UNE ÉTOILE DÉPOUILLÉE, UN PARTENAIRE CACHÉ, UNE ORBITE DE 4,2 HEURES

Une petite étoile très chaude du Petit Nuage de Magellan, hors de la Voie lactée, boucle un tour toutes les 4 heures et 10 minutes autour d’un partenaire qui n’émet aucune lumière. Elle s’appelle DGL-3, et son partenaire caché est très probablement une étoile à neutrons, le cœur effondré et ultra-dense que laisse une étoile massive en explosant.

Une étoile pelée de ses couches externes

DGL-3 est une étoile dépouillée : elle a perdu son enveloppe externe riche en hydrogène lors d’une interaction avec un compagnon. Ce qui reste est compact, chaud, pauvre en hydrogène, et brûle de l’hélium en son centre.

• Masse : environ 3,4 fois celle du Soleil, estimée d’après son éclat, avec une marge très asymétrique (de 2,96 à 7,72 masses solaires).
• Rayon : environ 0,77 fois celui du Soleil ; température de surface : environ 71 000 kelvins ; hydrogène : seulement 10 % en surface.

Les étoiles de cette masse « intermédiaire » sont assez lourdes pour que leur cœur s’effondre en étoile à neutrons, mais pas assez pour former un trou noir. Dans les modèles actuels, les couples d’étoiles à neutrons assez serrés pour fusionner, en spiralant l’une vers l’autre tout en émettant des ondes gravitationnelles, passent d’abord par exactement ce stade : une étoile à neutrons en orbite autour d’une étoile dépouillée. Ce stade n’avait jamais été observé directement, et les taux de fusion prédits s’étalent sur plusieurs ordres de grandeur.

Peser un partenaire qui ne brille pas

L’équipe a recueilli 38 spectres avec le télescope Magellan de 6,5 mètres, au Chili, entre 2019 et 2022. Les raies spectrales de l’étoile — des lignes sombres à des couleurs précises de sa lumière — glissent vers le bleu quand elle s’approche de nous et vers le rouge quand elle s’éloigne (effet Doppler) ; elles montrent qu’elle s’approche et s’éloigne de nous jusqu’à 151,4 km/s, sur une orbite circulaire bouclée toutes les 4,1693 heures.

Période et vitesse donnent la fonction de masse, qui relie la masse du partenaire à celle de l’étoile elle-même et à l’inclinaison de l’orbite vue depuis la Terre. Une orbite vue exactement par la tranche donne le partenaire le plus léger que l’orbite autorise ; en tenant compte de la masse incertaine de l’étoile, la valeur typique de ce minimum est de 1,38 ± 0,25 masse solaire, juste sous les 1,4 qu’une naine blanche peut atteindre (voir plus bas). L’orbite seule ne peut donc pas exclure une naine blanche.

• Pas une étoile ordinaire : une étoile aussi massive serait trop grande pour tenir sur une orbite aussi serrée.
• Pas une seconde étoile dépouillée : de faux compagnons dépouillés glissés dans les vrais spectres ont été détectés à chaque fois, or les vraies données n’en montrent aucune trace.

Il reste un objet compact : une naine blanche (le cœur dense laissé par une étoile plus légère), une étoile à neutrons ou un trou noir.

99,4 % à partir d’une oscillation de 2,5 %

Le 18 décembre 2022, une caméra rapide montée sur un télescope de 3,5 mètres à La Silla a photographié DGL-3 toutes les 20 secondes pendant environ 3,4 heures. Son éclat monte et descend d’environ 2,5 %, deux fois par orbite : la gravité du partenaire étire légèrement l’étoile en forme d’œuf, dont nous voyons le grand côté deux fois par tour, d’une quantité qui dépend de la masse du partenaire et de l’inclinaison.

L’équipe a calculé 500 000 modèles de cette courbe de lumière et pondéré chacun selon son accord avec les données. Pour la masse du partenaire :

• la valeur la plus probable est de 1,58 masse solaire ;
• seulement 0,6 % de la probabilité se trouve sous 1,4 masse solaire, la limite de Chandrasekhar qui exclut une naine blanche : d’où une probabilité de 99,4 % que le partenaire soit trop massif pour en être une ;
• seulement 3,4 % se trouve dans la gamme des trous noirs confirmés ; le reste de la longue traîne vers les grandes masses tombe dans le creux entre étoiles à neutrons et trous noirs.

Une étoile à neutrons est donc le partenaire le plus probable : une probabilité, pas une preuve. Les télescopes à rayons X n’ont rien détecté ; une étoile à neutrons qui avale du gaz de sa partenaire brillerait en rayons X, mais les auteurs jugent ce silence compatible avec une étoile à neutrons nourrie par un faible vent stellaire.

Un avenir écrit par un modèle informatique

L’équipe a ensuite fait évoluer le système avec le code d’évolution stellaire MESA : une étoile dépouillée de 3,6 masses solaires, une étoile à neutrons de 1,4, une orbite de 4,2 heures. Ce qui suit est une prédiction, pas une observation.

1. L’étoile brûle de l’hélium en son cœur pendant encore 1,4 million d’années, puis gonfle. Sur une orbite aussi serrée, grossir d’à peine un demi-rayon solaire suffit pour qu’elle déborde et déverse du gaz sur son partenaire.
2. En 26 000 ans, 1,2 masse solaire s’échappe dans l’espace. L’étoile à neutrons n’en avale que 0,00072 masse solaire, assez pour l’accélérer jusqu’à un tour toutes les 79 millisecondes. L’orbite rétrécit à 1,9 heure.
3. Privée de tout son hydrogène, l’étoile explose en supernova et laisse une seconde étoile à neutrons. Avec une vitesse orbitale de près de 800 km/s, seul un « coup de pied » inhabituellement fort — un recul que l’explosion peut donner à l’étoile à neutrons naissante — pourrait séparer le couple.
4. L’explosion souffle environ une masse solaire de gaz. Il reste deux étoiles à neutrons, sur une orbite plus large et allongée de 4,4 heures, qui fusionnent 220 millions d’années plus tard.

Là où la prévision pourrait flancher

Le maillon faible, selon les auteurs, est la quantité de moment cinétique, la « quantité de rotation » de l’orbite, qu’emporte le gaz qui s’échappe. Dans l’une des sept variantes du modèle, le gaz perdu forme un disque autour des deux étoiles, et le couple fusionne avant la seconde supernova. Dans les six autres, deux étoiles à neutrons se forment et finissent par fusionner, entre 175 millions et 7,9 milliards d’années plus tard.

DGL-3 se trouve à environ 60 600 parsecs — quelque 200 000 années-lumière (un parsec vaut environ 3,26 années-lumière). Si elle était 60 à 600 fois plus proche, entre 100 et 1 000 parsecs, des observatoires d’ondes gravitationnelles à basse fréquence comme LISA la détecteraient, notent les auteurs.