Une étoile manquée tourne en orbite autour d’une étoile morte toutes les 71 minutes

Une équipe internationale d’astronomes utilisant des données de la deuxième phase d’opération du télescope spatial Kepler (phase K2) a découvert un joyau rare : un système binaire composé d’une étoile manquée, également connue sous le nom de naine brune, et le reste d’une étoile morte connue sous le nom de naine blanche. Et l’une des propriétés qui rend ce système binaire si remarquable est que la période orbitale des deux objets est seulement de 71,2 minutes. Cela signifie que les étoiles tournent l’une autour de l’autre à des vitesses d’environ 100 km/s (une vitesse qui vous permettrait de franchir l’Atlantique en moins d’une minute). En utilisant cinq télescopes terrestres différents, dont l’OMM, situés sur trois continents, l’équipe a pu déduire que ce système binaire se compose d’une étoile manquée avec une masse d’environ 6,7 % celle du Soleil (équivalent à 67 fois la masse de Jupiter) et une naine blanche dont la masse est d’environ 40 % de celle du Soleil. Ils ont également déterminé que la naine blanche commencera à cannibaliser la naine brune dans moins de 250 millions d’années, ce qui confère à ce système binaire le titre de variable pré-cataclysmique ayant la période la plus courte jamais découverte.

Lors de son identification dans le sondage SDSS, l’étoile naine blanche chaude, connue sous le nom de WD1202-024, était considérée comme une étoile simple. Le fait qu’elle fasse partie d’un système binaire serré, avec une période très proche de 71 minutes, a été annoncé par le professeur Lorne Nelson de l’Université Bishop’s, aussi membre du Centre de recherche en astrophysique du Québec (CRAQ), lors de la réunion semi-annuelle de l’American Astronomical Society à Austin, au Texas, le 6 juin. Le Dr Saul Rappaport, du MIT, et Andrew Vanderburg, du Harvard Smithsonian Center for Astrophysics, procédaient à l’analyse des courbes de lumière de plus de 28 000 cibles de la phase K2 lorsque l’une d’entre elle a attiré leur attention. Contrairement aux transits d’exoplanètes qui passent devant leurs étoiles parentes respectives et provoquent une petite atténuation dans la luminosité de l’étoile, cette courbe de lumière montre des éclipses plus importantes et longues, avec une contribution additionnelle, de forme sinusoïdale, à la luminosité entre les éclipses, qu’on pense être due à l’éclairement de la composante froide par la naine blanche beaucoup plus chaude.

L’équipe a rapidement imaginé un modèle pour ce système binaire dans lequel une naine blanche chaude, composée d’hélium, est éclipsée par un compagnon beaucoup plus froid, une naine brune de faible masse, vu presque par la tranche. Une animation 3-D de l’orbite et de sa courbe de lumière peuvent être trouvées à http://physics.ubishops.ca/wd1202/anim.mp4. Notez comment l’hémisphère face à la naine blanche chaude est fortement irradié tandis que l’autre est plutôt « sombre ».

Toutefois, comme l’explique le professeur Nelson, certaines questions demeurent sans réponse pour l’instant. « Nous avons construit un modèle robuste, mais il faut encore l’arrimer dans une perspective plus large, telle que la façon dont ce système s’est formé et quel serait son destin ultime ». Pour résoudre cette question, l’équipe a utilisé des modèles informatiques sophistiqués pour simuler la formation et l’évolution de WD1202. Selon leur scénario, le système binaire primordial consistait en une étoile ordinaire, de 1,25 fois la masse du Soleil, et une naine brune tournant l’une autour de l’autre avec une période de 150 jours. À la fin de sa vie normale, l’étoile a gonflé jusqu’à devenir une géante rouge qui a ensuite englouti son compagnon naine brune. Comme l’explique Lorne Nelson, « l’effet s’apparente à celui d’un fouet pour battre des œufs. La naine brune spirale vers le centre de la géante rouge et force l’expulsion de la majeure partie de la masse de la géante rouge au-dessus de son noyau. Le résultat est une naine brune dans une orbite extraordinairement serrée et à courte période autour du noyau d’hélium chaud de la géante. Ce noyau se refroidit et devient la naine blanche que nous observons aujourd’hui. » Selon leurs calculs, le système binaire primordial s’est formé il y a environ 3 milliards d’années, tandis que la phase d’enveloppe commune s’est produite relativement récemment, il y a environ 50 millions d’années.

Quel sort attend ce système dans le futur? L’équipe croit que l’émission d’ondes gravitationnelles épuisera l’énergie orbitale du système binaire de telle sorte qu’en environ 250 millions d’années (ou moins), la séparation entre la naine blanche et la naine brune deviendra si petite que la naine brune sera cannibalisée par sa voisine. Lorsque cela se produira, le système binaire présentera toutes les caractéristiques d’une variable cataclysmique (CV), telle qu’une courbe de lumière montrant des variations irrégulières dues à l’accrétion d’un disque entourant la naine blanche. Pour cette raison, l’équipe croit que le système WD1202 peut être qualifié comme la pré-CV dont la période orbitale est la plus courte découverte à ce jour.

Une copie préliminaire de l’article « WD 1202-024: The Shortest-Period Pre-Cataclysmic Variable », par S. Rappaport, A. Vanderburg, L. Nelson, B. L. Gary, T. G. Kaye, B. Kalomeni, S. B. Howell, J. R. Thorstensen, F.-R. Lachapelle, M. Lundy et J. St-Antoine, soumis à la revue Monthly Notices of the Royal Astronomical Society est disponible à l’adresse suivante : https://arxiv.org/abs/1705.05863.

Source

Chantal Sneath
Communications Officer
Université Bishop’s
csneath@ubishops.ca
819-822-9600, poste 2840

Lorne Nelson
Department of Physics and Astronomy
Université Bishop’s
lnelson@ubishops.ca
819-822-9600, poste 2372