires est similaire pour les corps couvrant la gamme d'une masse solaire à aussi peu que 0,05 masse solaire (ou 52 fois la masse de Jupiter). Par exemple, un groupe dirigé par Neill Reid du Space Telescope Science Institute et de l'Université de Pennsylvanie est parvenu à une conclusion similaire avec un échantillon plus petit de 20 étoiles et naines brunes de masse encore plus faible observées avec le télescope spatial Hubble.
Le fait que les étoiles de faible masse aient des compagnons nains bruns de faible masse à l'intérieur de 5 UA est également surprenant car l'inverse exact est vrai autour des étoiles semblables au soleil. Selon les études de vitesse radiale, très peu d'étoiles semblables au soleil ont des compagnons nains bruns à l'intérieur de cette distance. «Ce manque de compagnons nains bruns à moins de 5 UA d'étoiles semblables au soleil a été appelé le« désert nain brun »», a noté Close. "Cependant, nous voyons qu'il n'y a probablement pas de désert de naine brune autour des étoiles de faible masse."
Ces résultats constituent des contraintes importantes pour les théoriciens qui cherchent à comprendre comment la masse d'une étoile affecte la masse et la distance de séparation des compagnons qui se forment avec elle. "Tout modèle précis de formation d'étoiles et de planètes doit reproduire ces observations", a déclaré Close.
Ces observations n’ont été possibles que grâce à la combinaison du système d’imagerie optique adaptative Hokupa’a de l’Université d’Hawaï, particulièrement sensible, et des performances techniques des télescopes Gemini. La sensibilité du système Hokupa’a est due au concept de détection de front d’onde de courbure développé par le Dr François Roddier. L'optique adaptative est une technologie de plus en plus cruciale qui élimine la plupart des «flous» causés par la turbulence dans l'atmosphère terrestre (c.-à-d. Le scintillement des étoiles). Pour ce faire, il ajuste rapidement la forme d'un miroir flexible spécial et plus petit pour correspondre à la turbulence locale, en fonction de la rétroaction en temps réel au système de support du miroir à partir des observations de l'étoile de faible masse. Hokupa’a peut compter des photons individuels (particules de lumière) et peut ainsi affiner avec précision même des étoiles très faibles (c.-à-d. De faible masse).
Les images d'optique adaptative dans le proche infrarouge réalisées par le télescope Gemini de 8 mètres dans cette enquête étaient deux fois plus nettes que celles qui peuvent être faites aux mêmes longueurs d'onde par le télescope spatial Hubble de 2,4 mètres en orbite autour de la Terre. Seul levé au sol de ce type, ce travail a nécessité cinq nuits sur un an avec le système Hokupa’a à Gemini North.
Il est important de noter que les distances utilisées ici sont mesurées sur le ciel. Les séparations orbitales réelles peuvent être légèrement plus grandes une fois que l'orbite complète de ces binaires sera connue à l'avenir.
Les autres membres de l'équipe scientifique sont James Liebert (Observatoire des stewards, Université de l'Arizona), Wolfgang Brandner (Observatoire européen austral, Garching, Allemagne), et Eduardo Martin et Dan Potter (Institut d'astronomie, Université d'Hawaï).
Les observations rapportées ici font partie d'une enquête en cours. Les premiers résultats des 20 premières étoiles de faible masse de notre étude ont été publiés dans le numéro du 1er mars 2002 de The Astrophysical Journal Letters vol 567 Pages L53-L57.
Les images et illustrations relatives à ce communiqué de presse sont disponibles sur Internet à l'adresse: http://www.gemini.edu/media/images_2002-7.html.
Laird Close peut être contacté au 520 / 626-5992, [protégé par e-mail], après son retour à son bureau le 28 mai.
Cette enquête a été financée en partie par l'US Air Force Office of Scientific Research et le Steward Observatory de l'Université de l'Arizona. Hokupa’a est soutenu par le groupe d’optique adaptative de l’Université d’Hawaï et la National Science Foundation.
L'Observatoire Gemini est une collaboration internationale qui a construit deux télescopes identiques de 8 mètres. Les télescopes sont situés à Mauna Kea, Hawaï (Gemini North) et Cerro Pach? N dans le centre du Chili (Gemini South), et offrent donc une couverture complète des deux hémisphères du ciel. Les deux télescopes intègrent de nouvelles technologies qui permettent à de grands miroirs relativement minces sous contrôle actif de collecter et de focaliser les rayonnements optiques et infrarouges de l'espace.
L’Observatoire Gemini fournit aux communautés astronomiques de chaque pays partenaire des installations astronomiques de pointe qui allouent du temps d’observation proportionnellement à la contribution de chaque pays. Outre un soutien financier, chaque pays apporte également d'importantes ressources scientifiques et techniques. Les agences de recherche nationales qui forment le partenariat Gemini comprennent: la US National Science Foundation (NSF), le UK Particle Physics and Astronomy Research Council (PPARC), le Canadian National Research Council (NRC), le Chilean Comisi? N Nacional de Investigaci? n Cientifica y Tecnol? gica (CONICYT), l'Australian Research Council (ARC), le Consejo Nacional de Investigaciones Cient? ficas y T? cnicas (CONICET) argentin et le Conselho Nacional de Desenvolvimento Cient? fico e Tecnol? gico (CNPq) ). L'Observatoire est géré par l'Association des universités pour la recherche en astronomie, Inc. (AURA) dans le cadre d'un accord de coopération avec la NSF. La NSF sert également d'agence exécutive pour le partenariat international.
Pour plus d'informations, consultez le site Web Gemini à: http://www.us-gemini.noao.edu/media/.
Source d'origine: communiqué de presse Gemini
