UNE ÉTOILE PULSANTE TRAHIT UN PARTENAIRE INVISIBLE

Les trous noirs et les étoiles à neutrons qui n’avalent pas de matière sont presque impossibles à voir directement. Une façon de les trouver consiste à observer l’étoile visible avec laquelle ils tournent. Les astronomes ont trouvé ainsi un nombre croissant de ces candidats « dormants », note l’article, et la gamme de masses entre les étoiles à neutrons les plus lourdes et les trous noirs les plus légers reste peu observée.

TIC 160582982 offre une voie inhabituelle : l’étoile elle-même est une horloge.

Une étoile qui donne l’heure

TIC 160582982 est une étoile δ Scuti : une étoile chaude de type A, en rotation rapide, qui vibre sur de nombreux modes de pression à la fois. Une équipe menée par Chenglong Lv, de l’observatoire astronomique du Xinjiang (Académie chinoise des sciences) et de l’Institut d’astrophysique d’Andalousie à Grenade, a analysé environ 352 jours de mesures du télescope spatial TESS et extrait 128 fréquences de son scintillement.

Quand une telle étoile tourne autour d’un compagnon, elle est tantôt un peu plus loin de nous, tantôt un peu plus près. Sa lumière met plus, puis moins de temps à arriver — si bien que les pulsations semblent dériver en avance et en retard selon un cycle régulier. Mesurer cette dérive retrace l’orbite. On parle de modulation de phase.

Une orbite de 89 jours et un partenaire lourd

Six pulsations stables, utilisées ensemble comme horloges, donnent une réponse cohérente :

• Période orbitale : 89,29 ± 0,19 jours, sur une orbite très allongée (excentricité 0,54).
• La taille projetée de l’orbite de l’étoile visible (son demi-grand axe) vaut environ 146 secondes-lumière, soit 0,29 unité astronomique.
• La « fonction de masse » qui en découle, une combinaison des deux masses, vaut 0,416 masse solaire — beaucoup pour une étoile de ce type.

Une seconde méthode, indépendante, fondée sur les pics latéraux que l’orbite crée autour des deux pulsations les plus fortes, donne la même orbite : 89,36 jours.

L’étoile visible pèse environ 1,93 masse solaire, se trouve à environ 263 parsecs et brille 37,6 fois plus que le Soleil. Combiné à l’orbite, cela signifie que le compagnon pèse au moins 1,8 masse solaire environ — le minimum, atteint si l’on voit l’orbite exactement par la tranche. Si le compagnon était une étoile ordinaire, la meilleure estimation serait d’environ 2,2 masses solaires.

La lumière manquante

Une étoile ordinaire aussi massive devrait se voir facilement. L’équipe a calculé la lumière qu’elle ajouterait : pour un compagnon de 1,70 à 1,86 masse solaire, environ 18 à 26 % de la lumière du système dans le visible et l’infrarouge ; à 2,3 masses solaires, environ 43 %.

Or la lumière du système, mesurée du visible à l’infrarouge moyen, correspond parfaitement à une seule étoile de type A, sans excès infrarouge. Les spectres d’archive ne montrent pas non plus de second jeu de raies évident, même si la rotation rapide de l’étoile brouille ses raies. Un compagnon unique ordinaire est donc « fortement défavorisé », écrivent les auteurs.

Deux suspects restants

Deux explications demeurent, et les données actuelles ne permettent pas de les départager :

1. Une paire cachée. Le compagnon pourrait être lui-même une paire serrée d’étoiles, par exemple deux étoiles d’environ 0,9 masse solaire chacune. Ensemble, elles fourniraient la masse requise en n’ajoutant qu’environ 4 % de la lumière visible et 8 à 9 % dans l’infrarouge.
2. Une étoile morte. Un reste compact — une étoile à neutrons, voire un trou noir de masse stellaire — n’ajouterait que peu ou pas de lumière.

L’équipe a aussi repéré un signal plus lent, qui se répète toutes les 0,544 journées, dont l’intensité monte et descend avec l’orbite, avec un maximum près du moment où les deux corps sont au plus près. Ce pourrait être une pulsation perturbée par les marées de l’orbite excentrique, mais les auteurs ne la classent que comme candidate.

Des spectres sur une orbite entière

Le test décisif est spectroscopique : des spectres à haute résolution pris à plusieurs reprises sur une orbite complète de 89 jours vérifieraient l’orbite de façon indépendante et chercheraient des raies faibles qui bougent avec un compagnon, ou avec les deux étoiles d’une paire cachée. De futures mesures de l’observatoire spatial Gaia, qui devrait voir l’étoile osciller d’environ un millième de seconde d’arc, pourraient fixer l’inclinaison de l’orbite et la masse totale du compagnon.

D’après la notice arXiv, l’article a été accepté par The Astrophysical Journal ; la version lue ici est le manuscrit des auteurs.