SS Leporis

La binaire SS Leporis capturée par le Très Grand Télescope. On voit bien les deux composantes : en rouge il s'agit de la géante rouge, en bleu, il s’agit de l'étoile de la séquence principale[3].

Le système s'éloigne de la Terre avec une vitesse radiale héliocentrique de 18,7 km/s. Il s'agit d'une binaire spectroscopique à doubles raies spectrales avec une période orbitale de 260 jours et une excentricité de 0,005. Le spectre révèle que la paire se compose d'une étoile de la séquence principale de type spectral A avec une classification stellaire de A1 V et d'une géante rouge avec une classe spectrale de M6III. La paire proche forme une binaire symbiotique avec un transfert de masse continu du géant au composant le plus chaud. Le géant ne semble pas remplir son lobe de Roche, donc le transfert de masse provient du vent stellaire de la géante rouge, la géante rouge éjecte environ 8 × 10^-9 M_⊙ de matière en moins d'un ans[4]. La paire est entourée d'une coquille et d'un disque circumbinaire poussiéreux, le premier effaçant les raies de l'étoile de type A. La géante rouge du système va d’ailleurs entrer dans une phase AGB[4]. Des scientifiques de l'ESO utiliseront la troisième loi de Kepler pour déterminer la masses des deux étoiles grâce à leur distance et vitesses respectives[4]. La distance angulaire des deux étoiles montre qu'elles sont distantes de 1.26 ± 0.06 UA (~188 000 000 Km)[4] et leur vitesses respectives montrent que le système possède une masse totale de 4.01 ± 0.60 M_⊙[4], la géante rouge a une masse estimée à 1.30 ± 0.33 M_⊙ tandis que l'étoile blanche a une masse de 2.71 ± 0.27 M_⊙[4]. Les images directes du VLT montrent que la géante rouge a un rayon de 66.7 ± 3.3  R_⊙[4]et elle a une température effective estimée à 3 500 ± 200 K. Le rayon de la deuxième étoile n'est pas connu car elle est enveloppée d'un disque massif (masse estimée à ~ 2 × 10^-5 M_⊙) de matière chauffée (température estimée à 1 700 ± 100 K), rendant les calculs plus difficiles, l'estimation la plus précise donne un rayon entre 18 et 2 R_⊙[4]. Les scientifiques pensent que la masse initiale de la géante rouge était de 2.2 M_⊙, durant sa vie, elle aurait perdu 0.9 M_⊙ avec un taux de perte de masse estimée à 2 × 10^-8  M_⊙ de masse perdue en moins d'un an[4].

Les scientifiques pensent que la géante rouge pourrait évoluer dans une phase d'étoile AGB à perte de masse[4]. Après 170 000 années depuis le début de la phase AGB, la géante rouge finira sa vie dans une naine blanche, créant une nébuleuse planétaire[4]. La masse de l'étoile de la séquence principale augmentera jusqu'à 3.3 M_⊙ et elle entrera dans une phase de pulsation thermique avec des périodes de pulsation de 900 jours[4].

La désignation d'étoile variable pour ce système est SS Leporis, elle sera nommée ainsi en 1968 par l'astronome russe Kukarkin, B. V et al., Kukarkin, B. V et al. l’identifieront comme une seule étoile variable[5] et non comme une étoile binaire. La nomination 17 Leporis est la désignation de Flamsteed, elle lui sera donnée lors de sa première classification. La deuxième étoile de la binaire sera nommée "l'étoile vampire"[3] par des scientifiques de l'ESO, en cause ; le fait que la matière des vents de la géante rouge est aspirée par l'autre étoile de la binaire[3]. Dans cette expression, le vampire serait l'étoile de la séquence principale et la victime du vampire serait la géante rouge, le sang serait le gaz des vents stellaires de la géante rouge[3]. L'étoile blanche de la séquence principale est aussi surnommée l'étoile zombie.

• Vidéo youtube de l'ESO montrant un zoom sur SS Leporis.

• (en) SS Leporis sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
• SS Leporis sur Stellarium.org-web.