GW Orionis : trois étoiles, trois anneaux et des planètes
2022-2023 - 97 x 130 cm - huile sur toile - 6000 €
GW Orionis : three stars, three rings and planets
2022-2023 - 97 x 130 cm - oil on canvas
Détails
GW Orionis : three stars, three rings and planets
We are aboard a huge spaceship of the future, leaving our Solar System for an interstellar journey to the GW Orionis star, a star system located northeast of the star Meïssa in Orion Constellation. After 1’300 years of cruising at the speed of lignt, our offsprings, born aboard the ship, finally reach GW Orionis.
As they approach, three enormous discs of gas and dust surrounding the three GW Orionis stars unfold before them. Let’s discover this star system on the canvas. GW Orionis is a three-star hierarchical system, with a spectroscopic binary composed of stars A and B with a separation of around one astronomic unit, as well as a third, a little farther away companion, at a distance of around 8 astronomical units.
Here are the characteristics of the three stars composing this system.
GW Orionis A: it is a yellow star of spectral type G5V, its mass corresponds to 2.74 times that of the Sun, its radius corresponds to 2.54 solar radii, and its temperature is 5 780 K°.
GW Orionis B: it is a yellow star of spectral type G8V, its mass corresponds to 1.65 times that of the Sun. Its radius corresponds to 1.65 solar radii and its temperature is 5 250 K°.
GW Orionis C: it is an orange star of spectral type K0V, its mass corresponds to 0.88 times that of the Sun. Its radius corresponds to 0.86 solar radii.
The GW Ori three-star system appears at the center of the painting: GW Ori A and GW Ori B consist of a spectroscopic binary, with the third companion located some 8 astronomical units from the other two.
Let’s take a look at the three rings of dust on the artwork.
The first ring in ochre-brown extends from 46 astronomical units to around 100 astronomical units from the three central stars, and its mass is estimated at around 74 Earth masses.
The second ring, on the left shown as the outer ring or middle dust ring, appears in grey color, from 188 ua, shown on the left hand and right-hand side beyond the first inner ring (which is in brown). It is inclined at 35 degrees to the orbital plane of the three stars. It has a dust mass of 168 M.terrestre, shown «dust mass 168 M.terrestre» on the lower part of the ring (left side).
The third ring, indicated at the bottom left outer ring 3, as well as at the right as «outer dust ring, 40 ° inclination» has a dust mass of 245 Earth masses, indicated on the lower left and right hand side («ring 3 245 M.terrestre»). It is inclined at 40 degrees to the orbital plane of the three central stars.
What are the explanations for these misaligned rings?
Several international teams of astrophysicists are working on the subject, including the team led by Professor Stefan Kraus at the University of Exeter, UK and the ESO team. Thanks to the SPHERE instrument installed on the VLT, the researchers have been able to catch sight of for the very first time, the shadow cast by the inner ring on the rest of the disc. They were able to establish a close link between the observed inclinations and the theoretical effect of the disc tearing, their simulations showing that the inclination of the orbits ot the three stars could cause the break.
« […] As the system evolves, the stars interact dynamically with each other and with the surrounding disk of gas as and dust, which holds material that could either accrete onto the stars or form planets.
[…]
The GW Ori system consists of a close [1.2 astronomical units (au)] binary with a -242-day period […] [concerning] (stars GW Ori A and GW Ori B) [...] and a third star that orbits in ~ 11 years at ~ 8 au separation. [...] The orbits of the inner pair (A-B) and the tertiary (AB-C) are tilted 13,9° ± 1.1° fr from each other.
[…]
We imaged the system using submillimeter and near-infrared interferometry, which trace thermal dust emission, and using visible and near-infrared adaptive-optics imaging polarimetry, which trace scattered light. These observations allow us to constrain the dust distribution in the system. […] The cold dust (down to nearly 10 K dust temperature, traced by 1,3 mm continuum emmission), is arranged in three rings.
[...]
Our infrared polarimetric images show asymetric scattered light extending from ~ 50 to 500 au. [...]
The outer rings R1 and R2 are closely aligned with respect to each other but strongly misaligned with the orbital plane of the stars. [...] Several physical mechanisms could have produced this misalignment, including turbulent disk fragmentation1, perturbation by other stars in a stellar cluster2, the capture of disk material during a stellar flyby3, or the infall of material with a different angular momentum vector from that of the gas that formed the stars4. The innermost ring R3 is strongly misaligned with both the outer disk and the orbits because of dynamical interaction with the inner mutiple system.
[…]
[According to our three-dimensional model,] the warped part of the disk facing away from Earth is located southeast of the stars and is fully illuminated by them. [...] The opposite side of the warped disk, located northwest of the stars, is facing toward Earth, so only the outer surface is visible [...] Absorption due to dust in the warped disk reduces the illumination on the northwestern side
[…]
The eastern side of ring R3 is tilted away from us, which is consistent with emission from warm (~ 70 K°) molecular gas that we detected at the inner surface of the ring
[…]
There are similarities between our observations and the predicted synthetic images5, including a misaligned and eccentric ring in submillimeter emission and an azimuthal asymmetry in scattered light with sharply defined shadows. The model eccentricity of ring R3 matches the prediction that the dynamical perturbation by the stars should induce oscillations in the orbital inclination and eccentricity of broken rings
[...]
This suggests that ring R3 in the GW Orionis system formed by disk tearing. The SPH simulation also forms a low-density warped disk, whose properties and spatial orientation broadly resemble the disk warp in our scattered light model
[…]
Alternatively, the dust gap might coincide with a lower gas density, which could be due to undetected planets within the gap, or disk-tearing effects occurring further out in the disk. [...]
Some hydrodynamic simulations of misaligned multiple stars found that disk tearing can result in a set of multiple nested rings [...] or dust pile-up in warped disk regions
[...]
Our results show that disk tearing occurs in young multiple-star systems and that it is a viable mechanism to procuce warped disks and misaligned disk rings that can precess around the inner binary. By transporting material out of the disk plane, the disk-tearing effect could provide a mechanism for forming planets on oblique or retrograde orbits
[…]
We found that disk tearing can induce large misalignments in a disk, which emerge sufficiently quickly to influence the planet-formation process. The broken ring R3 contains ~30 Earth masses in dust, […] which could suffice for planet formation to occur. Long-period planets on highly oblique orbits could form from rings around misaligned multiple systems.»6
Let’s go back to the artwork: between 100 and 150 astronomical units from the three central stars, where the gas giant, symbolised many times in its orbit, evolves. We could imagine that the ochre-brown inner ring, which contains at least 30 Earth masses of dust, may have led to the formation of several planets.
Jiaquing Bi from University of Victoria in Canada also explains: «We believe that the presence of a planet between the rings is required to understand why the ring was torn apart»7.
Let’s look at the painting again: crossing the three disks of dust, long blue streaks appear, within which numerous comets evolve, surrounded and followed bu small white grains symbolising ice. There must be a lot of comets orbiting the three stars, some of them perhaps squeezing in between the two stars of the spectroscopic binary and the orange-coloured star a little further away, the comets then head off in another direction, caught by the attraction of one of the three stars.
In the painting, the massive planet depicted during its revolution is said to orbit at a distance of between 74 and 150 astronomical units from the three central stars. The small yellow arrows symbolise its oscillations, either inwards as it is attracted by the three stars, or outwards as it is influenced by the two massive outer rings.
«[…] In this section, we carry out SPH simulations with a planet that is initially coplanar with repect to the disc. Both the disc and the planet begin misaligned to the binary orbital plane.
[…]
The initial planet evolution is dominated by the binary as it begins to undergo a tilt oscillation due to the binary eccentricity (e.g., Smallwood et al.2019). Once the planet tilt evolves out of the plane of the disc, the torque from the planet is no longer strong enough to maintain the gap. Viscous spreading of the disc occurs on a fast time-scale. […] The gap has dissipated due to the faster disc spreading coupled with the misalignment of the planet to the disc. [...] In circumbinary discs around circular binaries, the planet tends to be closer to the binary orbital plane as a result of planet-disc interactions (Pierens & Nelson 2018).
[...]
Similar to the thick disc case, the planet becomes misaligned to the plane of the disc. The evolution of the inner ring, centered at 47 au (black lines), is dominated by tilt oscillations that are primarily driven by the outer disc. [...] The evolution of both are dominated by the massive outer disc part since their inclinations are lower than the outer disc (e.g. Pierens & Nelson 2018). The middle (188 au) and outer (337 au) portions of the disc show evolutionary changes (decrease in inclination), due to binary-disc alignment.
[…]
Since this simulation has a lower disc aspect ratio than the simulation describe in the previous paragraph, the viscous spreading of the disc in to the planet gap is slower that allows the planet to break the disc. […] the pre-carved gap is centered at 100 ua) and the disc evolution at a time t = 230Pplanet). The formation of a 1 Mj planet in the disc is able to maintain a long lived strongly warped disc structure
[...]
The disc is esentially broken and this break propagates outwards to about 150 ua at a time t = 100 Pplanet. At a t = 180 Pplanet the break has propagated to the outer regions of the disc and slowly dissipates. [...]»8.
The artwork shows the planet moving around its orbit many times in small ochre balls, stretching the inner disc to around 150 astronomical units. Its orbital inclination oscillates constantly towards the inside or outside of the disc.
«[…] After t = 180 Pplanet the intial break has been fully dissipated, however, the 1Mj planet is close to coplanar to the disc and it begins to open a new gap […] at t = 230Pplanet. [...]»9.
The wording «230 Pplanet» appears twice on the artwork in the section above the inner ring: the latter, in ochre-brown, is more eccentric than the two outer rings in grey and blue.
«[…] At t = 230 Pplanet the inner regions of the disc have a larger eccentricity than the outer parts of the disc. From observations, the inner ring is more eccentric that the middle and outer rings. [...]
The planet mass increases significantly after t = 200 Pplanet, which corresponds to the time the planet has realigned with the disc.
[…]
their disc is initially set up orbits a single mass of 5.26M⊙, which is the mass of the total triple star system. [...] the central mass is replaced with the three stars and the disc is reoriented on the center of mass of the system and inclined by 38° relative to the plane of the (AB)-C orbit.
[…]
The results of their simulation showed an inner ring break off from the outer disc [...], with an eccentricity measured [...] ~ 0.15
[...]
The disc that is in the bending wave regime, α= 0.01, has no signs of disc breaking. In the wave-like regime, the communication throughout the disc is rapid and allows the disc to maintain a coherent disc-like structure while the diffusive disc cases break [...]»10.
On the artwork, stretching the internal disc by up to 150 astronomical units can cause it to break. In the outer disc, there is another small deformation towards the bottom left, marked «a small warp » between the two outer discs in grey and blue.
« The results of the simulations […] shows that if a planet forms in a misaligned disc and is massive enough to carve a gap, it can lead to an effectively broken disc. The inner disc precesses faster than the viscous spreading […] and so the disc parts remain misaligned [...]
This process may repeat istself – if the planet becomes misaligned again, the break will propagate outward with the warp and dissipate until the planet’s tilt oscillates back to a coplanar orientation with repect to the disc. The planet will then carve another gap, and so on. Each time the planet becomes aligned with the disc, the mass of the planet increases. […] the planet mass increases significantly after t = 200 Pplanet, which corresponds to the time the planet has realigned with the disc. This implies that planets formed in a misaligned disc may become more massive than planets formed within a coplanar disc if they are able to carve multiple gaps in the disc due to their evolution where they become misaligned to the disc and later realigned.
The proposed inclined planet in GW Ori may be difficult to observe. Planets at large separations are more difficult to detect than giant planets at small separations. [...] Moreover, the occurrence rate of directly imaged Nielsen L. D., et al., 2019giant planets is on the order of 10% (Galicher et al. 2016 ; Meshkat et al. 2017; Nielsen et al. 2019; Baron et al. 2019).
[…]
Furthermore, Kraus et al (2020) presented SPHERE and GPI coronagraphic-polarimetric observations of GW Ori. They are best suited to reveal disc structures by exploiting the fact that direct starlight is not polarized but scattered light from the disc is.
[…]
the observations by Bi et al (2020) are of the dust in the gas disc. Dust particles undergo various degrees of coupling depending on their Stokes number (e.g. Birnstiel et al. 2010). Initially well coupled dust grains grow, over time, to highter Stokes number and gradually decouple from the gas disc. If significant decoupling occurs in a misaligned disc, the dust particle orbits may evolve independently of the gas disc due to differential precession and the dust structure will not maintain its coherent structure (e.g. Nesvold et al. 2016 ; Aly and Lodato 2020). As the disc rings in GW Ori are observed as coherent structures, the dust must be well coupled to the gas, justifying our use of gas-only simulations to infer the observed structures. We assume that there are two distinct rings in the GW Ori system, ring 1 and rings 23. The individual rings 2 and 3 have similar inclination and phase angle which suggest that they are not broken but ae instead mildly warped. An additional planet located at 100 au is able to explain the misalignment between rings 1 and 23. Such a low-mass planet may be able to explain the warping in the outer rings 23 but we note there are also alternative scenarios that do not require planets that could explain the separation between the outer dust rings (e.g., Flock et al. 2015; Dullemond et al. 2018; Suriano et al. 2018, 2019 ; Riols and Lesur 2019; Tominaga et al. 2020).»11.
On the painting, the two very massive outer rings are filled with gas and dust in small white and bluish dots, sprinkled with little star-shaped icicles. We are a long way from the three central stars, and it is so cold ! As Alexander Kreplin of Exeter University hypothesized, an unknown population of planets could be orbiting on oblique and inclined trajectories: these planets are symbolized inside the two outer rings. They are probably gas giants, still covered in the clouds of dust and gas from which they have just formed.
Concerning planets in distant orbits, how many years can we imagine for a revolution around the three central stars, a thousand years, two thousand years, or maybe more ?
«A possible mechanism to produce gaps and misalignment in the GW Ori disc may be due to the presence of planets. High-mass planets exert a tidal torque that overpowers the local viscous torque and form a gap in the gas (Papaloizou & Lin 1984; Bryden et al. 1999). In Section 4.4, we showed that a giant planet that forms initially coplanar to the disc can produce a strong warp, if the disc is sufficiently thin. Therefore, the misalignment between the inner and middle rings in GW Ori may be caused by the presence of planets. However, if the disc aspect ratio is larger, the presence of the dust gaps in GW Ori must be produced by a low mass planet that is well coupled to the gas disc.
[...]
If misaligned planets are present around the hierarchical triple star system, they would be difficult to detect. […] When a giant planet is formed within a misaligned disc, the torque from the binary prevents the planet from remaining coplanar to the binary orbital plane (Lubow and Martin 2016 ; Martin et al. 2016; Pierens and Nelson 2018). The probability of detecting inclined planets through the transit method is lower than coplanar planets. Follow-up observations have revealed that ~ 2.5% of planets are in triple and multiple systems (Roell et al. 2012 ; Fragione et al. 2019). However, no planet in a circumtriple orbit has been detected. If a planet (or planets) are the cause of the dust gaps in the circumtriple disc around GW Ori, then they would be the first circumtriple planet(s).
[...]
We have examined the origin of the coherent dust structures around the GW Ori hierarchical triple system.
[…] Our results show that the break in the GW Ori circumtriple disc is not caused by the triple star system.
We present an alternative scenario to explain the origin of the dust rings in GW Ori, using a planet (or planets). We find that an initially massive planet can continuously open a gap within a thin disc as the planet’s tilt oscillates in and out of the disc plane.
[…]
Therefore, the disc breaking must be caused by undetected planets, which would be the first planets in a circumtriple orbit.»12.
Nous sommes à bord d’un immense vaisseau spatial du futur, nous quittons notre système solaire pour un voyage à destination de l’étoile GW Orionis, un système stellaire situé au nord est de l’étoile Meissa dans la constellation d’Orion. Après 1300 ans de traversée à la vitesse de la lumière, nos descendants nés à bord du vaisseau atteignent enfin GW Orionis.
Ils approchent, devant eux se déploient les trois énormes disques de gaz et de poussière entourant les trois étoiles GW Orionis. Découvrons ce système stellaire sur la toile : GW Orionis est un système hiérarchique à trois étoiles, avec une binaire spectroscopique composée des étoiles A et B à une séparation d’environ une unité astronomique, ainsi qu’un troisième compagnon stellaire, un peu plus éloigné, à une distance d’environ 8 ua.
Voici les caractéristiques des trois étoiles composant ce système :
GW Orionis A : c’est une étoile jaune de type spectral G5V, sa masse correspond à 2,74 fois la masse du Soleil, son rayon correspond à 2,54 rayon solaire, sa température s’élève à 5780 K°.
GW Orionis B : c’est une étoile jaune de type spectral G8V, sa masse correspond à 1,65 fois la masse du Soleil, son rayon correspond à 1,65 rayon solaire, sa température s’élève à 5250 K.
GW Orionis C : c’est une étoile orange de type spectral K0V, sa masse correspond à 0,88 fois la masse du Soleil, son rayon correspond à 0,86 rayon solaire.
GW Orionis : anneaux circumtriples et planètes : Jeremy L. Smallwood :
Le système à trois étoiles GW Ori apparaît au centre de l’oeuvre : GW Ori A et GW Ori B consistent en une binaire spectroscopique, le 3ème compagnon GW Ori C est situé à environ 8 ua des deux autres.
La poussière observée dans le triple disque protoplanétaire entourant le système s’étend jusqu’à 400 ua., alors que le gaz s’étend plus loin jusqu’à environ 1300 ua.
Bi et al (2020) ont observé avec ALMA le disque protoplanétaire de GW Ori et ont indentifié trois anneaux de poussière à un rayon d’’environ 46, 188 et 338 ua, respectivement, des trois étoiles.
GW Ori : circumtriple rings and planets : Jeremy L. Smallwood : GW Ori est un système d’étoiles triple : les deux étoiles GW Ori A et GW Ori B consistent en une binaire spectroscopique à une séparation d’environ 1 unité astronomique, le 3ème compagnon GW Ori C est situé à environ 8 unités astronomiques des deux autres.
Observons les trois anneaux de poussière sur l’œuvre :
Le premier anneau en coloris ocre-marron s’étend de 46 ua à environ 100 ua des trois étoiles centrales, sa masse est estimée à environ 74 M.terrestre.
Le deuxième anneau noté à gauche outer ring 2 ou middle dust ring, apparaît en coloris gris à partir de 188 ua, mentionné à gauche et à droite au-delà du premier anneau interne en coloris marron. Il est incliné de 35° par rapport au plan orbital des trois étoiles. Il contient une masse de poussière de 168 M.terrestre, notée « dust mass 168 M.terrestre » en bas de l’anneau et à gauche.
Le troisième anneau, à partir de 338 ua et mentionné en bas à gauche outer ring 3 ainsi qu’à droite « outer dust ring, 40° inclination », possède une masse de poussière de 245 M.terrestre notée en bas à gauche et à droite : « ring3 245 M.terrrestre » il est incliné de 40° par rapport au plan orbital des trois étoiles centrales noté à droite.
Les résultats suggèrent que l’anneau 1 en coloris ocre-marron, incliné de seulement 11°, est proche d’un plan coplanaire avec les étoiles A-B-C, alors que les anneaux 2 et 3 sont mal alignés, mais proches d’un état coplanaire l’un avec l’autre. L’ensemble du disque semble se déplacer dans le sens des aiguilles d’une montre, dans la même direction orbitale,
Quelles explications pour ces anneaux mal alignés ?
Plusieurs équipes internationales d’astrophysiciens travaillent sur le sujet :
L’équipe du Professeur Stefan Kraus de L’Université d’Exeter Royaume Uni ainsi que l’équipe de l’ESO : les chercheurs, grâce à l’instrument SPHERE installé sur le VLT, ont aperçu pour la toute première fois, l’ombre projetée par l’anneau interne sur le reste du disque. Ils en ont déduit la forme tridimensionnelle de l’anneau et du disque dans son ensemble ; ils ont pu établir un lien étroit entre les inclinaisons observées et l’effet théorique du déchirement du disque, leurs simulations ont montré que l’inclinaison des orbites des trois étoiles pouvait causer la brisure.
Un système d’étoiles triples avec un disque circumstellaire désaligné et déformé par déchirure du disque : Stefan Kraus Alexander Kreplin, Alison K. Young….. :
A triple-star system with a misaligned and warped circumstellar disk shaped by disk tearing :
Alors que le système évolue, les étoiles interagissent entre elles et avec le disque environnant de gaz et de poussière, ce qui conduit le matériau à une accrétion autour des étoiles ou à la formation de planètes. Le système GW Ori consiste en en une binaire proche de 1,2 unités astronomiques avec une période de 242 jours pour les étoiles GW Ori A et GW Ori B ainsi qu’en une troisième étoile, GW Ori C, qui orbite en environ 11 ans à une séparation de 8 unités astronomiques. L’orbite de la paire intérieure (A-B) avec celle de la troisième étoile (AB-C) sont inclinées de 13,9° l’une par rapport à l’autre.
Nous avons imagé le système en utilisant l’interférométrie submillimétrique et proche-infrarouge, ce qui indique l’émission de poussière thermale, et en utilisant l’optique adaptative en visible et proche-infrarouge imageant la polarimétrie, ce qui indique la lumière diffusée. Ces observations nous permettent de construire la distribution de poussière dans ce système. La poussière froide (en dessous de 10 K°, est distribuée en trois anneaux.
Nos images infra-rouges polarimétriques montre une lumière diffusée de façon asymétrique s’étendant à environ 50 au jusqu’à environ 500 ua.
Les deux anneaux extérieurs sont dans un alignement proche l’un par rapport à l’autre, mais fortement désalignés du plan orbital des étoiles. Plusieurs mécanismes physiques pourraient avoir engendré ce désalignement, incluant une fragmentation d’un disque turbulent, une perturbation par d’autres étoiles provenant d’un amas, la capture du matériau à l’intérieur du disque durant un survol stellaire, ou encore la retombée intérieure du matériau provenant du gaz qui a formé les étoiles. L’anneau intérieur est fortement désaligné des disques extérieurs et de leurs orbites en raison d’interaction avec le système intérieur d’étoiles multiples.
Selon nos modèles, la partie déformée du disque qui fait face à la Terre est située au sud-est des étoiles et est entièrement éclairée par elles. La partie opposée du disque déformé, située au nord-ouest des étoiles, est orientée vers la Terre, de sorte que seule la surface extérieure est visible. L’absorption due à la poussière dans le disque déformé réduit l’illumination du côté nord-ouest.
p 2 : Le côté est de l’anneau interne 3 est incliné loin de nous, ce qui est cohérent avec l’émission de gaz moléculaire chaud que nous avons détecté à la surface interne de l’anneau.
Il existe des similitudes entre nos observations et les images prédites, notamment un anneau excentrique et mal aligné dans l’émission submillimétrique et une asymétrie azimutale dans la lumière diffusée avec des ombres bien définies.
Le modèle sur l’excentricité de l’anneau R3 s’accorde avec la prédiction selon laquelle la perturbation dynamique par les étoiles devrait engendrer des oscillations dans l’inclinaison orbitale et l’excentricité des anneaux brisés.
p 3 : La taille de l’anneau intérieur R3 suggère que cette région du disque est susceptible de se déchirer. P 4 : nous proposons donc une formation de l’anneau intérieur du système GW Orionis par déchirure du disque.
P 4 : L’origine de la lacune entre les deux anneaux extérieurs de poussière: le vide entre les poussières pourrait coïncider avec une densité de gaz plus faible, qui pourrait être due à la présence de planètes non détectées à travers la lacune, ou bien à des effets de déchirement de disque se produisant un peu plus loin dans le disque.
P 4 : Certaines simulations hydrodynamiques d’étoiles multiples non alignées ont montré que la déchirure du disque peut entraîner un ensemble d’anneaux multiples imbriqués, ou bien un amoncellement de poussières dans les régions déformées du disque.
Nos résultats montrent que la déchirure du disque se produit dans de jeunes systèmes à étoiles multiples et qu’il s’agit d’un mécanisme viable pour produire des anneaux de disque déformés. En transportant de la matière hors du plan du disque, l’effet de déchirement du disque pourrait fournir un mécanisme pour la formation de planètes sur des orbites obliques ou rétrogrades. Nous avons constaté que la déchirure du disque peut conduire à des désalignements importants dans un disque, qui émergent suffisamment rapidement pour influencer le processus de formation des planètes. L’anneau interne déchiré contient environ 30 masses terrestres de poussière, ce qui pourrait suffire à la formation d’une planète. Des planètes à longue période sur des orbites fortement obliques pourraient se former à partir d’anneaux désalignés autour de systèmes multiples.
Revenons sur l’œuvre entre 100 et 150 unités astronomiques des trois étoiles centrales où la géante gazeuse, symbolisée à de nombreuses reprises, évolue sur son orbite. l’anneau interne en coloris ocre-marron contenant au moins 30 masses terrestre de poussière, on pourrait aussi imaginer qu’il a pu conduire à la formation de plusieurs planètes.
Alexander Kreplin de l’Université d’Exeter, par ailleurs membre de l’équipe précise : « Toute planète formée au sein de l’anneau incliné sera caractérisée par une orbite fortement inclinée autour de l’étoile. Nous estimons être en mesure de découvrir à l’avenir de nombreuses planètes décrivant des orbites obliques, très éloignées, dans le cadre de campagnes d’imagerie planétaire menées grâce à l’ELT. Une population encore inconnue d’exoplanètes pourrait orbiter autour d’étoiles sur des trajectoires particulièrement inclinées et distantes ».
Jiaquing Bi de l’Université de Victoria au Canada précise lui aussi : « Nous pensons que la présence d’une planète entre les anneaux est requise pour comprendre les raisons du déchirement de l’anneau ».
Revenons sur l’œuvre : traversant les trois disques de poussières, apparaissent de longues traînées bleues à l’intérieur desquelles évoluent de nombreuses comètes entourées et suivies de petits grains blancs symbolisant la glace ; ces nuées de comètes doivent être nombreuses à venir tourner autour des trois étoiles, certaines se faufilent peut-être entre les deux étoiles de la binaire spectroscopique et l’étoile en coloris orangé un peu plus éloignée, puis les comètes partent ensuite dans une autre direction prises par l’attraction d’une des trois étoiles.
GW Ori : circumtriple rings and planets : Jeremy L. Smallwood, Rebecca Nealon, Cheng Chen, Rebecca G. Martin, Jiaquing Bi, Ruobing Dong and Christophe Pinte :
L’équipe de Jeremy Smallwood : les effets d’une planète géante :
Voyons sur l’œuvre : une planète géante, située à environ 100 ua des trois étoiles centrales et représentée au bord du premier disque en coloris marron, pourrait étirer ce disque central jusqu’à 150 ua.
« Une rupture dans le disque de gaz peut être provoquée soit par le système à trois étoiles, soit par une planète suffisamment massive pour creuser une brèche dans le disque. Nous suggérons que la présence d’une planète massive (ou de plusieurs planètes) sépare le disque interne et le disque externe.
Sur l’œuvre, la planète massive est représentée de nombreuses fois au cours de sa révolution autour des trois étoiles, son orbite se situerait entre 74 et 150 unités astronomiques dans le disque interne en coloris ocre. Les petites flèches jaunes symbolisent ses oscillations, soit vers l’intérieur car elle subit l’attraction des trois étoiles, soit vers l’extérieur car elle est influencée par les deux disques extérieurs massifs et inclinés.
P 5 : 4.1 Simulations hydrodynamiques de trois étoiles : Comparaison des résultats et des calculs par la modélisation d’un système stellaire triple comme un système stellaire binaire à l’aide de simulations hydrodynamiques. Nous n’avons aucune preuve de la déchirure du disque due aux forces de marée de l’étoile triple ou de l’étoile binaire. Les profils de densité de surface à tout moment pour les deux disques sont lisses, confirmant qu’aucun des deux disques n’est cassé.
Les effets d’une planète géante p 8-9 / 4.4 : « Dans cette section, nous effectuons des simulations SPH avec une planète initialement coplanaire par rapport au disque. Puis le disque et la planète commencent à se trouver désalignés du plan orbital binaire. L’évolution initiale de la planète est dominée par le système à trois étoiles alors que commence une oscillation de son inclinaison. La planète évolue hors du plan du disque, le couple avec la planète n’est plus assez fort pour maintenir l’écart. Une dispersion visqueuse du disque se produit sur une échelle de temps rapide. »
p 8 : L’écart s’est dissipé en raison de l’élargissement plus rapide du disque associé au désalignement de la planète par rapport au disque. Des oscillations séculaires de l’inclinaison planète disque se produisent dans les disques des binaires.
Comme dans le cas de disques épais, la planète devient désalignée par rapport au plan du disque. L’évolution du disque interne, située autour de 47 unités astronomiques, est dominée par des oscillations de l’inclinaison qui sont tout d’abord engendrées par le disque externe. La planète et le disque interne conduisent à des oscillations d’inclinaison influencées par le disque externe. La planète et l’anneau interne du disque subissent des oscillations d’inclinaison qui sont engendrées par le disque extérieur. L’évolution des deux est dominée par la partie massive du disque externe puisque leur inclinaison est plus faible que celle du disque externe. Les portions des disques externes situées à 188 ua et à 337 ua montrent des changements d’évolution, avec une baisse d’inclinaison due à l’alignement du disque binaire.
Page 8-9 : Comme cette simulation présente un rapport d’aspect du disque plus faible que les simulations décrites dans le paragraphe précédent, la viscosité du disque s’accroît plus lentement, ce qui permet à la planète de briser le disque.
Page 9 : le creux engendré par la planète se situe à environ 100 ua. et le disque évolue au rythme de 230 périodes planétaires. La formation d’une planète semblable à Jupiter à l’intérieur du disque est capable de maintenir pendant une longue période une structure de disque fortement déformée. Le disque est ensuite brisé et cette cassure se propage vers l’extérieur jusqu’à environ 150 ua. en l’espace d’une centaine de périodes planétaires.
Sur l’œuvre, on aperçoit le déplacement de la planète représentée de nombreuses fois sur son orbite en petites boules ocres ; elle va étirer le disque interne jusqu’à environ 150 unités astronomiques. Son inclinaison orbitale oscille sans arrêt vers l’intérieur ou l’extérieur du disque.
P 9 - Au bout de 180 révolutions de la planète, la cassure s’est propagée jusqu’aux régions externes du disque et s’est lentement dissipée ; la planète d’une masse Jupiter (1 Mj) , est presque coplanaire avec le disque et elle commence à ouvrir une nouvelle lacune après 230 tours durant lesquels le temps « t » = 230 périodes planétaires,
Sur l’œuvre figure à deux reprises la mention «230 Pplanet » dans la partie surplombant l’anneau interne : ce dernier, en coloris ocre-marron est alors plus excentrique que les deux anneaux extérieurs en coloris gris et bleu.
Après une durée de 230P (période planétaire), les régions internes du disque présentent une plus large excentricité que les parties extérieures du disque. D’après les observations, l’anneau intérieur est plus excentrique que les deux anneaux intermédiaire et extérieur.
La masse de la planète s’accroît de façon importante après une période de 200 révolutions, ce qui correspond au temps nécessaire à la planète pour se réaligner avec le disque.
Page 10 – 4.6 : Comparison with Kraus et al. (2020) – Simulations de Kraus et al (2020) : « le disque mis en place par simulation orbite dans un premier temps autour d’une seule masse de 5,26 masse solaire, qui correspond à la masse totale des trois étoiles. La masse centrale est ensuite remplacée par celle des trois étoiles et le disque est réorienté sur le centre de masse du système et incliné de 38° par rapport au plan orbital des trois étoiles (AB)-C.
P 11 : Le résultat montre un anneau intérieur séparé du disque extérieur, avec une excentricité d’environ 0,15. »
P 12 : différentes simulations de disques ont été étudiées : Le disque se trouvant dans un régime flexible ne présente aucun signe de rupture. Dans un régime ondulatoire la communication à travers le disque est rapide et permet au disque de conserver une structure cohérente, alors que les cas de disque diffusif conduisent à une cassure. »
Sur l’œuvre, l’étirement du disque interne jusqu’à 150 unités astronomiques peut provoquer une brisure. Dans les disques extérieurs apparaît une autre petite déformation vers le bas gauche, notée « a small warp » entre les deux disques externes en coloris gris et bleu.
P 13 – 5.1 – Croissance d’une planète inclinée :
Les résultats de nos simulations montrent que si une planète se forme dans un disque mal aligné et qu’elle est suffisamment massive pour creuser une brèche, cela peut conduire à une brisure du disque. Le disque interne évolue plus rapidement que l’élargissement par viscosité et les parties du disque restent donc désalignées. Ce processus peut se répéter – si la planète se désaligne à nouveau, la rupture se propagera vers l’extérieur avec la déformation et se dissipera jusqu’à ce que l’inclinaison de la planète revienne à une orientation coplanaire par rapport au disque. La planète creusera alors une nouvelle brèche, et ainsi de suite. Chaque fois que la planète s’aligne sur le disque, sa masse augmente. La masse de la planète s’accroît considérablement après 200 périodes planétaires, ce qui correspond au temps nécessaire à la planète pour s’aligner à nouveau avec le disque. Cela implique que les planètes formées dans un disque désaligné peuvent devenir plus massives que les planètes formées dans un disque coplanaire si elles sont capables de creuser de multiples brèches dans le disque en raison de leur évolution, durant laquelle elles se trouvent désalignées puis réalignées par la suite.
La planète inclinée proposée dans GW Ori pourrait être difficile à observer. Les planètes situées à grande distance sont plus difficiles à détecter que les planètes géantes à petite séparation. En outre, le taux des planètes géantes directement imagées est de l’ordre de 10 %.
p 14 : De plus, Kraus et al. ont présenté des observations coronographiques-polarimétriques SPHERE et GPI de GW Ori. Ces observations sont les mieux adaptées pour révéler les structures du disque en exploitant le fait que la lumière de l’étoile n’est pas polarisée, mais diffusée dans le disque.
P 14 - 5.2 – Connexion entre la rupture du disque et la structure de la poussière :
Les particules de poussière subissent différents degrés de couplage en fonction de leur nombre de Stokes.Les grains de poussière initialement bien couplés se développent, avec le temps, jusqu’à atteindre un nombre de Stokes plus élevé et se découplent progressivement du disque de gaz. Si un découplage important se produit dans un disque mal aligné, les orbites des particules de poussière peuvent évoluer indépendamment du disque de gaz en raison de la précession différentielle et la structure de la poussière ne se maintiendra pas de façon cohérente. Comme les anneaux des disques de GW Ori sont observés en structures stables, la poussière doit être bien couplée au gaz, ce qui justifie notre utilisation de simulations uniquement gazeuses afin de déduire les structures observées. Nous supposons qu’il existe deux anneaux distincts dans le système GW Ori, l’anneau 1 et les anneaux 2 et 3. Les anneaux individuels 2 et 3 ont une inclinaison et un angle de phase similaire, ce qui suggère qu’ils ne sont pas déchirés mais sont plutôt moyennement déformés. L’ajout d’une planète située à 100 unités astronomiques peut expliquer le désalignement entre les anneaux 1 et 2-3. Une planète de masse aussi faible pourrait peut-être expliquer la déformation des anneaux extérieurs 2 et 3, mais nous notons qu’il existe également des scénarios alternatifs qui ne nécessitent pas de planètes afin d’expliquer la séparation entre les anneaux de poussière extérieurs.
(e.g.,Flock et al. 2015 ; Dullemond et al. 2018 ; Suriano et al. 2018,2019 ; Riols et Lesur 2019 ; Tominaga et al. 2020).
Sur l’œuvre, les deux anneaux extérieurs très massifs, sont remplis de gaz et de poussière en petits points blancs et bleutés, parsemés de petits glaçons en forme d’étoile, nous sommes très loin des trois étoiles centrales et il fait si froid ! Comme l’a supposé Alexander Kreplin de l’Université d’Exeter, une population inconnue de planètes pourrait orbiter sur des trajectoires obliques et inclinées : ces planètes sont symbolisées à travers les deux anneaux extérieurs, ce sont probablement des géantes gazeuses encore enveloppées des nuages de poussière et de gaz grâce auxquels elles viennent juste de se former.
Page 14-15 – 5.5 Prise en compte des planètes :
Un mécanisme possible pour produire des lacunes et des désalignements dans le disque peut être dû à la présence de planètes. Des planètes de masses élevées exercent des forces de marée qui l’emportent sur le couple local et visqueux et forment une brèche dans le gaz (Papaloizou et Lin 1984 ; Bryden et al. 1999).
Dans la section 4.4, nous avons démontré qu’une planète géante initialement formée dans le disque coplanaire peut produire une forte déformation, si le disque est suffisamment fin. Par conséquent, le désalignement entre les anneaux intérieurs et intermédiaires dans GW Ori peut être causé par la présence de planètes. Cependant, la présence de lacunes de poussière dans GW Ori peut être produite par une planète de faible masse bien couplée au disque de gaz.
Si des planètes mal alignées sont présentes autour du triple système d’étoiles hiérarchique, elle pourraient être difficiles à détecter.
Lorsqu’une planète géante se forme à l’intérieur un disque désaligné, le couple de la binaire (ou des trois étoiles) empêche la planète de rester coplanaire par rapport au plan orbital de la binaire.
La probabilité de détecter des planètes inclinées par la méthode du transit est plus faible que pour des planètes coplanaires. Des observations complémentaires ont révélé qu’environ 2,5 % de planètes se trouvent dans des systèmes triples et multiples.
Cependant, aucune planète à l’intérieur d’orbites triples n’a été détectée. Si une planète (ou des planètes) est la cause de lacunes de poussière dans le triple disque autour de GW Ori, alors ce serait la première planète (ou planètes) d’un triple disque.
Concernant les planètes sur des orbites éloignées, combien d’années peut-on imaginer pour une révolution autour des trois étoiles centrales, mille ans, deux mille ans, ou peut-être plus ? En attendant plus de précisions que nous donneront les futurs télescopes, nous pouvons toujours rêver à cette incroyable ronde de poussière, de planètes et de comètes autour de ce système stellaire.
Page 15 – 6 - Conclusion :
Nous avons étudié l’origine des différentes structures de poussière actuellement autour du triple système hiérarchique GW Ori. Nos résultats ont démontré que la cassure dans le triple disque GW Ori n’est pas causée par le système des trois étoiles.
Nous présentons un scénario alternatif afin d’expliquer l’origine de ces anneaux de poussière autour de GW Ori, en prenant en compte la présence d’une planète (ou de planètes). Nous en déduisons qu’initialement une planète massive peut continuellement ouvrir une brèche à travers un disque fin alors que l’inclinaison de la planète est en oscillation à l’intérieur et à l’extérieur du plan du disque. Donc, la cassure du disque pourrait être causée par des planètes non détectées, qui seraient les premières planètes à l’intérieur d’un triple disque.
Avant de partir pour une autre destination, je vous invite à découvrir quelques étoiles et constellations tout autour du système GW Orionis dans l’immensité cosmique que nous traversons : les explications se trouvent dans les textes accompagnant les détails de l’œuvre, grâce auxquels nous faisons un zoom sur quelques constellations et étoiles. C’est un voyage sans fin qui continue.
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