Les planètes en orbite près d'étoiles chaudes subissent un rayonnement ultraviolet extrême pouvant conduire à l'évaporation de l'atmosphère et à la dissociation thermique des molécules. Jusqu'à aujourd'hui, une seule planète géante ultra-chaude, nommée KELT-9b, reçoit suffisamment de rayonnement ultraviolet pour la dissociation moléculaire, avec une température diurne d'environ 4 600 K. Aujourd'hui, une équipe internationale rapporte la découverte d'une naine brune encore plus chaude, et même plus chaude que le Soleil, alors que ce n'est pas une étoile. L'étude est à paraître dans Nature Astronomy.
Avec des atmosphères et des rayons similaires à ceux de planètes géantes, les naines brunes en orbite à proximité d'étoiles naines blanches chaudes de la taille de la Terre peuvent être directement détectées au-dessus de l'éclat de l'étoile. La naine brune est dans ce cas plus grosse en taille que l'étoile autour de laquelle elle évolue. Cette étoile est une naine blanche nommée WD0032-317 située à 431 parsecs, qui a une masse de 0,4 masse solaire et une température de 13000 K, pour un âge estimé dans sa nature de naine blanche de 1 million d'années. Na’ama Hallakoun (Weizmann Institute of Sciences, Israël) et ses collaborateurs ont détecté la présence d'un objet en orbite de cette naine blanche, dont les caractéristiques étaient inhabituelles.
Les données de suivi que les chercheurs ont obtenues avec le spectrographe UVES ( Ultra-Violet-Visual Echelle Spectrograph) du Very Large Telescope révèlent la présence d'une compagne de faible masse mise en évidence par la présence de raies d'émission de Balmer en antiphase avec les raies d'absorption de la naine blanche. L'émission de la compagne verrouillée par effet de marée n'est détectée que lorsque sa face diurne chauffée nous fait face, alors que le rayonnement de l'hémisphère nocturne plus froid reste caché dans l'éblouissement de la naine blanche dans la gamme de longueurs d'onde observées. Les chercheurs ont extrait et ajusté les courbes de vitesse radiale de la naine blanche et de la compagne, et ont trouvé une période orbitale d'environ 2,3 heures. Alors que dans des systèmes similaires, des raies d'émission de métaux sont parfois détectées, ici, seules les raies d'émission de l'hydrogène sont détectées dans cette petite compagne. Hallakoun et ses collaborateurs ont réussi à déterminer qu'il s'agissait d'une naine brune verrouillée gravitationnellement dans une orbite très serré. Cela signifie qu'elle présente toujours la même face vers l'étoile
Les astrophysiciens montrent que la température de la naine brune côté jour est d'environ 8 000 K, et qu'il existe une différence avec le côté nuit d'environ 6 000 K. La quantité de rayonnement ultraviolet (des longueurs d'onde de 100 à 912 Å) reçue par WD0032-317 B (c'est le nom de la naine brune) est équivalente à celle reçue par des planètes qui seraient en orbite près d'étoiles aussi chaudes que des étoiles tardives de type B, et accessoirement environ 5 600 fois supérieure à l'irradiation UV reçue par KELT- 9b. WD0032-317 B est une naine brune plutôt massive, avec une masse d'environ 75 à 88 masses de Jupiter, ce qui fait de cet objet une presqu'étoile, puisqu'elle est proche de la limite de combustion de l'hydrogène. Hallakoun et ses collaborateurs précisent même qu'elle est potentiellement l'une des naines brunes les plus massives connues.
Pour estimer le rayon de la naine brune, ainsi que ses températures effectives de jour et de nuit, les chercheurs ont ajusté la distribution d'énergie spectrale du système avec une combinaison d'un spectre modèle de naine blanche et d'un spectre modèle de naine brune, pour chacun de ses hémisphères. Pour tenir compte de l'inclinaison orbitale du système, ils ont inclus un paramètre d'ajustement supplémentaire. La température du côté jour de la naine brune varie selon le modèle de noyau de naine blanche utilisé, elle va de 7250 à 9800 K (aussi chaude qu'une étoile de type A), et sa température nocturne s'étale entre 1300 et 3000 K, soit une différence de température d'environ 6000 K, ce qui est énorme, et une différence quatre fois plus grande que ce qui est observé sur la Jupier chaude KELT-9b.
WD0032-317 B est globalement 5100 K plus chaude que toutes les planètes géantes connues et 1000 K plus chaude que KELT-9b.
Hallakoun et ses collaborateurs notent toutefois qu'il existe un cas un peu plus extrême encore, autour d'une autre naine blanche, nommée NN Serpentis, un objet qui a une température d'équilibre encore plus élevée, d'environ 6000 K, mais avec une masse de 0,111 M⊙, cet objet surchauffé par l'irradiation de NN Serpentis est une véritable étoile de la séquence principale et pas une naine brune.
Pour former la naine blanche de 0,4 masse solaire, selon les astrophysiciens, la naine brune compagne doit avoir contribué à la désolidarisation de l'enveloppe de la géante rouge initiale, et elle devait être suffisamment massive pour avoir survécu au processus sans être évaporée. Il ne faut pas oublier que d'après le rayon de la naine brune, on peut estimer son âge à 1 milliard d'année, tandis que la naine blanche est apparue seulement il y a 1 million d'années, après avoir éjecté l'enveloppe de gaz foramnt une géante rouge.
Si la naine brune n'a pas été chauffée de façon significative pendant la phase d'enveloppe commune, cela indique que l'éjection d'enveloppe était plutôt efficace. En supposant que toute l'énergie nécessaire pour détacher l'enveloppe provienne de sources orbitales, l'étoile progénitrice d'une naine blanche à cœur d'Hélium aurait pu être une étoile d'environ 1,3 M⊙, selon les chercheurs. En revanche si la naine blanche a un noyau hybride, cela signifierait que sa progénitrice était une étoile géante plus massive et plus compacte, avec une énergie de liaison beaucoup plus importante. Cela nécessiterait alors de délier l'enveloppe avec une efficacité beaucoup plus grande pour que la naine brune puisse survivre et atteindre l'orbite proche qui est observée. Grâce à cela, Hallakoun peuvent ainsi déterminer le type de naine blanche qu'est WD0032-317 : plutôt une naine blanche à coeur d'hélium.
WD 0032-317 offre donc un rare aperçu des premiers jours d'une binaire post-enveloppe commune, et d'un espace de paramètres inexploré d'objets substellaires et planétaires irradiés. Contrairement aux Jupiters chaudes ou aux naines brunes irradiées avec des étoiles hôtes plus grandes, pour lesquelles les observations spectroscopiques ne sont possibles que durant les éclipses, ici, la naine brune WD 0032-317 b devrait être visible dans le domaine de longueur d'onde infrarouge tout au long du cycle orbital. Les futures observations spectroscopiques à haute résolution du système couvrant le domaine de l'infrarouge proche révéleront en détail la transition graduelle de la face nocturne vers la face diurne, sondant directement les effets de l'extrême différence de température et de l'efficacité du transport de chaleur entre les hémisphères. La large couverture de longueurs d'onde, sensible aux différents niveaux de pression dans l'atmosphère, pourraient aussi révéler la structure tridimensionnelle de l'atmosphère, y compris les effets d'inversion de température. Le système étant verrouillé gravitationnellement, la période orbitale fournit une mesure directe de la période de rotation de la naine brune. Cela pourra aider à comprendre le rôle de la rotation sur la structure atmosphérique et la circulation dans les géantes gazeuses à rotation rapide qui sont extrêmement irradiées.
Source
An irradiated-Jupiter analogue hotter than the Sun
Na’ama Hallakoun et al.
A paraître dans Nature Astronomy
Illustration
Vue d'artiste d'une naine brune irradiée par une naine blanche (Dotted Yeti / Shutterstock)
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