Une naine blanche abriterait une planète de seconde génération

Une vieille énigme dans les archives de Hubble

HS 0209+0832 est une naine blanche située à environ 270 années-lumière : le cœur mis à nu d’une étoile semblable au Soleil, qui a épuisé son combustible et rejeté ses couches externes. Cette naine blanche est jeune : sa surface atteint encore quelque 35 800 kelvins après seulement 5 millions d’années environ de refroidissement. Sa gravité fait couler l’hélium et les éléments plus lourds sous la surface en quelques mois ; l’hélium et les métaux qu’on y observe doivent donc continuer d’arriver de l’extérieur.

En 2000, une étude d’un spectre ultraviolet pris par Hubble le 10 janvier 1999 avait identifié sept éléments, mais une centaine de raies n’avaient pu être attribuées à aucun élément connu, si bien que l’origine de cette pollution restait un mystère. Jamie Williams, de l’université de Warwick, et ses collègues ont réanalysé ces données à l’aide de listes de raies atomiques plus récentes et ont attribué la plupart de ces raies inconnues au cuivre et au niobium. Des spectres obtenus en 2002 par FUSE, un satellite ultraviolet de la NASA aujourd’hui hors service, montrent les mêmes raies du niobium.

Qu’est-ce qu’une planète de seconde génération ?

La Terre est une planète de première génération : elle s’est formée dans le disque de gaz et de poussière resté autour du Soleil après sa naissance. Une planète de seconde génération naît tard dans la vie de son étoile, à partir de matière que l’étoile elle-même a éjectée.

Dans sa dernière phase de géante (la branche asymptotique des géantes, ou AGB), une étoile semblable au Soleil expulse ses couches externes. À l’intérieur de ces étoiles, les noyaux atomiques capturent des neutrons un à un, ce qui forme lentement des éléments plus lourds que le fer ; les astronomes parlent de processus s (s pour slow, « lent » en anglais). Le niobium est l’un des produits de ce processus : une planète formée de matière éjectée par une étoile AGB devrait donc présenter un excès de niobium qu’aucun processus connu ne peut produire dans une planète née autour d’une jeune étoile.

Une étoile isolée qui perd sa masse de façon uniforme a peu de chances de laisser derrière elle un disque propice à la formation de planètes. Les auteurs envisagent donc un compagnon proche : englouti par la géante en train d’enfler, il aurait aidé à expulser l’enveloppe de celle-ci, dont une partie aurait pu se rassembler en disque.

Les indices

• Trop de niobium. Le rapport du niobium au calcium est plus de mille fois supérieur à celui du Soleil, et les spectres FUSE de 33 autres naines blanches polluées par des débris ne montrent aucune trace de niobium.
• Rien de rocheux. Les débris qui polluent les naines blanches sont d’ordinaire riches en silicium et en fer. Ici, le silicium n’apparaît qu’à l’état de traces et le fer n’est pas détecté, et le nickel y est au moins deux fois plus abondant que lui ; à l’échelle de la Terre entière, c’est le fer qui est environ vingt fois plus abondant que le nickel. Ajoutés à l’hélium qui afflue, ces indices orientent vers l’atmosphère d’une planète géante.
• Un rythme de 4,4 jours. Le satellite TESS de la NASA a vu l’éclat de l’étoile monter puis baisser de 0,12 % tous les 4,4 jours. Une naine blanche tourne en général sur elle-même en une trentaine d’heures ; l’équipe attribue donc ce signal plus lent à un corps en orbite à 6,6 millions de kilomètres de l’étoile, soit un neuvième de la distance de Mercure au Soleil.

Ce qui reste incertain, et où regarder

La planète n’a pas été vue et sa masse est inconnue : l’étude parle donc d’une planète candidate. TESS ne l’a jamais vue passer devant l’étoile, et le signal de 4,4 jours est faible : analysées séparément, seules deux des quatre périodes d’observation le font nettement apparaître. La lumière de l’étoile réfléchie ou réémise par la face diurne d’une planète ordinaire ne pourrait produire une variation de 0,12 % que si cette planète avait un rayon de quatre à huit fois celui de Jupiter. Les auteurs proposent deux explications : soit une jeune planète dont la face nocturne, très chaude, brille davantage que sa face diurne voilée de brume, soit une queue de gaz qui s’échappe, comme celle d’une comète, et croise notre ligne de visée là où la planète elle-même ne passe pas.

La composition chimique ne cadre pas tout à fait non plus avec les modèles : les étoiles AGB devraient fabriquer du strontium en même temps que du niobium, or aucune trace de strontium n’a été détectée.

HS 0209+0832 se trouve dans la Baleine, par 2 h 12 min d’ascension droite et +8° 47′ de déclinaison. L’étoile est visible depuis les deux hémisphères et culmine au milieu de la nuit à la fin d’octobre, à 50° de hauteur depuis Paris et à 47° depuis Le Cap. Avec une magnitude d’environ 13,8, on ne la trouve qu’au télescope, carte détaillée en main, et même alors ce n’est qu’un faible point lumineux, pareil à n’importe quelle autre étoile. Aucun télescope, pas même Hubble, n’a vu la planète elle-même : tout ce qui précède a été déduit de la lumière de l’étoile.