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Les étoiles symbiotiques

Aperçu
On appelle étoiles symbiotiques des systèmes binaires relativement écartées, constitués d'une géante rouge ordinaire (le plus souvent de type M et parfois des types G ou K) ou d'une Mira, et d'une étoile plus chaude (généralement une naine blanche, mais parfois aussi une étoile massive de la séquence principale, voire une étoile à neutrons), et dans lequel il existe un transfert de matière de la première à la seconde composante, par suite du vent stellaire. Les plus connus de ces astres sont Z Andromedae, R Aquarii et CH Cygni.

On les classe en deux catégories, selon la nature de la géante. S'il s'agit d'une géante rouge ordinaire (80% des cas), on parle d'étoiles symbiotiques de type S (S= stellar), s'il s'agit d'une Mira (les 20 % restants), on parle de Miras symbiotiques ou d'étoiles symbiotiques de classe D (D, pour dusty, ou poussiéreux, pour signifier la présence d'une coquille de grains circumstellaires formés à partir de la matière expulsée).

R Aquarii (Verseau).

He2-104 (Centaure)
Outre le spectre particulier de ces objets, deux faits les caractérisent : le matériau expulsé par la géante est ionisé par le rayonnement de l'étoile chaude et forme autour du système une nébuleuse brillante, rappelant à s'y tromper celle des nébuleuses planétaires; d'autre part, ces astres sont éminemment variables. Ils présentent des fluctuations d'éclat très courtes (de quelques secondes à quelques minutes), mais sont également le siège d'instabilités à l'origine d'un comportement éruptif pouvant s'exprimer lors de crises espacées de quelques mois ou de quelques années et davantage.
Le comportement des étoiles symbiotiques rappelle celui des novae et des binaires X, dont certaines sont d'ailleurs des étoiles symbiotiques à part entière : T CrB (Couronne Boréale), par exemple, qui est une nova récurrente, et GX 1+4, qui est une binaire X.


Évolution de la luminosité de Z Andromedae entre 1911 et 1924.
(D'après Harlow Shapley, 1924).
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Le piège des apparences

Les certaines nébuleuses planétaires proprement dites et les nébuleuses qui entourent les étoiles symbiotiques se ressemblent tellement qu'il n'est pas rare qu'un objet ordinairement rangé dans la première classe se révèle appartenir en réalité à la seconde. Dans les deux cas, on a bien perte de masse par une étoile vieillissante. Mais la source de l'illumination est différente. Dans les nébuleuses planétaires, le gaz éjecté trouve l'origine de son rayonnement dans le rayonnement UV émis par l'astre dont il est originaire, et qui est en train de devenir une naine blanche. Dans les étoiles symbiotiques, le gaz provient de l'une des étoiles du couple, alors le rayonnement UV trouve son origine dans l'autre.


M 2-9.

Faire la différence est difficile, car les nébuleuses planétaires sont souvent elles aussi binaires, et conduisent elles aussi à une morphologie bipolaire pour la nébuleuse, et ce critère ne peut donc suffire. S. Schmeja et S. Kimeswenger (astro-ph/0108331, mars 2001) ont cependant établi établi une méthode spectroscopique, basée sur les données recueillies dans l'infrarouge proche, dans le cadre du programme DENIS, et qui permet de distinguer les deux familles. C'est ainsi, que M 2-9 (Ophiuchus) et Mz 3 (Règle), notamment, anciennement classées parmi les nébuleuses planétaires rejoignent maintenant les rangs des Miras symbiotiques.

Des obscurcissements temporaires occasionnés par la poussière peuvent également avoir lieu. Et à ces variations erratiques s'ajoutent des modulations périodiques de l'ordre de 10 à 50 ans, en relation avec le mouvement de révolution du système. Certaines, parce qu'on a affaire à des binaires à éclipses (voir tableau ci-dessous). Dans plusieurs cas, la géante rouge peut s'avérer suffisamment déformée en forme d'oeuf par l'attraction de sa voisine pour qu'on ait affaire à une variable ellipsoïdale. C'est ce qui se produit avec T CrB, CI Cyg, EG And et BF Cyg, notamment.

Collection
Les astronomes connaissent plus de 150 étoiles symbiotiques. Voici (d'après Joanna Mikolajewska, 2002) une sélection de ces objets dont la masse des composantes a pu être déterminée. Notez qu'il s'agit souvent de binaires à éclipses (signalées par l'astérisque *), ce qui simplifie la détermination des éléments orbitaux nécessaires au calcul.
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Étoile Constellation Période
(jours)
Masse
(Soleil =1)
Et. géante Et. chaude
EG And
Andromède
481*
1,5
0,4
Ax Per
Persée
680,8*
0,9
0,37
BX Mon
Licorne
1401*
3,0
0,45
SY Mus
Mouche
625*
1,3
0,43
RW Hya
Hydre
370,2*
1,6
0,48
T Crb
Couronne Boréale
227,57
0,7
1,2
KX TrA
Triangle Austral
1350
1,0
0,41
AE Ara
Autel
812
2,0
0,51
RS Oph
Ophiuchus
455,7
1,7
> 1,1
FG Ser
Serpent
650*
2,5
0,6
AR Pav
Paon
604,5*
2,0
1,0
FN Sgr
Sagittaire
568,3*
1,4
0,66
BF Cyg
Cygne
757,2*
1,8
0,51
CI Cyg
Cygne
855,3*
1,3
0,43
V 1329
Cygne
956,5*
2,1
0,74
AG Per
Persée
816,5
> 1,8
0,46
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