Vue d'artiste du système HD265435 dans environ 30 millions d'années, avec la plus petite naine blanche déformant la sous-naine chaude en une forme distincte de "larme". Crédit : Université de Warwick/Mark Garlick
Les astronomes ont fait la rare observation de deux étoiles en spirale vers leur perte en repérant les signes révélateurs d'une étoile en forme de larme.
La forme tragique est causée par une naine blanche massive à proximité déformant l'étoile avec sa gravité intense, qui sera également le catalyseur d'une éventuelle supernova qui consommera les deux. Trouvé par une équipe internationale d'astronomes et d'astrophysiciens dirigée par l'Université de Warwick, c'est l'un des rares systèmes stellaires découverts qui verra un jour une étoile naine blanche rallumer son noyau.
Les nouvelles recherches de l'équipe ont été publiées le 12 juillet 2021 dans la revue Nature Astronomie.
Avec l'aide de l'observatoire WM Keck sur Maunakea à Hawaiʻi, les astronomes ont pu confirmer que les deux étoiles sont aux premiers stades d'une spirale qui se terminera probablement par une supernova de type Ia – un type qui aide les astronomes à déterminer à quelle vitesse l'univers est en expansion.
Le couple - un système stellaire binaire appelé HD265435 - est situé à environ 1,500 100 années-lumière ; il est composé d'une étoile sous-naine chaude et d'une étoile naine blanche qui orbitent étroitement l'une autour de l'autre à une vitesse vertigineuse d'environ XNUMX minutes. Les naines blanches sont des étoiles "mortes" qui ont brûlé tout leur carburant et se sont effondrées sur elles-mêmes, ce qui les rend petites mais extrêmement denses.
On pense généralement qu'une supernova de type Ia se produit lorsque le cœur d'une naine blanche se rallume, entraînant une explosion thermonucléaire. Il existe deux scénarios où cela peut se produire. Dans le premier, la naine blanche gagne suffisamment de masse pour atteindre 1.4 fois la masse de notre Soleil, connue sous le nom de limite de Chandrasekhar. HD265435 correspond au deuxième scénario, dans lequel la masse totale d'un système stellaire proche de plusieurs étoiles est proche ou supérieure à cette limite. Seule une poignée d'autres systèmes stellaires ont été découverts qui atteindront ce seuil et entraîneront une supernova de type Ia.
L'auteur principal Ingrid Pelisoli du département de physique de l'Université de Warwick explique : "Nous ne savons pas exactement comment ces supernovae explosent, mais nous savons que cela doit se produire car nous le voyons se produire ailleurs dans l'univers."
"Une façon est que si la naine blanche accumule suffisamment de masse de la sous-naine chaude, alors que les deux sont en orbite et se rapprochent, la matière commencera à s'échapper de la sous-naine chaude et tombera sur la naine blanche. Une autre façon est que parce qu'ils perdent de l'énergie à cause des émissions d'ondes gravitationnelles, ils se rapprocheront jusqu'à ce qu'ils fusionnent. Une fois que la naine blanche aura acquis suffisamment de masse grâce à l'une ou l'autre méthode, elle deviendra une supernova », dit-elle.
En utilisant les données du Transiting Exoplanet Survey Satellite de la NASA, l'équipe a pu observer la sous-naine chaude. Bien qu'ils n'aient pas détecté la naine blanche, les chercheurs ont observé que la luminosité de la sous-naine chaude variait dans le temps ; cela suggère qu'un objet massif à proximité déformait l'étoile en forme de larme.
Les astronomes ont ensuite utilisé le spectrographe et l'imageur Echellette (ESI) de l'observatoire Palomar et de l'observatoire Keck pour mesurer la vitesse radiale et la vitesse de rotation de l'étoile sous-naine chaude, ce qui leur a permis de confirmer que la naine blanche cachée est aussi lourde que notre Soleil, mais juste légèrement plus petit que le rayon de la Terre. Combinées à la masse de la sous-naine chaude, qui représente un peu plus de 0.6 fois la masse de notre Soleil, les deux étoiles ont la masse nécessaire pour provoquer une supernova de type Ia.
"Les données ESI de Keck ont été cruciales pour déterminer que le système binaire compact dépasse la limite de masse de Chandrasekhar, ce qui fait de HD265435 l'un des très rares systèmes progéniteurs de supernova Ia connus", déclare le co-auteur Thomas Kupfer, professeur adjoint au département de physique de l'Université Texas Tech. et Astronomie.
Comme les deux étoiles sont déjà suffisamment proches pour commencer à se rapprocher, la naine blanche deviendra inévitablement une supernova dans environ 70 millions d'années. Les modèles théoriques produits spécifiquement pour cette étude prédisent également que la sous-naine chaude se contractera pour devenir une étoile naine blanche avant de fusionner avec sa compagne.
Les supernovae de type Ia sont importantes pour la cosmologie en tant que «bougies standard». Leur luminosité est constante et d'un type de lumière spécifique, ce qui signifie que les astronomes peuvent comparer leur luminosité avec ce que nous observons sur Terre, et à partir de là, déterminer leur distance avec un bon degré de précision. En observant des supernovae dans des galaxies lointaines, les astronomes combinent ce qu'ils savent de la vitesse à laquelle cette galaxie se déplace avec notre distance par rapport à la supernova et calculent l'expansion de l'univers.
« Plus nous comprenons le fonctionnement des supernovae, mieux nous pouvons calibrer nos bougies standard. C'est très important pour le moment car il y a un écart entre ce que nous obtenons avec ce type de bougie standard et ce que nous obtenons avec d'autres méthodes », explique Pelisoli.
Elle ajoute : « Plus nous comprenons comment se forment les supernovae, mieux nous pouvons comprendre si cet écart que nous observons est dû à une nouvelle physique dont nous ne sommes pas conscients et dont nous ne tenons pas compte, ou simplement parce que nous sous-estimons les incertitudes. dans ces distances.
« Il existe un autre écart entre le taux de supernovae galactique estimé et observé, et le nombre de progéniteurs que nous voyons. Nous pouvons estimer combien de supernovae vont se trouver dans notre galaxie en observant de nombreuses galaxies, ou grâce à ce que nous savons de l'évolution stellaire, et ce nombre est cohérent. Mais si nous cherchons des objets qui peuvent devenir des supernovae, nous n'en avons pas assez. Cette découverte a été très utile pour mettre une estimation de ce que peuvent apporter une sous-naine chaude et des binaires naines blanches. Cela ne semble toujours pas être beaucoup, aucun des canaux que nous avons observés ne semble suffisant », déclare Pelisoli.
Pour en savoir plus sur cette recherche, lisez Imending Supernova Doom: Astronomers Rare Sighting of a Teardrop-Shaped Star.
Référence : « A hot subdwarf–white nwarf super-Chandrasekhar candidate supernova Ia progenitor » par Ingrid Pelisoli, P. Neunteufel, S. Geier, T. Kupfer, U. Heber, A. Irrgang, D. Schneider, A. Bastian, J . van Roestel, V. Schaffenroth et BN Barlow, 12 juillet 2021, Nature Astronomie.
DOI: 10.1038/s41550-021-01413-0
Cette recherche a été financée par la Deutsche Forschungsgemeinschaft (DFG, Fondation allemande pour la recherche) et le Conseil des installations scientifiques et technologiques, qui fait partie de UK Research and Innovation.
À propos d'ESI
Le spectrographe et imageur Echellette (ESI) est un spectrographe de lumière visible à résolution moyenne qui enregistre des spectres de 0.39 à 1.1 microns à chaque exposition. Construit à l'UCO/Lick Observatory par une équipe dirigée par le professeur Joe Miller, l'ESI dispose également d'un mode basse résolution et peut imager dans un champ de vision de 2 x 8 minutes d'arc. Une mise à niveau a fourni une unité de champ intégrale capable de fournir des spectres partout sur un petit champ de 5.7 x 4.0 secondes d'arc. Les astronomes ont trouvé un certain nombre d'utilisations de l'ESI, de l'observation des effets cosmologiques d'une faible lentille gravitationnelle à la recherche des étoiles les plus pauvres en métaux de notre galaxie.
À propos de l'Observatoire WM Keck
Les télescopes de l'observatoire WM Keck sont parmi les plus scientifiquement productifs sur Terre. Les deux télescopes optiques/infrarouges de 10 mètres au sommet de Maunakea sur l'île d'Hawai'i disposent d'une suite d'instruments avancés comprenant des imageurs, des spectrographes multi-objets, des spectrographes haute résolution, des spectromètres à champ intégral et des systèmes d'optique adaptative d'étoiles à guide laser de pointe . Certaines des données présentées ici ont été obtenues au Keck Observatory, qui est une organisation privée à but non lucratif 501(c) 3 exploitée dans le cadre d'un partenariat scientifique entre le California Institute of Technology, l'Université de Californie et la National Aeronautics and Space Administration. L'Observatoire a été rendu possible grâce au généreux soutien financier de la Fondation WM Keck. Les auteurs souhaitent reconnaître et reconnaître le rôle culturel très important et la révérence que le sommet de Maunakea a toujours eu au sein de la communauté hawaïenne autochtone. Nous sommes très chanceux d'avoir l'opportunité d'effectuer des observations depuis cette montagne.
