Binaire à enveloppe commune
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Une binaire à enveloppe commune (en anglais : common envelope binary) est une étoile binaire dont les deux composantes sont immergées dans une enveloppe circumstellaire de gaz qui leur est commune. Tout système binaire serré (close binary) dont une des composantes est une naine blanche, une étoile à neutrons ou un trou noir stellaire, est passé par la phase d'enveloppe commune et forme une binaire postérieure à la phase d'enveloppe commune (post-common envelope binary). C'est le cas des variables cataclysmiques contenant une naine blanche et d'objets plus exotiques tels que les binaires X contenant une étoile à neutrons ou un trou noir stellaire présumé. Ce pourrait être également le cas des variables de type FK Comae Berenices. La phase d'enveloppe commune débute lorsqu'une des étoiles du système binaire devient une géante rouge et remplit son lobe de Roche. Un transfert de masse quitte le cœur de la géante rouge et plonge son compagnon stellaire, relativement moins dense, au sein d'une enveloppe commune. Les cœurs forment alors une spirale l'un vers l'autre. Le moment angulaire et l'énergie qu'ils perdent sont transférés à l'enveloppe qui, en réponse, surgyre et éjecte de la masse. La phase d'enveloppe commune s'achève quand celle-ci disparaît, laissant apparaître un objet compact.
Enveloppe commune et binaire à contact[modifier | modifier le code]
Les binaires à enveloppe commune sont souvent confondues avec les binaires à contact. Elles en diffèrent cependant. En effet, dans le cas d'une binaire à contact, les deux composantes remplissent leurs lobes de Roche respectifs[3].
Historique[modifier | modifier le code]
La formation de binaires à enveloppe commune a été discutée, dès 1974, par Warren M. Sparks et Theodore Stecher[4], Refsdal et al.[5] et Chau et al.[6].
En 2020 les baisses de luminosité de WD 1856+534, une naine blanche appartenant à un système de trois étoiles, sont interprétées comme le transit d'une planète géante. Avec une masse pouvant atteindre 14 masses joviennes et une période orbitale d'environ 34 h, cette planète met en difficulté les modèles actuels d'évolution stellaire, et notamment ceux des binaires à enveloppe commune[7].
Notes et références[modifier | modifier le code]
- (en) Olivier Chesneau et al., « The yellow hypergiant HR 5171 A: Resolving a massive interacting binary in the common envelope phase », Astronomy and Astrophysics, vol. 563, , id. A71, 23 p. (DOI 10.1051/0004-6361/201322421, Bibcode 2014A&A...563A..71C, arXiv 1401.2628, résumé, lire en ligne [html], consulté le )
- Anaïs Parisel, « L’étoile-cacahuète : un système binaire massif en interaction » [html], sur Observatoire de la Côte d'Azur, (consulté le )
- (en) Entrée « contact binary » [html], sur Oxford Reference d'Oxford University Press [consulté le 23 mars 2015]
- (en) Warren M. Sparks et Theodore P. Stecher, « Supernova: The result of the death spiral of a white dwarf into a red giant », The Astrophysical Journal, vol. 188, , p. 149-153 (DOI 10.1086/152697, Bibcode 1974ApJ...188..149S, lire en ligne [[GIF]], consulté le ) [consulté le 23 mars 2015]
- (en) S. Refsdal, M. L. Roth et A. Weigert, « On the binary system AS Eri », Astronomy and Astrophysics, vol. 36, , p. 113-122 (Bibcode 1974A&A....36..113R, lire en ligne [[GIF]], consulté le ) [consulté le 23 mars 2015]
- (en) W. Y. Chau, R. N. Henriksen et M. E. Alexander, « Demise of a binary system », Bulletin of the Astronomical Society, vol. 6, , p. 488 (Bibcode 1974BAAS....6..488C, lire en ligne [[GIF]], consulté le ) [consulté le 23 mars 2015]
- (en) Andrew Vanderburg, Saul A. Rappaport, Siyi Xu, Ian J. M. Crossfield, Juliette C. Becker et al., « A giant planet candidate transiting a white dwarf », Nature, vol. 585, , p. 363-367 (DOI 10.1038/s41586-020-2713-y).
Liens externes[modifier | modifier le code]
- (en) Entrée « common envelope binary » [html], sur Oxford Reference d'Oxford University Press [consulté le 23 mars 2015]
