Formation et évolution des systèmes binaires: une "grosse"1 de Pléiades

J. Bouvier, F. Rigaut, D. Nadeau, CFHT et Université de Montreal

Les relevés de systèmes binaires dans certaines régions de formation d'étoiles suggèrent que la plupart des étoiles (80-100%) se forment en couple. Pourtant, quelques milliards d'années plus tard, les binaires de champ ne constituent que 50 à 60% de la population stellaire. Le nombre de binaires décroit-il au cours du temps, sous l'effet par exemple de collisions gravitationelles conduisant à la rupture des systèmes? Ou bien les échantillons de binaires T Tauri observés ne sont-ils pas représentatifs des précuseurs des binaires de champ?

Le dénombrement de binaires d'âge intermédiaire entre les T Tauri (1 Man) et les étoiles de champ (qques Gan) fournit un élément de réponse. Nous avons observé 144 étoiles G et K de l'amas des Pléiades, d'âge 100 Man. Les observations ont été réalisées durant 6 demi-nuits fin Septembre 96 avec PUEO et la caméra de l'Université de Montréal MONICA. Les étoiles observées dans le proche infrarouge sont également utilisées pour l'asservissement de l'optique adaptative dans le visible (R=9-14). La résolution de toute les images obtenues à 1.6 et 2.2 µm n'est limitée que par la figure de diffraction du télescope (0.09'' et 0.13'', respectivement). Quelques images de doubles et triples sont présentées sur la Figure 5. Les systémes les plus serrés ont une séparation de 0.09'', soit 12 UA à la distance des Pléiades.

Nous avons détecté 25 binaires et 3 systèmes triples dans un domaine de période orbitale s'échelonnant entre 40 et 34500 ans. Après correction des biais d'observation, ce taux de détection indique une fréquence de binaires exactement semblable à celle des binaires de champ (28 ± 4% et 27%, respectivement) dans ce domaine de période orbitale. Par extrapolation sur l'ensemble du domaine, le taux global de binaires parmi les étoiles de type solaire des Pléiades est de 50-60%. Ce résultat rend très improbable l'explication de la surabondance des binaires T Tauri en terme d'une évolution de leur nombre pendant la phase pré-séquence principale. En effet, si la fraction de binaires T Tauri devait décroître au cours du temps pour finalement atteindre celle observée sur la séquence principale, les résultats obtenus sur les Pléiades indiquent que cette évolution doit être accomplie en moins de 100 Man. Or, les estimations de la fréquence de collisions gravitationelles pouvant conduire à la rupture des systèmes multiples dans un milieu aussi peu peuplé que la région de formation stellaire du Taureau (n*1pc-3) suggérent un taux de 0.001 Man-1, soit environ une collision disruptive tous les milliards d'années, bien trop peu pour réduire de façon significative le nombre de systèmes multiples entre quelques millions et 100 millions d'années.

Les binaires T Tauri du Taureau ne semblent donc pas être les précuseurs des binaires des Pléiades et du champ. Qu'arrive-t-il aux binaires T Tauri lorsqu'elles atteignent la séquence principale? Où sont les systèmes binaires jeunes dont les binaires des Pléiades sont issues? La réponse tient probablement en partie dans la différence de milieu dans lesquelles binaires d'amas et binaires d'associations T Tauri se forment. Si la densité stellaire dans les associations T Tauri est trop faible pour donner lieu à de nombreuses intéractions gravitationelles entre protoétoiles ou protosystèmes, elle est 104 fois plus élevée dans un amas protostellaire comme le Trapèze d'Orion. La fréquence des collisions gravitationelles étant directement proportionelle à la densité stellaire, leur effet sera ainsi beaucoup plus important sur les systèmes binaires d'amas. Non seulement les intéractions gravitationelles vont réduire le temps de vie des disques protostellaires massifs à partir desquels les compagnons se forment par fragmentation, mais aussi moins de systèmes protobinaires survivront à ces rencontres. En inhibant partiellement la formation de compagnons et en réduisant le temps de vie des protobinaires, la plus grande fréquence de collisions gravitationelles dans les amas conduit naturellement à un taux de binarité plus faible que celui observé dans les associations T Tauri peu denses.

Dans le cadre de cette interprétation, il n'y a pas d'évolution du nombre des systèmes binaires durant la phase pré-séquence principale, ni plus tard sur la séquence principale. La distribution des systèmes binaires est figée dès l'époque de leur formation: les protoamas forment comparativement peu de systèmes multiples; il s'en forme plus, et plus survivent, dans des milieux de faible densité protostellaire. L'implication principale est que la grande majorité des étoiles de champ se forment dans des amas protostellaires et non dans des associations T Tauri. Ainsi, les populations d'amas comme celle du champ ont le même taux de binarité en l'absence d'evolution des systèmes, et la faible contribution de la population d'étoiles provenant d'associations T Tauri aux étoiles du champ se trouve diluée. Une confirmation directe de cette interprétation nécessite un relevé de systèmes binaires parmi la population d'amas protostellaires.





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