Les binaires en orbite rapprochée sont une bombe à retardement. Au fil du temps, ils se rapprochent de plus en plus l’un de l’autre jusqu’à ce qu’ils fusionnent dans une explosion cataclysmique telle qu’une supernova. Mais au milieu de leur histoire, les choses peuvent devenir intéressantes. Certaines étoiles s’effondrent en une naine blanche avant de fusionner avec leur partenaire, d’autres se rapprochent si près que leurs surfaces se touchent pendant un certain temps, devenant des binaires de contact avant de finalement entrer en collision. Mais un système binaire nouvellement découvert connaîtra une course folle avant sa disparition définitive.
Le système est connu sous le nom de SSN 7, et c’est un binaire spectroscopique dans le Petit Nuage de Magellan. Spectroscopique signifie que les deux étoiles sont si proches l’une de l’autre et si éloignées que nous ne pouvons pas les résoudre en tant qu’étoiles individuelles. Au lieu de cela, nous savons qu’ils sont binaires en observant le décalage vers le rouge et le décalage vers le bleu de leurs raies spectrales. À partir des données des raies spectrales, les astronomes peuvent calculer leurs orbites mutuelles, et donc leurs masses.
La plus grande étoile mesure environ 55 masses solaires et la plus petite environ 32 masses solaires. Fait intéressant, la plus petite est l’étoile “primaire”, ce qui signifie que c’est la plus brillante des deux. Cela suggère que la plus petite étoile se nourrit déjà de la plus grande au début de la fusion. Ils tournent l’un autour de l’autre tous les trois jours et leurs centres gravitationnels ne sont distants que d’environ 40 rayons solaires. Ils orbitent si près qu’ils doivent être un binaire de contact.
D’après leurs orbites, les deux étoiles finiront par fusionner dans environ 18 milliards d’années. Mais compte tenu de leur masse, ces étoiles ne vivront pas assez longtemps pour fusionner. Les étoiles au-dessus d’environ 20 masses solaires deviennent des supernovae avant de s’effondrer pour devenir des trous noirs. Le plus grand deviendra probablement un trou noir dans environ 700 000 ans, et le plus petit environ 200 000 ans plus tard. Ce système connaîtra deux supernovae au cours du prochain million d’années, pour fusionner en trous noirs des milliards d’années plus tard.
Ce qui rend ce système particulièrement utile aux astronomes, c’est qu’il se situe carrément au milieu des systèmes binaires. La plupart des étoiles massives font partie de systèmes binaires proches. Nous en voyons beaucoup comme des binaires stables qui ne sont pas en train de fusionner, et nous avons observé de nombreux trous noirs de masse stellaire fusionnés grâce à l’astronomie des ondes gravitationnelles. Jusqu’à ce système, nous n’avons pas observé de système binaire fusionnant qui deviendrait une fusion trou noir. Il nous donne une excellente vision des années les plus anciennes de ces systèmes, ce qui aidera les astronomes à mieux comprendre leur évolution.
Référence: Rickard, MJ et D. Pauli. “Un binaire de contact massif à faible métallicité subissant un transfert de masse lent du cas A : une analyse spectroscopique et orbitale détaillée du SSN 7 dans NGC 346 dans le SMC.” prépublication arXiv arXiv:2304.13720 (2023).
