Le dépouillement des archives des observations dans le domaine des rayons X par le satellite XMM-Newton a révélé une puissante éruption stellaire survenue en 2008. Surprise, elle provenait d'une naine ultrafroide donc trop petite et trop peu lumineuse en théorie pour produire une éruption plus forte que celles du Soleil en rayons X.

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Le 10 décembre 2019, l’ESA a fêté les 20 ans du lancement par la fusée Ariane 5 de XMM-Newton (XMM pour X-Rays multi Mirror Mission). C'est un poids lourd des observations des rayons Xrayons X dans l'espace. Les caméras du satellite sont parmi les plus sensibles et ses miroirsmiroirs parmi les plus puissants jamais développés dans le monde de l'astronomie des rayons X. Il a été rejoint dans l'espace tout récemment par le HubbleHubble russe des rayons X, à savoir Spektr-RG (SRG), qui malgré sa dénomination précise « Spectrum-Roentgen-Gamma » n'étudiera pas le ciel gamma. D'ici les années 2030, c'est Athena (Advanced Telescope for High ENergy Astrophysics) qui sera le successeur de XMM-Newton prévu par l'ESAESA.

On peut penser que même à ce moment-là on continuera à faire des découvertes étonnantes dans les archives des observations de XMM-Newton car c'est précisément ce qui vient d'arriver, comme l'explique une équipe d'astrophysiciensastrophysiciens dans un article publié dans le journal Astronomy & Astrophysics. Les chercheurs y annoncent avoir découvert, à leur grande surprise, qu'une naine ultrafroide de type spectral L - donc un astreastre dont la limite entre le statut d'étoile naineétoile naine rouge de type M et de naine brune n'est pas toujours très clair - est néanmoins capable de produire l'équivalent des super-éruptions solaires dans le domaine des rayons X.


Une des éruptions solaires vues par SDO. © Nasa Goddard

Des éruptions magnétiques mal comprises ?

La naine L présente dans le catalogue des observations de XMM-Newton sous le numéro J0331-27, malgré une massemasse de seulement 8 % environ de celle du SoleilSoleil et une température de surface de 2.100 K par rapport à environ 6.000 K sur le Soleil, a tout de même tellement brillé en rayons X le 5 juillet 2008 qu'en quelques minutes elle a libéré plus de dix fois plus d'énergieénergie que les éruptions similaires les plus intenses connues avec le Soleil. « C'est la partie scientifique la plus intéressante de la découverte, car nous ne nous attendions pas à ce que les étoiles naines L stockent suffisamment d'énergie dans leurs champs magnétiqueschamps magnétiques pour provoquer de telles explosions », explique dans un communiqué de l'ESA l'astrophysicien Beate Stelzer, de l'Institut für Astronomie und Astrophysik Tübingen (Allemagne), et de l'Inaf - Osservatorio Astronomico di Palermo (Italie), qui faisait partie de l'équipe derrière cette découverte.


Une présentation des éruptions solaires. Pour obtenir une traduction en français assez fidèle, cliquez sur le rectangle blanc en bas à droite. Les sous-titres en anglais devraient alors apparaître. Cliquez ensuite sur l'écrou à droite du rectangle, puis sur « Sous-titres » et enfin sur « Traduire automatiquement ». Choisissez « Français ». © Nasa Goddard

Les astrophysiciens n'ont pas pour le moment d'explication à ce phénomène qui doit sans doute relever en partie de celle fournie pour les éruptions solaireséruptions solaires avec la reconnexion des lignes de champs magnétiques (voir à ce sujet la vidéo ci-dessus). Mais il faut dire que l'on est ici dans le cas de ce qu'on appelle une naine ultrafroide, pas loin du seuil de masse où il n'est pas simple parfois de pouvoir dire si l'on est en présence d'une étoile sur la séquence principaleséquence principale, bien que de très faible masse, ou dans le cas d'une naine brunenaine brune produisant très temporairement de l'énergie par des réactions de fusionfusion thermonucléaire de son contenu en deutérium.

La frontière entre naine rouge et naine brune

Ainsi, prédites théoriquement pendant les années 1960, les premières naines brunes ont été observées au milieu des années 1990. Ces astres trop massifs pour être des géantes gazeusesgéantes gazeuses, comme JupiterJupiter, doivent leur nom à Jill Tarter, une exobiologiste connue pour être l'une des figures de proue de Seti.

Les astrophysiciens s'accordent souvent pour dire que ce qui différencie une étoile d'une naine brune est le fait qu'elle est suffisamment massive pour que des réactions de fusion thermonucléaire durables s'y enclenchent, comme celles décrites par la chaîne proton-protonchaîne proton-proton ou le cycle de Bethe-Weizsäcker. On trouve alors des masses comprises entre 75 et 80 fois la masse de Jupiter (MJ), c'est-à-dire un seuil d'environ 0,07 masse solaire au-dessus duquel on est bien en présence d'une étoile au sens ordinaire du terme. J0331-27 avec une masse de seulement 8 % environ de celle du Soleil ne serait donc pas une naine brune.

En ce qui concerne le critère de distinction entre une géante gazeuse et une naine brune, les scientifiques utilisent généralement le seuil de 13 MJ. Des réactions de fusion temporaires, en l'occurrence celle du deutérium, peuvent alors se produire, comme celle du lithiumlithium à partir de 65 MJ. Pour des naines brunes assez massives, on considère aussi que la pressionpression qui s'oppose à la contraction de l'astre a une origine physiquephysique différente de celle que l'on trouve dans une géante gazeuse. Le phénomène qui entre en jeu est similaire à celui qui existe dans les naines blanchesnaines blanches, à savoir la pression de dégénérescencepression de dégénérescence d'un gazgaz d'électronsélectrons.