Nouveaux aperçus sur les binaires en contact : CRTS J225828.7-121122 et CRTS J030053.5+230139

Cet article parle de deux systèmes d'étoiles récemment identifiés, appelés binaires de contact. Les binaires de contact sont des paires d'étoiles qui sont assez proches pour partager certaines de leurs couches extérieures. Les systèmes spécifiques analysés sont CRTS J225828.7-121122 et CRTS J030053.5+230139. Ces deux systèmes montrent des Éclipses, où une étoile passe devant l'autre selon notre perspective, entraînant un changement de luminosité perceptible.

#Observations et Contexte

À mesure que les astronomes identifient de plus en plus de binaires de contact, l'intérêt pour ceux avec de faibles rapports de masse augmente. Un faible rapport de masse signifie qu'une étoile dans la paire est beaucoup plus légère que l'autre. La découverte qu'un précédent binaire de contact, connu sous le nom de V1309 Sco, a mené à un événement de fusion a suscité un intérêt accru pour l'étude de ces types de systèmes. Il existe de nombreux binaires de contact à faible rapport de masse, mais seuls quelques-uns sont considérés comme maintenant des orbites stables.

Les deux systèmes mentionnés ont été surveillés pour obtenir plus d'informations. CRTS J225828.7-121122 a montré une luminosité de 13.37 dans la bande V, et sa période d'éclipses est de 0.25208 jours. Le deuxième système, CRTS J030053.5+230139, a une luminosité de 13.46 et une période de 0.363298 jours. Les observations du satellite TESS ont indiqué que les deux systèmes ont des variations de luminosité observables, offrant une opportunité pour des études plus approfondies.

#Observations Photométriques

Pour CRTS J225828.7-121122, des observations ont été réalisées sur trois jours avec des télescopes équipés d'une caméra CCD. Un total de 217 images a été pris dans la bande V et 40 dans la bande B pendant les éclipses. Les mesures ont permis aux chercheurs de déterminer la luminosité avant, pendant et après les éclipses. La luminosité maximale enregistrée était légèrement inférieure à ce qui avait été précédemment documenté, montrant quelques différences mineures.

Les éclipses ont duré environ 36 minutes, et les mesures ont fourni une valeur de couleur connue sous le nom de B-V, ce qui donne des aperçus sur les propriétés de l'étoile. Pour CRTS J030053.5+230139, les observations ont duré quatre nuits. L'approche était similaire, avec 268 images dans la bande V et 44 dans la bande B. Ce système a également montré des modèles de luminosité similaires pendant ses éclipses, avec une durée légèrement plus courte d'environ 32 minutes.

Les résultats ont montré de légères différences de luminosité par rapport aux données TESS, probablement causées par le mélange avec des étoiles environnantes. La recherche a insisté sur le fait que les observations au sol offrent des résultats plus fiables dans ces cas.

#Variation de Période

Étudier comment les périodes de ces systèmes pourraient changer au fil du temps peut fournir des aperçus sur leur stabilité. Les enquêtes historiques manquent souvent de détails nécessaires pour tirer des conclusions solides, mais les chercheurs ont utilisé des techniques impliquant des analyses statistiques de données chevauchantes provenant de diverses sources. Ils ont trouvé que CRTS J225828.7-121122 avait une légère diminution de sa période tandis que celle de CRTS J030053.5+230139 a légèrement augmenté. Ces tendances ont été tracées pour visualiser les résultats.

#Température Effective et Observations Spectroscopiques

L'analyse des changements de luminosité dans les binaires de contact aide à déterminer leurs températures. Dans ces cas, la température d'une étoile est souvent fixée pour les calculs. La forme des courbes de lumière provenant des éclipses peut révéler des paramètres clés comme le rapport de masse et d'autres détails géométriques.

Les chercheurs utilisent généralement des valeurs cataloguées pour estimer les températures, mais il y a souvent des divergences entre différentes sources. Pour les systèmes étudiés, les estimations de température montraient une plage pour CRTS J225828.7-121122 de 5388K à 5923K et pour CRTS J030053.5+230139 de 5076K à 6001K. Cette large plage complique souvent les évaluations précises.

Pour fournir une attribution de température plus robuste, une spectroscopie à faible résolution a été réalisée. Pour CRTS J225828.7-121122, les résultats indiquaient une classe spectrale de G7, tandis que CRTS J030053.5+230139 était classé comme G1. Une analyse plus poussée a impliqué la comparaison de ces résultats avec des données photométriques pour obtenir des températures effectives, confirmant leur fiabilité.

#Solutions de Courbe de lumière et Paramètres Physiques

Étant donné que les deux systèmes montrent des éclipses totales, il devient possible d'obtenir des solutions de courbes de lumière précises. L'analyse a utilisé un logiciel établi pour dériver des rapports de masse et des paramètres géométriques. Comme aucune différence notable n'a été détectée dans la luminosité, les modèles ne prenaient pas en compte de marquages de surface sur les étoiles.

L'analyse de la courbe de lumière a révélé des paramètres géométriques critiques, mais pour trouver des paramètres physiques absolus comme la masse, les chercheurs ont dû se fier à des méthodes secondaires. Ils ont utilisé des calibrations basées sur des couleurs infrarouges et des magnitudes absolues obtenues à partir d'estimations de distance.

Avec les données fournies, ils ont pu estimer la masse de l'étoile principale dans chaque système. Ils ont fait des corrections pour la distance et d'autres facteurs afin de s'assurer que les magnitudes absolues étaient calculées correctement. Ces estimations de masse ont permis d'autres calculs sur la séparation et les différences de densité entre les étoiles.

Certaines études suggèrent que les rôles actuels des étoiles ont pu changer au fil du temps, ce qui signifie que l'étoile actuellement plus légère aurait pu être plus lourde auparavant et vice versa. Les résultats de cette étude confirment que l'étoile plus dense est en effet l'étoile secondaire dans les deux systèmes.

#Conclusion

Les binaires de contact constituent un domaine riche pour l'étude de l'évolution stellaire et de la dynamique orbitale. La recherche a montré que les deux systèmes analysés ne sont pas proches de fusionner, car leurs rapports de masse sont bien au-dessus du seuil d'instabilité. Ce travail met en lumière la faisabilité d'une identification et d'une analyse efficaces des binaires de contact à faible rapport de masse, menant à des aperçus plus clairs sur leur comportement et leurs caractéristiques.

En résumé, l'étude de CRTS J225828.7-121122 et CRTS J030053.5+230139 ajoute des données précieuses au domaine de l'astronomie, contribuant à notre compréhension des systèmes d'étoiles binaires et de leurs parcours évolutifs. L'intérêt et la recherche continus sur les binaires de contact à faible rapport de masse révéleront probablement encore plus de détails passionnants à l'avenir.