La mission TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) a détecté une planète en orbite autour de l'étoile naine TIC 71268730, un système désigné désormais TOI-5375. Mais une équipe d'astronomes a effectué un suivi de cette exoplanète en exploitant des données de vitesse radiale et de photométrie, et ils montrent qu'il ne s'agit en fait pas d'une planète, mais d'une minuscule étoile, grosse comme Jupiter mais 84 fois plus massive. Ils publient leur étude dans The Astronomical Journal.
Mika Lambert (Université de l'Arizona) et ses collaborateurs ont réussi à déterminer que la compagne de TOI-5375 est une étoile de très faible masse, qui se situe à la limite de la combustion de l'hydrogène. Ils ont mesuré sa masse qui vaut de 0,080 ± 0,002 M☉ (ce qui fait 83,81 ± 2,10 MJupiter ). Son rayon quant à lui vaut 0,111 rayon solaire, soit 1,084 rayon jovien. Cette mini-étoile a une température de 2600 K et elle a une période orbitale autour de sa compagne de seulement 1,72 jours, son étoile hôte étant classée dans les étoiles naines de type M (faisant 0,62 ± 0,016 M☉ et une température de 3865 K). Ce système se situe à une distance de 121 pc. Depuis le lancement de TESS en 2018, il a mis au jour 234 planètes qui ont été confirmées et en a détecté 1573 qui se sont révélés être des faux positifs. Un suivi au sol est indispensable pour bien caractériser les objets détectés par le télescope qui utilise la méthode du transit pour trouver ses planètes.
Les systèmes binaires à éclipses sont des repères astrophysiques importants car ils permettent de contraindre dynamiquement les caractéristiques physiques du système, y compris la masse et le rayon, principalement indépendants des modèles théoriques . Ces systèmes stellaires fournissent ainsi des mesures qui contribuent à l'étalonnage et à l'évolution des modèles d'évolution stellaire. Le catalogue des faux positifs dans les données de TESS peut également bénéficier au traitement des données de TESS pour identifier plus facilement les paramètres qui sont corrélés avec la classification erronée des systèmes binaires.
L'âge de TOI-5375 b a été déterminé par les chercheurs grâce à l'âge de l'étoile principale, en faisant l'hypothèse tout à fait justifiée que les deux sont nées ensemble. Et l'âge de cette compagne a été inféré à partir de sa période de rotation sur elle-même, qui vaut 1,97 jours. Cette rotation propre a pu être déterminée par Lambert et ses collaborateurs grâce à l'observation d'une périodicité dans la luminosité du système, qui est induite par les taches à sa surface, ce qui produit une variabilité périodique dans la courbe de lumière.
Cette méthode de datation n'est valable que pour les étoiles de faible masse comme les naines de type M. En effet, les naines de type M perdent du moment cinétique en vieillissant, ce qui entraîne une augmentation de leur période de rotation. En mesurant la période de rotation, on peut donc estimer l'âge des naines M. Lambert et al. ont utilisé la relation que Engle & Guinan ont fournit en 2018 pour calculer l'âge d'une naine M précoce en utilisant sa période de rotation : t = 0,365 + 0,019 P1,457 , où t est l'âge exprimé en gigannées et P la période de rotation propre exprimée en jours. Les chercheurs trouvent ainsi un âge de 400 millions d'années.
D'autre part, lorsque que Lambert et ses collaborateurs placent TOI-5375 B sur une distribution masse-rayon d'étoiles sous-stellaires et d'autres étoiles de faible masse près de la limite de combustion de l'hydrogène, ils observent que TOI-5375 B se retrouve très proche de la courbe isochrone de 0,4 Gigannées, qui correspond à l'endroit où devraient se trouver les étoiles de métallicité solaire de cet âge dans ce diagramme masse-rayon. C'est donc tout à fait cohérent avec l'âge déduit de la période de rotation propre de la compagne un peu plus massive.
Les chercheurs notent toutefois que dans cette région de l'espace des paramètres, les isochrones correspondant aux âges plus avancés commencent à tomber les unes sur les autres, ils précisent donc que à 2σ, leur mesure du rayon est cohérente avec une large gamme d'âges isochrones.
Le système TOI-5375 fournit désormais des contraintes strictes sur les modèles stellaires d'étoiles de faible masse à la limite de combustion de l'hydrogène et ajoute à la population rare de cette région importante des toutes petites étoiles. La masse limite de combustion de l'hydrogène, qui donne la définition d'une étoile est de 0,07 M☉ (ou 80 MJupiter). Il n'y a guère que deux autres étoiles moins massives que TOI-5375 b actuellement : TOI 148 b et Kepler 503 b, entre 0,072 et 0,075 M☉. En revanche, ces deux là sont plus vieilles que TOI-5375 b : elles ont plus de 1 milliard d'années, et même plus de 5 milliards pour Kepler 503 b.
TOI-5375 b est donc un faux positif qui s'avère être une vraie découverte très utile.
Source
TOI-5375 B: A Very Low Mass Star at the Hydrogen-burning Limit Orbiting an Early M-type Star
Mika Lambert et al.
The Astronomical Journal, Volume 165, Number 5 (28 april 2023)
Illustration
Vue d'artiste du système TOI-5375
1 commentaire :
Merci d'avoir partagé cet article très intéressant sur une des plus petites étoiles détectées, à la limite de la combustion thermonucléaire de l'hydrogène !
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