Une étoile géante imite une supernova tous les 113 jours, dévorée par un astre effondré

Environ tous les cent treize jours, une étoile géante d’une galaxie spirale proche s’embrase si violemment qu’on la prend pour une supernova. Elle l’a fait au moins vingt-sept fois, et elle est toujours là. Les observations en rayons X de l’observatoire Chandra de la NASA pointent désormais vers ce qui provoque ces explosions : un trou noir ou une étoile à neutrons sur une orbite allongée. Il avale le gaz arraché à la géante à chaque fois que les deux astres se rapprochent.

Cela fait de cette étoile, cataloguée sous le nom AT 2016blu, la première de sa classe instable connue pour avoir un vestige stellaire effondré comme compagnon. Cela relie également deux énigmes que les astronomes ont surtout étudiées séparément : les imposteurs de supernova, des étoiles qui éruptent comme des supernovae sans mourir, et les sources de rayons X les plus brillantes des autres galaxies, dont les moteurs sont encore débattus.

L’étoile est énorme. Les images de Hubble prises alors qu’elle était calme la situent à au moins 33 masses solaires et à au moins un demi-million de fois la luminosité du Soleil. Elle se trouve dans la galaxie NGC 4559, à environ 29 millions d’années-lumière, et appartient à la même famille instable qu’Eta Carinae. Son rythme régulier avait déjà indiqué à l’équipe qu’elle orbitait autour de quelque chose.

Au pic d’une éruption, elle brille en lumière rouge comme environ dix millions de Soleils : bien plus faible qu’une vraie supernova, mais assez lumineuse pour figurer dans les relevés de supernovae. « Le comportement de cette étoile était déroutant au début, car elle n’arrêtait pas de se comporter comme une supernova, mais il est clair que ce n’en est pas une, puisqu’elle survit à ces éruptions environ trois fois par an », a déclaré la co-autrice Núria Torres-Albà de l’Université de Virginie.

Comment Chandra a surpris l’étoile en pleine éruption

Deux étoiles massives aux vents qui s’entrechoquent émettent des rayons X modestes. La chute de gaz sur un trou noir ou une étoile à neutrons peut briller des milliers de fois plus fort. Pour les distinguer, Chandra devait observer pendant une éruption, ce qui impliquait de savoir quand l’une d’elles allait se produire.

L’équipe a donc surveillé. Les télescopes de l’observatoire Lick et du réseau Las Cumbres Observatory ont vérifié l’étoile presque chaque nuit, et une alerte de l’American Association of Variable Star Observers a mobilisé plus de trente observateurs, dont beaucoup d’amateurs. Lorsque l’étoile s’est éclaircie de plus d’une magnitude entière, l’équipe a déclenché une demande urgente auprès de Chandra. Le télescope l’a observée cinq fois sur quatre jours, pendant environ 100 000 secondes au total, et l’a détectée à chaque fois.

« Nous soupçonnions que les flashs répétés et brillants en lumière visible pouvaient en fait être alimentés par des explosions périodiques de rayons X de haute énergie », a déclaré le co-auteur Nathan Smith de l’Université de l’Arizona. « Le gaz dense entourant le système est chauffé par les rayons X et brille ensuite dans le domaine visible. »

Seul Chandra pouvait le faire. Une source de rayons X bien plus brillante, NGC 4559 X7, se trouve à environ dix secondes d’arc, et le télescope XMM-Newton de l’Europe brouille les deux en un seul point. Chandra avait également imagé le champ par hasard plus de deux décennies auparavant, alors qu’AT 2016blu était calme, et n’avait rien vu à sa position. La nouvelle détection est au moins 100 fois plus brillante que cette limite. La probabilité qu’un quasar d’arrière-plan se trouve à l’intérieur du minuscule cercle de recherche est d’environ six sur 100 000.

Pourquoi seul un trou noir ou une étoile à neutrons convient

L’article examine quatre façons dont une étoile comme celle-ci peut produire des rayons X. Les chocs à l’intérieur du vent d’une seule étoile culminent à plus de dix millions de fois plus faibles que ce que Chandra a mesuré. Les vents qui s’entrechoquent de deux étoiles massives sont insuffisants d’un facteur d’environ 10 000. Des coquilles de gaz éjectées lors d’orbites successives pourraient entrer en collision, mais aux vitesses observées dans la lumière de l’étoile, cela donnerait des rayons X mous et de faible énergie, alors que Chandra a enregistré un spectre dur et de haute énergie.

Il ne reste donc que l’accrétion, c’est-à-dire la chute de matière sur un objet compact. La production de rayons X atteint le plafond théorique, appelé limite d’Eddington, pour un objet d’environ 3,5 masses solaires, ce qui est déjà au-dessus du plafond pour une étoile à neutrons. Elle se situe juste en dessous du seuil pour une source de rayons X ultralumineuse, une classe d’émetteurs extrêmes trouvés dans d’autres galaxies, et Chandra a peut-être tout simplement manqué le véritable pic. L’équipe qualifie AT 2016blu de membre candidat.

Les éruptions visibles transportent environ cent fois plus d’énergie que les rayons X. Si les deux proviennent de la même alimentation, environ 99 % de l’énergie est absorbée par le gaz environnant et réémise sous forme de lumière visible, comme le décrit Smith.

Comparaison avec Eta Carinae et d’autres imposteurs

À son maximum en rayons X, Eta Carinae, dont les rayons X proviennent de vents qui s’entrechoquent, atteint environ un deux-millième de ce que produit AT 2016blu. La plupart des variables lumineuses bleues de notre galaxie ne montrent aucun rayon X.

La correspondance la plus proche est SN 2010da, un imposteur brillant en rayons X dans la galaxie NGC 300 dont les pulsations régulières ont révélé une étoile à neutrons. Son étoile massive, cependant, est une supergéante rouge, pas une variable lumineuse bleue.

Cela importe à cause de SN 2009ip, une variable lumineuse bleue qui a érupté pendant des années et qui semble ensuite avoir vraiment explosé, ce que les modèles à étoile unique n’expliquent pas. Un nombre croissant de modèles attribue ces éruptions pré-mort à un compagnon compact, et AT 2016blu est la première variable lumineuse bleue observée qui corresponde.

Ce que les rayons X ne peuvent pas encore dire

La plus grande question ouverte est la nature du compagnon. Les étoiles à neutrons peuvent être identifiées par des pulsations régulières en rayons X, mais Chandra a collecté trop peu de photons X pour les rechercher, et la vue de XMM-Newton est noyée par X7. Peser le compagnon nécessiterait une solution orbitale, et les vitesses mesurées dans la lumière de l’hydrogène de l’étoile ne suivent pas l’orbite, donc aucune masse n’en ressort.

Le taux d’alimentation penche vers un trou noir sans le prouver. En tenant compte des éruptions visibles, le compagnon pourrait avaler du gaz à plus de cent fois le taux qu’une étoile à neutrons typique est censée supporter. Certaines étoiles à neutrons ont été observées dépassant cette limite d’environ mille fois, donc les auteurs s’arrêtent avant de conclure.

Le spectre de l’étoile montre également des caractéristiques qui apparaissent et disparaissent sans s’aligner sur l’orbite, ce qui pourrait impliquer un jet, un disque ou un gaz grumeleux.

Il y a aussi la question de savoir pourquoi les éruptions ont commencé, après des années d’étoile stable. L’équipe privilégie une géante qui a lentement gonflé avec l’âge jusqu’à commencer à atteindre son compagnon. L’alternative est une phase temporaire de gonflement connue dans ces étoiles, auquel cas les éruptions devraient finalement cesser. Jusqu’à présent, ce n’est pas le cas.

Questions fréquentes sur les imposteurs de supernova

Qu’est-ce qu’un imposteur de supernova ?

C’est une étoile massive qui s’éclaircit suffisamment pour être confondue avec une supernova mais qui survit, souvent une variable lumineuse bleue comme Eta Carinae. Les vraies supernovae détruisent l’étoile et sont généralement bien plus brillantes. Les imposteurs sont souvent enregistrés par les relevés de supernovae et reclassés une fois que l’étoile réapparaît.

Comment les rayons X peuvent-ils révéler un trou noir ou une étoile à neutrons ?

Le gaz tombant sur un objet très compact chauffe à des millions de degrés et brille en rayons X durs à des niveaux de puissance que les étoiles ordinaires ne peuvent pas atteindre. AT 2016blu brille à environ 100 000 fois la production totale du Soleil en rayons X seulement, bien au-delà de ce que les vents stellaires qui s’entrechoquent peuvent produire. Distinguer un trou noir d’une étoile à neutrons nécessite des preuves supplémentaires, comme des pulsations ou une masse mesurée.

AT 2016blu explosera-t-elle en une vraie supernova ?

Personne ne le sait. L’étoile est assez massive pour finir en supernova un jour, et l’imposteur SN 2009ip montre qu’une étoile avec une histoire similaire peut exploser. Rien dans les nouvelles données n’indique quand.

Le prochain passage rapproché

Chandra a observé l’étoile du 24 au 27 mars 2026, après des observations d’archives en 2001 et 2002 et une première éruption enregistrée en 2012. Les résultats ont été publiés le 9 novembre dans The Astrophysical Journal. « Depuis 15 ans, les astronomes regardent cette étoile devenir très brillante puis s’assombrir régulièrement », a déclaré l’auteur principal Mojgan Aghakhanloo de l’Université de Virginie. « Jusqu’à ce que nous puissions obtenir des données de Chandra au bon moment, nous ne pouvions pas comprendre ce qui provoquait cela. »

Les auteurs soutiennent que trouver d’autres systèmes comme celui-ci est essentiel pour comprendre comment les imposteurs, les variables lumineuses bleues et les vraies supernovae sont liés. AT 2016blu suit son calendrier, donc chaque passage rapproché est une nouvelle chance. Ce qui clôturerait le débat, ce sont des pulsations en rayons X, que seule une étoile à neutrons peut produire, ou une orbite qui pèse enfin le compagnon.

Référence : Aghakhanloo et al., « AT 2016blu: Accretion-powered Outbursts in a Luminous Blue Variable and Compact Object Binary, » The Astrophysical Journal, 2026. DOI: 10.3847/1538-4357/ae9a86

Étiquettes: astronomie, Supernova, AT 2016blu, Chandra X-ray Observatory, étoile à neutrons, NGC 4559