Une équipe d’astrophysiciens publie la découverte d'une naine blanche accrétant de la matière provenant des débris d’une planète. Mais cette planète serait de seconde génération, formée à partir de la matière stellaire éjectée lors de la phase géante de l’étoile, avant qu’elle ne devienne une naine blanche. L'atmosphère de cette naine blanche nommée HS 0209+0832 apparaît en effet fortement enrichie en éléments au-delà du fer, notamment le zinc, le cuivre et le niobium, mais appauvrie en silicium et en fer, éléments constitutifs des roches. L’étude est parue dans Nature Astronomy.
HS 0209+0832 est une naine blanche jeune et chaude, avec une température effective de 35 000 K, un âge de refroidissement de 5 millions d'années et une atmosphère dominée par l'hydrogène avec des traces d'hélium (~1 %). Une telle composition mixte est inhabituelle pour une naine blanche de cette température, car l'hélium devrait disparaître de l'atmosphère en quelques mois. Un spectre dans l'ultraviolet lointain obtenu en 1999 grâce au spectrographe imageur du télescope spatial Hubble avait révélé la présence de carbone, d'aluminium, de silicium, de calcium, de titane, de nickel et de zinc dans l'atmosphère, ainsi qu'une centaine de raies non identifiées. Si la présence d'hélium et de métaux indique une accrétion en cours, la nature de cette source externe est restée inexpliquée jusqu’à aujourd’hui
Au cours des 25 années écoulées depuis la publication de cette étude, l'origine des métaux photosphériques détectés dans de nombreuses autres naines blanches a été confirmée sans ambiguïté : il s'agit de débris planétaires. Jamie Williams (Université de Warwick) et ses collaborateurs ont décidé de réanalyser les observations de HS 0209+0832 obtenues avec Hubble, mais aussi avec un télescope terrestre comme le VLT et ses instruments Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) et Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph (UVES) ainsi qu'avec les données photométriques à large bande de Pan-STARRS. Dans un premier temps, ils ont déterminé précisément la température (Teff = 35 800 ± 500 K), la gravité de surface (log g = 7,90 ± 0,02) et l’abondance d'hélium (log(He/H) = −1,90 ± 0,20). Une fois ces paramètres fixés, les chercheurs ont calculé de spectres synthétiques de naines blanches à partir de listes détaillées de transitions métalliques dans l'ultraviolet. Ils ont ainsi pu attribuer la plupart des raies précédemment non identifiées à des transitions du cuivre et du niobium, ce dernier étant identifié grâce à cinq raies de Nb III et 57 raies de Nb IV. Ils ont également examiné attentivement les spectres d'archives FUSE de 33 autres naines blanches connues pour être enrichies en métaux, de températures comprises entre 20 000 K et 77 000 K, et ils ont confirmé l'absence de détection de niobium dans cet échantillon. HS 0209+0832 est donc la première naine blanche qui possède du niobium dans son atmosphère.
Williams et ses collaborateurs montrent que les profils d'abondance observés dans HS 0209+0832 ne peuvent pas être expliqués par un simple retour direct des éléments issus du vent stellaire de l’étoile géante progénitrice de la naine blanche. Le niobium provenant du premier pic du processus s, son abondance devrait être étroitement liée à celle du strontium, or ce dernier n'est pas détecté dans HS 0209+0832. Cependant, il existe une classe d'étoiles AGB qui présente des abondances de niobium par rapport au strontium plus élevées que celles prédites par de nombreux modèles, et HS 0209+0832 pourrait en faire partie.
Les chercheurs attribuent également le ratio inhabituel de Sr/Nb et les autres anomalies de composition à une autre cause : des processus planétaires ayant modifié les abondances relatives. En effet, plusieurs métaux observés dans HS 0209+0832 ont été détectés dans les atmosphères de planètes géantes, tels que le carbone, le calcium, le titane et le nickel.
L'aluminium et le zinc, eux, sont supposés être des condensats formant des nuages. La matière qui se retrouve accrétée sur la naine blanche doit donc provenir d'une planète qui s'est formée à partir de la matière enrichie éjectée par l'étoile au stade de géante avant qu'elle ne devienne une naine blanche. Ce qu'on appelle une planète de seconde génération.
En supposant une perte de masse à symétrie sphérique, les astrophysiciens expliquent que la formation d'un disque protoplanétaire de seconde génération autour d'une étoile AGB isolée est improbable. Mais plusieurs mécanismes peuvent conduire à la formation d'un tel disque en présence d'une compagne binaire. Des indices de la formation d'un tel disque ont été observés par exemple pour la binaire post-enveloppe commune NN Ser, ainsi que pour plusieurs binaires post-AGB. En particulier, une compagne de faible masse proche de l'étoile progénitrice de HS 0209+0832 aurait subi un événement d'enveloppe commune durant la phase AGB, entraînant l'éjection de l'enveloppe et la formation d'un disque circumstellaire riche en éléments lourds du processus s comme le niobium. Une planète géante de seconde génération aurait pu se former au sein de ce disque par effondrement gravitationnel direct à proximité de la naine blanche.
Une autre possibilité évoquée par Williams et ses collaborateurs serait une sous-Neptune ou une super-Terre de première génération, qui aurait traversé le disque protoplanétaire "de seconde génération", et aurait alors pu accréter une atmosphère "de seconde génération" autour d'un noyau de première génération.
Un vaste disque de matière enrichie en éléments lourds pourrait aussi former une planète géante sur une orbite plus large, et qui serait ensuite dirigée vers l'intérieur du système. Ce scénario nécessiterait en revanche la formation en plus d'une planète de première génération pour perturber l'orbite de la planète de seconde génération et la diriger vers la naine blanche, ainsi que la circularisation de son orbite, le tout en moins de 5 millions d'années, soit l'âge de refroidissement de la naine blanche. Ce scénario est moins probable.
L’analyse des observations du satellite TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) de HS 0209+0832 a révélé un signal sinusoïdal d’une période de 4,399 ± 0,026 jours et d’une amplitude de 0,120 % ± 0,018 %. Or, il se trouve que les périodes de rotation typiques des naines blanches se regroupent autour de 1,25 jour, et seul un système sur 20 observés par le télescope Kepler présente une période de rotation supérieure à 4 jours. Williams et ses collègues précisent que les données photométriques de TESS peuvent s’expliquer par la présence d’une planète géante orbitant à une distance de 0,04 UA.
D’autres exoplanètes autour de naines blanches proches connues présentent des demi-grands axes compris entre 0,02 et 0,07 UA. L'amplitude de la modulation photométrique est cohérente avec la courbe de phase attendue d'une jeune planète géante en phase verrouillée, et donc fortement irradiée. Le flux incident important de photons de haute énergie doit induire une perte de masse de cette planète, qui peut ensuite s'accréter sur la surface de la naine blanche, entraînant l'enrichissement en métaux de HS 0209+0832 qui est observé. Pour un rayon planétaire de 1 RJup, en utilisant des calculs d'échappement atmosphérique limités en énergie et l'émission ultraviolette et de rayons X attendue de la naine blanche, les chercheurs ont calculé un taux d'évaporation d'environ 1,1 millions de tonnes par seconde pour une masse planétaire de 1 MJup et d'environ 14,3 millions de tonnes par seconde pour une masse de 13 MJup. Ces taux sont très supérieurs au taux d'accrétion qui est mesuré sur la naine blanche (445 tonnes par seconde). L'écart entre le taux d'évaporation et le taux d'accrétion peut s'expliquer par le fait que ce dernier ne prend pas en compte les contributions de l'hydrogène, de l'hélium et des métaux non détectés. De plus, une grande partie de la masse est probablement éjectée du système par la pression de radiation et l'énergie dynamique injectée dans la matière évaporée depuis l'orbite planétaire.
Selon Williams et ses collaborateurs, une modélisation atmosphérique détaillée des planètes de seconde génération est cependant nécessaire pour déterminer les abondances atmosphériques probables. Malgré cette complexité, le caractère unique des métaux observés, comparé à celui des naines blanches d'âge similaire, indique qu'il ne s'agit pas d'un événement d'accrétion typique. La non-détection d'un excès infrarouge par le télescope Spitzer suggère clairement l'absence d'un vaste disque d'accrétion, contrairement à ce qui est observé dans plusieurs naines blanches.
A l'avenir, d'autres candidates pour des planètes de seconde génération pourront être identifiées grâce à l'observation de fortes abondances de carbone et d'enrichissements en éléments du processus s, notamment le niobium, comme c'est le cas ici, deux caractéristiques caractérisées par des raies spectrales intenses dans l'ultraviolet apparaissant dans la lumière des naines blanches chaudes. Il reste maintenant à constituer un échantillon conséquent de tels systèmes qui nous permettra d'étudier plus en détails la formation des planètes de seconde génération.
Source
Discovery of a second-generation planet candidate accreting onto a white dwarf
Williams et al.
Nature Astronomy (october 2026)
https://doi.org/10.1038/s41550-026-02983-7
Illustrations
1. Vue d'artiste de HS 0209+0832 et sa planète de seconde génération (NASA / ESA / Leah Hustak, STScI.)
2. Spectres mesurés révélant des raies d'absorption caractéristiques d'éléments lourds (Williams et al.)
2. Jamie Williams
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