GW Orionis : trois étoiles, trois anneaux et des planètes

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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Marie Jo Parron
Peinture et Astronomie