Découverte de sources lumineuses de rayons X "hyper-mous"

Grâce au télescope spatial Chandra, des astrophysiciens ont découvert une nouvelle classe d'objets au comportement inédit. Ces objets émettent des rayons X d'énergie exceptionnellement faible, et un rayonnement ultraviolet intense. Ils pourraient permettre de résoudre non pas une, mais deux questions fondamentales de l'astrophysique. L'article est publié dans Nature Astronomy.

Mustafa Muhibullah (université d'Alabama) et ses collaborateurs ont découvert un total de 84 sources de rayons X "hyper-mous" dans les six galaxies qu'ils ont étudiées, grâce aux données accessibles au public dans les archives de Chandra. Généralement on classe les rayons  X en deux classes : les rayons X durs, qui ont une énergie supérieure à 10 keV et les rayons X mous, de moins de 10 keV. Mais ici, ces rayons X sont à la limite des photons ultraviolets, avec quelques dizaines ou centaines d'électronvolts. 

Deux des 6 galaxies sont des spirales, M31 (la galaxie d'Andromède) et M101, tandis que les quatre autres sont elliptiques. Les chercheurs ont trouvé ces sources de rayons X hyper-mous aussi bien dans des régions de formation stellaire active que dans des zones abritant des étoiles plus anciennes. L'équipe a repéré ces sources en identifiant des objets apparaissant sur les images de Chandra prises aux énergies de rayons X les plus basses, mais disparaissant sur les images à plus haute énergie. Cela signifie que ces objets émettent beaucoup plus de rayons X de basse énergie que de haute énergie. Et comme les rayons X de basse énergie se situent à la limite du rayonnement ultraviolet énergétique sur le spectre électromagnétique, les chercheurs ont déterminé que ces sources produisent également d'importantes quantités de rayonnement ultraviolet énergétique.

On ignore encore la nature des objets responsables de ces rayons X de faible énergie et de ce rayonnement ultraviolet intense. L'équipe pense qu'il s'agit très probablement d'un trou noir, d'une étoile à neutrons ou d'une naine blanche qui aspire de la matière d'une étoile compagne. Cette matière est chauffée pour produire des rayons X avant de tomber sur la naine blanche, l'étoile à neutrons ou le trou noir. De tels systèmes binaires ont déjà été observés, mais jamais avec un rayonnement ultraviolet aussi intense et des rayons X de faible énergie aussi puissants. Il faut savoir que les binaires X, qui sont ainsi alimentées par l'accrétion de matière provenant d'une étoile compagne sur un trou noir, une étoile à neutrons ou une naine blanche, comptent parmi les sources non explosives les plus brillantes des galaxies ; leur luminosité surpasse celle du Soleil de plusieurs millions de fois. 

Si les binaires X classiques émettent principalement au-delà de 0,3 keV, les sources plus froides, dont le pic d'émission se situe dans l'ultraviolet extrême (EUV), restent difficiles à détecter en raison d'une lacune observationnelle persistante. 

Les sources les plus lumineuses trouvées par Muhibullah et ses collaborateurs rayonnent à une puissance proche de 10³⁸ erg s⁻¹ dans la bande X étroite. Et les modèles spectraux suggèrent des luminosités bolométriques encore plus élevées, dont la majeure partie est émise dans l'EUV. 

Les astrophysiciens pensent que certains systèmes binaires de naines blanches, pourraient exploser en supernovas de type Ia, un phénomène crucial pour mesurer l'expansion de l'Univers. Les astronomes recherchent depuis de nombreuses années les étoiles qui se transforment en supernovas de type Ia, juste avant qu'elles n'explosent, sans succès jusqu'à présent. Si les sources de rayons X hyper-mous correspondent à de tels systèmes binaires, cette quête pourrait trouver une solution très intéressante. 

L'autre mystère que ces sources de rayons X hyper-mous pourraient éclaircir concerne l'ionisation du gaz interstellaire dans certaines galaxies. Ce phénomène est important à étudier car il peut influencer la vitesse de formation des étoiles et le cycle de vie des galaxies. Les étoiles chaudes et massives jouent un rôle, mais n'expliquent pas entièrement ce processus. Le rayonnement ultraviolet intense émis par ces sources de rayons X hyper-mous pourrait ainsi jouer un rôle crucial.

Selon les chercheurs, quelle que soit leur nature exacte, les gammes de température des sources d'X hyper-mous suggèrent qu'elles pourraient contribuer de manière significative à l'ionisation de vastes régions du milieu interstellaire au sein des galaxies. Pendant des décennies, la détection de raies d'émission correspondant à un haut degré d'ionisation, telles que celle de l'He II (énergie d'ionisation d'environ 54 eV), dans des galaxies à formation d'étoiles dépourvues de noyau actif, est restée une énigme. Les modèles classiques de photo-ionisation impliquant des populations stellaires de la séquence principale et des géantes ne parviennent pas à expliquer l'émission He II observée, tant dans les galaxies locales que dans celles situées à grand décalage vers le rouge.

Une étude récente de 2025 a suggéré que des sources de rayons X mous pourraient fournir suffisamment de photons ionisants de haute énergie pour produire ces raies d'ionisation intense. Mais dans certains cas, la prise en compte de composantes thermiques comprises entre 5 et 20 eV s'est avérée nécessaire pour reproduire les rapports observés entre les raies d'émission He II et H β. Cela indique que les sources de rayons X hypermous pourraient jouer un rôle clé dans l'interprétation des signatures d'ionisation détectées par le SDSS et Webb dans des galaxies, aussi bien proches qu'à grand redshift. 

Cette classe énigmatique de sources pourrait donc détenir la clé de deux mystères persistants de l'astrophysique, à savoir l'origine des raies d'ionisation élevée dans les galaxies et la nature des progénitrices des supernovas de type Ia...

Source

Hypersoft X-ray sources as a low-energy class of luminous cosmic emitter

Mustafa Muhibullah et al.

Nature Astronomy (9 september 2026)

https://doi.org/10.1038/s41550-026-02959-7

Illustration 

1. Images de Chandra de NGC 3379 et NGC 4472 dans deux gammes d'énergie révélant des sources de rayons X hypermous (Muhibullah et al.)

2. Mustafa Muhibullah

Découverte d'un système binaire de naines blanches avec transfert de masse

Une équipe d'astrophysiciens a observé un système binaire d'étoiles naines blanches où l'une des deux est en train d'absorber activement de la matière de l'autre. Cette étude publiée dans The Astrophysical Journal révèle l'une des images les plus nettes à ce jour de la manière dont les naines blanches ultracompactes échangent de la masse lorsqu'elles sont extrêmement proches l'une de l'autre. 

Les systèmes d'étoiles binaires sont souvent le théâtre de processus spectaculaires et violents où une étoile se déforme et absorbe de la matière de sa compagne. Mais dans les systèmes où les étoiles orbitent extrêmement près l'une de l'autre, on ignore encore à quoi peuvent ressembler ces transferts de masse. Rappelons que les naines blanches sont les vestiges laissés par des étoiles semblables au Soleil lorsque celles-ci épuisent leur combustible nucléaire et se débarrassent entièrement de leurs couches externes. L'équipe de Emma Chickles (MIT) a passé au crible des millions d'images d'étoiles binaires, et plus particulièrement des naines blanches, imagées à maintes reprises au cours de la dernière décennie par divers programmes d'observation stellaire. 

Les chercheurs ont pu observer en temps réel la variation de luminosité de ATLAS J1013−4516, un système composé d'une paire binaire de naines blanches. Cette variation correspond à l'éclipse mutuelle des deux étoiles, avec une période extrêmement courte : seulement 8,56 minutes ! Qui dit période orbitale très courte dit distance très faible. Si faible que l'une des deux composantes aspire de la matière de sa compagne binaire et la transfère sur un disque d'accrétion compact et surchauffé (25900 K).

ATLAS J1013−4516 est classée dans la famille des binaires AM Canum Venaticorum (AM CVn), une classe rare de systèmes binaires ultracompacts dans lesquels une naine blanche accrète de la matière riche en hélium provenant d'une étoile donneuse dégénérée ou semi-dégénérée. Leurs périodes orbitales varient généralement d'environ 5 à 70 minutes, et leur spectre bleu continu, leur forte émission He I /He II et l'absence de raies de Balmer les distinguent des variables cataclysmiques accrétant de l'hydrogène.

Le suivi avec le spectrographe LMAS (Large Lenslet Array Magellan Spectrograph) révèle en effet un disque d'accrétion dominé par l'hélium, et la photométrie à haute vitesse d'ULTRACAM met en évidence des éclipses primaires et secondaires prononcées. Chickles et ses collaborateurs ont établi une base de chronométrage sur une décennie en exploitant les courbes de lumière des relevés ATLAS et Gaia, ainsi que les images à haute vitesse d'ULTRACAM sur le New Energy Telescope et de proto-Lightspeed sur le télescope Magellan. À partir de cette ligne de base temporelle, ils ont mesuré la dérivée de la période orbitale qui vaut -1,60 10^-12 s.s^-1. La mesure de la dérivée de la période orbitale (accéleration ou ralentisseent) permet d'étudier directement l'équilibre qui existe entre les pertes de moment cinétique dues à l'émission d'ondes gravitationnelles et l'expansion orbitale qui est induite par le transfert de masse. De telles mesures n'ont seulement été réalisées que pour quelques binaires ultracompactes présentant des dérivées de période orbitale significatives et non nulles. Ici, interprétée dans le contexte d'un transfert de masse stable, l'amplitude et le signe de la dérivée de la période indiquent que l'évolution orbitale est régie par l'interaction entre les pertes de moment angulaire induites par les ondes gravitationnelles et le transfert de masse. 

Cela permet de sonder directement la réponse structurelle de l'étoile donneuse à la perte de masse. Les chercheurs contraignent les masses de l'étoile accrétrice et de l'étoile donneuse à partir d'arguments de transfert de masse stables, en supposant que la perte de moment angulaire est principalement due à l'émission d'ondes gravitationnelles. La donneuse fait 0,1 masse solaire et celle qui accrète pèse 0;87 masses solaire.

Chickles et ses collaborateurs en déduisent la déformation caractéristique des ondes gravitationnelles du système binaire dans l'optique d'une détection par les futurs observatoires spatiaux d'ondes gravitationnelles, tels que LISA (Laser Interferometer Space Antenna) qui sera à même de le détecter directement. Ils prévoient ainsi une déformation caractéristique correspondant à un rapport signal sur bruit de LISA supérieur à 10 sur 4 ans, faisant d'ATLAS J1013−4516 une source prometteuse pour l'étude de l'évolution orbitale à long terme dans le régime de transfert de masse. 

Grâce à près d'une décennie d'observations réalisées avec ATLAS, Gaia, ULTRACAM et proto-Lightspeed, Emma Chickles et son équipe ont ainsi mesuré une dérivée négative de la période orbitale de ATLAS J1013−4516, dont l'amplitude est réduite par rapport à la prédiction du processus d'émission d'ondes gravitationnelles. Ceci indique que le transfert de masse en cours compense partiellement les pertes de moment angulaire dues aux ondes gravitationnelles, et donc favorise une donneuse d'hélium semi-dégénérée et thermiquement gonflée. Associée aux contraintes géométriques issues des éclipses, l'observation d'ATLAS J1013−4516 permet de tester précisément l'influence de la structure de la  donneuse sur l'évolution orbitale séculaire, et ça, aux périodes les plus courtes atteintes par les binaires de naines blanches en phase d'accrétion de disque.

Des découvertes récentes ont révélé une population restreinte mais diversifiée de systèmes AM CVn ultracompacts de période orbitale inférieure à ∼10 minutes, présentant une grande variété de morphologies de courbes de lumière et des dérivées de période orbitale positives et négatives. ATLAS J1013−4516 illustre cette diversité tout en étant l'un des rares systèmes de ce régime à présenter des éclipses profondes et une période orbitale mesurée avec précision , ce qui en fait un modèle particulièrement précieux pour tester les modèles de transfert de masse via le disque et la thermodynamique des donneuses d'hélium.

Source

An Eclipsing 8.56 Minutes Orbital Period Mass-transferring Binary

Emma T. Chickles 

The Astrophysical Journal, Volume 1000, Number 2 (26 march 2026)

https://doi.org/10.3847/1538-4357/ae4871

Illustrations

1. Vue d'artiste d'un système binaire de naines blanches (CalTech)

2. Emma Chickles

L'origine de la pollution des naines blanches

L'accrétion de matière issue de planètes détruites par les effets de marées est le modèle consensuel actuel pour expliquer la présence de métaux dans la photosphère des naines blanches. Mais ce processus serait-il favorisé par la présence d'une étoile compagne ? C'est à cette question qu'une équipe de chercheurs s'est intéressée, et à trouvé une réponse claire. Ils publient leur étude dans les Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 

Découverte d'une étoile grande comme seulement 7 fois la Terre

Des astrophysiciens chinois ont récemment découvert un système d’étoiles binaires étonnant, composé d’une naine blanche et d’une petite étoile de type sous-naine chaude. Les deux étoiles se tournent autour l'une de l'autre en seulement 20,5 minutes. Et elles sont sur le point de générer un fort rayonnement d’ondes gravitationnelles d’une fréquence de l'ordre du millihertz, qui devrait être détecté par les futurs observatoires spatiaux d’ondes gravitationnelles. Ils publient leur étude dans Nature Astronomy. 

Un modèle plus précis pour les naines blanches ultra-massives

La prise en compte des effets de la Relativité Générale dans l'évolution des étoiles naines blanches très massives, proches de leur limite de stabilité, indique des différences notables par rapport au cas classique. La masse limite se révèle notamment être un peu inférieure au classique 1,4 masse solaire. L'étude est parue dans Astronomy&Astrophysics.

Les naines blanches ultramassives de l'amas Alpha Persei

Une équipe d’astrophysiciens canadiens, anglais et états-uniens a étudié les étoiles naines blanches qui se sont échappées de l’amas Alpha Persei depuis sa naissance il y a 81 millions d’années. Ils trouvent des naines blanches très massives, dont les étoiles progénitrices devaient avoir plus de 8 masses solaires, repoussant la limite supérieure pour la formation d'une naine blanche à partir d'une seule étoile massive. Ils publient leur étude dans The Astrophysical Journal Letters.

Les naines blanches deviennent magnétiques en vieillissant

Au moins une naine blanche sur quatre terminera sa vie comme une étoile magnétisée... Une étude récente publiée dans les Monthly Notices of the Royal Astronomical Society portant sur un échantillon de naines blanches proches montre de nouvelles preuves de la corrélation qui existe entre la fréquence du magnétisme dans les naines blanches et leur âge.