Utilisateur:7Aaron77/HR 6819

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HR 6819, aussi connu sous le nom de HD 167128 ou QV Telescopii (abrégé QV Tel), est un système stellaire triple dans la constellation du Téléscope (une constellation de l'hémisphère céleste sud), dans le coin sud-ouest de cette constellation, près de sa frontière avec la constellation du Paon et la constellation de l'Autel. À l'œil nu, le système paraît être une étoile variable, faiblement visible, avec une magnitude apparente qui varie entre 5,32 et 5,39 au plus bas. Le système est à 1 120 années-lumières du Soleil, et s'en éloigne à une vitesse de 9,4 km/s. Une étude de mai 2020 a indiqué que ce système contient un trou noir, faisant de ce dernier le plus proche trou noir connu et le premier situé dans un système stellaire visible à l'œil nu. En raison de sa position dans le ciel, il n'est visible que par des observateurs au sud du 33e parallèle nord.

Nomenclature[modifier | modifier le code]

HR 6819 est la désignation du catalogue Bright Star pour cette étoile. Elle a par ailleurs la désignation HD 167128 dans le catalogue Henry Draper et la désignation HIP 89605 dans le catalogue Hipparcos[1]. Étant donné que sa luminosité varie, elle a reçu la désignation d'étoile variable QV Telescopii, indiquant qu'il s'agit de la 330e étoile variable attestée (exceptées les étoiles avec une désignation de Bayer) dans la constellation Telescopium[2].

Système[modifier | modifier le code]

Image grand champ de QV   Telescopii (au centre) dans la constellation du Télescope

HR 6819 est un système stellaire hiérarchique triple, contenant une étoile Be classique, qui a une orbite large, de période inconnue, autour d'un système binaire interne, d'une période de 40,3 jours, une étoile de type spectral B3 III et un trou noir n'émettant pas (sans disque d'accrétion) (≥ 5 ± 0,4 M☉ étant la masse de ce trou noir en masse solaire), désigné Ab[3].

HR 6819 était considéré comme une seule étoile[4], jusqu'à ce qu'en 2009 l'astronome Monika Maintz conclue que le spectre contenait les signatures de deux étoiles. Cependant, les observations limitées empêchaient une analyse approfondie. Cette analyse a pu avoir lieu après des mesures de vitesse radiale plus approfondies par Thomas Rivinius et ses collègues, suggérant la présence d'un trou noir de masse stellaire invisible dans le système[3]. Bien que le système HR 6819 ait été décrit comme faisant partie de l'association Sco OB2 d'étoiles co-mobiles[5], il a été suggéré plus récemment qu'il s'agissait d'un système plus ancien et ne faisant pas partie de cette association[3].

Le spectre d'HR 6819 contient à la fois des raies étroites et des raies larges. Les raies larges proviennent de l'étoile Be à rotation rapide, tandis que les lignes étroites proviennent d'une géante de classe B à rotation plus lente. Les variations de vitesse radiale des raies indiquent que la géante de classe B a une orbite de 40 jours, mais pas avec l'étoile Be. En conséquence, il y a un troisième corps, invisible, dans le système, ce troisième corps étant l'autre composant de l'orbite de 40 jours. L'analyse des paramètres orbitaux suggère que le troisième corps est suffisamment massif pour ne pouvoir être qu'un trou noir[3].

QV Tel Aa[modifier | modifier le code]

Désignée Aa, le principal composant stellaire interne est une étoile géante bleue B3 III. Elle a une masse d'environ 6 masses solaires. Elle forme un système binaire avec le trou noir, d'une période de 40,3 jours[3].

Le type spectral du composant Aa est bien défini, à environ B3, à partir des raies étroites distinctes dans le spectre composite. La comparaison de différentes raies spectrales indique que l'étoile est une étoile géante avec une température de 16 à 18 kK. La masse probable d'une telle étoile est de 6.3 M☉, et certainement pas moins de 5 M☉[3].

QV Tel Ab (trou noir)[modifier | modifier le code]

Vue d'artiste des orbites d'HR 6819 (QV Tél) système stellaire hiérarchique triple, le trou noir (orbite rouge) étant dans le système binaire intérieur

Les mesures de la vitesse radiale de la composante interne en 2020 ont suggéré la présence d'un compagnon invisible massif, qui est supposé être un trou noir[3]. Étant à 1 120 années-lumières du Soleil, cela en ferait le plus proche trou noir connu du Soleil et le premier et seul trou noir connu dans un système stellaire visible à l'œil nu, à une magnitude apparente de 5,36, ce qui en fait l'un des 2 000 systèmes stellaires les plus brillants[6]. Le trou noir n'est pas détecté dans le spectre et aucun rayon X n'a été observé, il est donc présumé qu'il ne possède pas de disque d'accrétion[3].

Le mouvement orbital de la géante bleue visible montre que la composante invisible Ab a une masse minimale presque aussi grande que la composante Aa. Pour la masse minimale 5 M☉ du composant Aa, cela signifie une masse minimale de 4.2 M☉. Si l'inclinaison de l'orbite n'est pas vue de profil, alors la véritable masse sera plus élevée. Toute étoile ayant une masse aussi élevée serait facilement détectable dans le spectre et les objets qui pourraient être indétectables, tels que les étoiles à neutrons, ne peuvent pas être aussi massifs. Par conséquent, l'objet est présumé être un trou noir[3].

QV Tel B[modifier | modifier le code]

Le deuxième composant stellaire, externe, désigné par B, est une étoile de type Be avec le type spectral B3IIIpe[7]. Le suffixe «e» indique les raies d'émission dans son spectre. C'est une étoile bleu-blanc en rotation rapide avec un disque chaud de gaz décrété qui l'entoure[8]. Samus et al. (2017) listent cette étoile comme variable, bien qu'elle ne soit pas vraiment du type Gamma Cassiopeiae[2]. Il est estimé qu'elle a 50 millions d'années[9], avec une vitesse rotationnelle projetée de 50 km/s[10].

Les raies d'émission dans le spectre sont fortes, mais les raies d'absorption de l'étoile Be sont faibles, donc le type spectral exact est difficile à déterminer. Dans l'ensemble, la classe spectrale est similaire à la géante bleue intérieure du système, mais la faiblesse relative de certaines raies dépendant de la luminosité suggère qu'il s'agit d'une étoile de la séquence principale. Elle semble être légèrement plus chaude et légèrement moins lumineuse que l'étoile géante intérieure, mais ses propriétés exactes sont difficiles à déterminer en raison de sa rotation rapide, de la faiblesse des lignes d'absorption et de la présence de fortes lignes d'émission provenant du disque[3].

Voir aussi[modifier | modifier le code]

  • LB-1, un système binaire avec une étoile et un trou noir sans disque d'accrétion[3].

Références[modifier | modifier le code]


  1. ↑ (en) « HD 167128 », sur sim-basic (consulté le )
  2. ↑ a et b (en) N. N. Samus’, E. V. Kazarovets, O. V. Durlevich et N. N. Kireeva, « General catalogue of variable stars: Version GCVS 5.1 », Astronomy Reports, vol. 61, no 1,‎ , p. 80–88 (ISSN 1063-7729 et 1562-6881, DOI 10.1134/S1063772917010085, lire en ligne)
  3. ↑ a b c d e f g h i j et k (en) Th. Rivinius, D. Baade, P. Hadrava et M. Heida, « A naked-eye triple system with a nonaccreting black hole in the inner binary », Astronomy & Astrophysics, vol. 637,‎ , p. L3 (ISSN 0004-6361 et 1432-0746, DOI 10.1051/0004-6361/202038020, lire en ligne)
  4. ↑ (en) P. P. Eggleton et A. A. Tokovinin, « A catalogue of multiplicity among bright stellar systems », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 389, no 2,‎ , p. 869–879 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x, lire en ligne)
  5. ↑ (en) A. G. A. Brown et W. Verschueren, « High S/N Echelle spectroscopy in young stellar groups. II. Rotational velocities of early-type stars in SCO OB2. », A&A, vol. 319,‎ , p. 811–838 (ISSN 0004-6361, lire en ligne)
  6. ↑ (en) E. Anderson et Ch. Francis, « XHIP: An extended hipparcos compilation », Astronomy Letters, vol. 38, no 5,‎ , p. 331–346 (ISSN 1063-7737 et 1562-6873, DOI 10.1134/S1063773712050015, lire en ligne)
  7. ↑ (en) W. A. Hiltner, R. F. Garrison et R. E. Schild, « MK Spectral Types for Bright Southern OB Stars », The Astrophysical Journal, vol. 157,‎ , p. 313 (ISSN 0004-637X et 1538-4357, DOI 10.1086/150069, lire en ligne)
  8. ↑ (en) M. Jaschek et D. Egret, « Catalog of Be stars. », IAUS, vol. 98,‎ , p. 261 (ISSN 1743-9221, lire en ligne)
  9. ↑ (en) N. Tetzlaff, R. Neuhäuser et M. M. Hohle, « A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun: Catalogue of young runaway stars », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 410, no 1,‎ , p. 190–200 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x, lire en ligne)
  10. ↑ (en) C Arcos, S Kanaan, J Chávez et L Vanzi, « Stellar parameters and H α line profile variability of Be stars in the BeSOS survey », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 474, no 4,‎ , p. 5287–5299 (ISSN 0035-8711 et 1365-2966, DOI 10.1093/mnras/stx3075, lire en ligne)

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