VHS 1256-1257 : deux naines rouges et une naine brune observées par TESS, Spitzer et JWST

Nous partons donc pour une nouvelle étape interstellaire, le système VHS 1256-1257 composé de deux étoiles naines rouges et d’une naine brune en orbite autour de la binaire centrale. Ce système stellaire triple est situé dans la constellation du Corbeau (Corvus), à environ 69 années-lumière du Soleil.

Quelques repères :

étoile naine rouge ultra froide : ce sont des objets stellaires ou substellaires qui présentent une température effective inférieure à 2700 K°. Cela inclut en général des étoiles naines de très faible masse (M) avec des types spectraux de M7. Des modèles de formation de planètes suggèrent que, en raison de leur faible masse et de la petite taille de leur disques protoplanétaires, ces étoiles pourraient abriter une nombreuse population de planètes terrestres. L’un des meilleurs exemples connus est le système planétaire TRAPPIST-1, qui comprend sept planètes de taille terrestre.

Objets substellaires : cette définition regroupe les objets de masse planétaire inférieure à 13 fois la masse de Jupiter, les naines brunes de masse comprise entre 13 et 75 fois la masse de Jupiter ainsi que les résidus d’étoiles de masse inférieure à 85 fois celle de Jupiter.

Naine brune : c’est un objet substellaire correspondant à une masse située entre 13 et 75 fois la masse de Jupiter ; c’est un objet insuffisamment massif pour être considéré comme une étoile mais plus massif qu’une planète géante.
La classification spectrale des naines brunes a motivé une extension de celle des étoiles : elles ont pour type spectral M (rouge), L (grains de poussière et oxydes métalliques dans leur atmosphère), T (température de surface inférieure à 1200 K°), voire Y (température de surface de l’ordre de 500 K°, soit environ 230 °C) pour les plus froides.

Rotation de Kernel : OCA : l’équipe ERC KERNEL hébergée au Laboratoire Lagrange par l’Observatoire de la Côte d’Azur, met au point et utilise des techniques d’interprétation des données croisant les approches de l’interférométrie optique et de l’imagerie haut contraste.
Vers du très haut contraste : un des objectifs du projet ERC KERNEL est de réussir à combiner de façon efficace un vrai mode d’observation haut contraste comme un coronographe qui supprime un objet trop brillant d’une image à une méthode de type kernel-phase qui atténue l’effet des erreurs de front d’onde. Combiner les deux effets supprime les deux sources de bruit majoritaires (photon et phase) qui empêchent encore aujourd’hui de faire de la détection directe de planètes extrasolaires sur un grand nombre d’objets.

Mécanisme de Kozai : appelé aussi résonance de Kozai ou mécanisme de Lidov-Kozai, il désigne l’alternance périodique entre les valeurs extrêmes de l’inclinaison et de l’excentricité d’une orbite dans un système à trois corps ou plus.

Signal sinusoïdal : c’est un signal continu, une onde, dont l’amplitude, observée à un endroit précis, est une fonction sinusoïdale du temps, définie à partir de la fonction sinus. La pulsation, la fréquence et la période du signal sont liées.
Lorsque l’on compare deux signaux de même fréquence, il est nécessaire d’indiquer de combien de temps ils sont décalés. Les signaux sont « en phase » lorsqu’ils sont superposés, sinon il y a un déphasage. En effet, o° (ou o radian) correspond à o seconde de déphasage et 360° (ou 2π radians) correspondent à des signaux décalés d’une période (T), ils sont alors à nouveau en phase.

Radio emission in ultracool dwarfs : The nearby substellar triple system VHS 1256-1257 ou Emission radio des naines ultrafroides : Le triple système stellaire proche VHS 1256-1257 :

Les observations radio jouent un rôle important afin de comprendre les processus en jeu dans la formation et l’évolution des objets stellaires et substellaires. En particulier les études d’émission radio sont pertinentes pour sonder l’activité magnétique de ces objets ainsi que leur influence dans la formation de disques ou de planètes. Un nombre croissant d’objets ultra-froids montre des preuves substantielles de radio émission en fréquences GHz : l’une de ces cibles est le système VHS 1256-1257 : ce système est composé d’une binaire de type M7.5 et d’un compagnon de plus faible masse et de type L7, à une séparation de 8’’ de la primaire. Le système est relativement jeune, 150-300 millions d’années, nous en avons déduit des masses entre 10-20 Mjup (Masse Jupiter) pour VHS 1256-1257 b et de 50 à 80 Mjup pour les composantes A et B de la primaire.
Michaël Gillon :

VHS 1256-1257 est composée de deux étoiles de faible masse ou de deux naines brunes qui ont des orbites très excentriques (e = 0.88) et relativement rapprochées (environ 2 unités astronomiques) autour de leur centre de masse commun, et d’une naine brune de très faible masse (12 à 16 masses Jupiter) sur une orbite très large d’environ 150 unités astronomiques et très inclinée par rapport au plan orbital de la binaire centrale. Dans cette configuration, la binaire centrale et la naine brune de faible masse échangent constamment du moment cinétique, ce qui engendre des variations cycliques de l’excentricité de l’orbite de la binaire et de l’inclinaison de l’orbite du 3ème objet (mécanisme de Kozai). Vu cette dynamique particulière, on peut imaginer des bombardements réguliers de comètes vers la binaire centrale.

La période orbitale des deux étoiles centrales AB est de 7.2 ans. Le système est jeune, on peut donc imaginer qu’il contient encore beaucoup de poussières, surtout si le taux d’impact entre planétésimaux est important à cause de la dynamique particulière du système. Néanmoins, des observations récentes n’ont pas détecté un disque de débris (poussières).

Sur l’œuvre, les collisions d’astéroïdes sont représentées en petits cailloux ocre clair dans la partie du disque en coloris ocre marron et brun.

Michaël Gillon : A noter qu’on pourrait très bien avoir des planètes en orbite très rapprochées autour des 2 composantes de la binaire, et bien sûr de la 3ème naine brune : on aperçoit quelques planètes telluriques qui évoluent à proximité immédiate de la binaire centrale en petites boules sombres et l’on peut imaginer que quelques planètes se maintiennent ainsi malgré les radiations intenses des deux naines rouges. Plus loin on aperçoit d’autres planètes en petites boules sombres évoluant à proximité de la naine brune.

Voyons sur l’œuvre : au centre, la binaire composée des deux étoiles naines rouges de faible masse entourées de leur champs magnétiques en ondes jaunes, apparaît enveloppée d’un halo orangé, puis brun. Un petit trait jaune en diagonale de part et d’autre des étoiles centrales indique leur inclinaison et un petit cercle jaune à côté de chacune des étoiles symbolise leur rotation. Ces deux naines rouges sont très proches l’une de l’autre : Michaël Gillon : les deux étoiles sont en orbite relativement rapprochée, environ deux unités astronomiques.

La masse de la binaire centrale est notée à gauche des deux étoiles : « Binary 73 Mjup » pour « Binaire 73 fois la masse de Jupiter ». Des photons multicolores, symbolisant différentes longueurs d’onde, s’échappent des deux étoiles en petites lignes ondulatoires roses, bleues, jaunes. Les électrons sont symbolisés en petites billes bleues, l’hydrogène atomique en billes rouges. En s’éloignant des deux étoiles centrales, nous apercevons dans le disque ocre quelques éléments qui commencent à s’assembler tels H2 l’hydrogène moléculaire, CO le monoxyde de carbone, TiO3, HCN, CH4 le méthane.

TESS et Spitzer : sur l’œuvre, sous les deux étoiles de la binaire centrale, sont représentées les observations réalisées par les satellites TESS et Spitzer ; Les publications suivantes m’ont également guidée :

TESS and Spitzer : Detection of photometric variability in the very low-mass binary VHS J1256-1257AB using TESS and Spitzer :
TESS et Spitzer : Détection de la variabilité photométrique dans la binaire de très faible masse VHS 1256-1257AB en utilisant TESS et Spitzer :

[Objectifs : nous étudions les propriétés photométriques de la binaire de masse égale M7.5 VHS 1256-1257 AB, qui, combinées avec celles de la naine de type L VHS 1256-1257b, forme l’un des rares systèmes triples jeunes de naines ultra-froides actuellement connus. Nous avons analysé des données d’archives de TESS sur deux minutes et celles de Spitzer sur deux secondes à partir de durées totales d’environ 25 jours et 36 heures, respectivement.]
Résultats : [Les courbes de lumière en optique et infrarouge présentent périodiquement des périodes de modulation quasi-sinusoïdale suivies de périodes de variabilité stochastique, ce qui ressemble au signal créé par deux ondes de fréquences similaires interférant l’une avec l’autre. Notre modèle avec deux longueurs d’onde démontre que les composantes de VHS 1256-1257AB ont une rotation avec des périodes de 2.0782 h et 2.1342 h, ce qui est également confirmé par les observations de Spitzer. Par conséquent, les flux d’égale luminosité de VHS 125661257 A et B, alternent entre des états de phase et anti-phase, expliquant la variabilité photométrique observée de leur lumière combinée.]
Observations :
2.1. TESS
VHS 1256-1257AB a été observé à une cadence de deux minutes par TESS.

2.2 Spitzer :
Le système triple a aussi été suivi par l’instrument IRAC du Télescope Spatial Spitzer. Les données ont été collectées toutes les deux secondes pendant trois recherches d’observations astronomiques (AORs).. [Notre photométrie précise pour VHS 1256-1257 a obtenu des résultats similaires à ceux présentés par Zhou et al. (2020) : une courbe de lumière relativement plate pendant les 24 premières heures de suivi et une variabilité périodique de quelques deux heures.

3. Analyse de la photométrie spatiale :

3.1 TESS montre une périodicité de deux heures dans VHS 1256-1257AB.
Nous avons examiné de plus près les données de TESS, compte tenu de la preuve d’une périodicité significative de 2,1 heures. Nous avons trouvé que la courbe de lumière présente quelques périodes de modulation quasi sinusoïdale, suivies de périodes de variabilité stochastique, ce qui ressemble aux données de Spitzer. Alors que les données de TESS et Spitzer sont similaires en périodicité, les amplitudes de variabilité photométrique diffèrent d’environ 0,3 % et 0,1 % pour TESS et Spitzer, respectivement.

3.2 La lumière de chacune des étoiles VHS 1256-1257 A et B interfère l’une avec l’autre, induisant un motif de battement.

3.2 [La rotation Kernel incorpore une composante périodique avec des tendances à long et à court terme qui sont utiles pour déduire la rotation stellaire.]
[Les composantes de VHS 1256-1257 ont le même âge et la même masse, elles devraient donc traduire de manière égale leur signal dans le flux combiné mesuré par TESS et Spitzer.]

4. Discussions et conclusions
[Notre analyse démontre que VHS 1256-1257 A et B ont pratiquement la même période de rotation.]…[Nous trouvons des vitesses de rotation de l’ordre de 76-87 km s−¹.]…[Konopacky et al. (2012) ont trouvé que ces objets sont généralement des rotateurs rapides.]…[Nous en concluons que l’axe de rotation de chaque composante est probablement incliné de plus de 57 degrés, semblable à une vue par l’équateur déterminée pour VHS 1256-1257 b par Zhou et al (2020). Stone et al. (2016) ont trouvé que l’orbite de VHS 1256-1257 A et B ne peut pas être vue de face. Cependant, de plus amples mesures sont nécessaires pour déterminer l’orientation du plan orbital et l’alignement spin-orbite probable entre VHS 1256-1257A, VHS 1256-1257B, et VHS 1256-1257 b.]
[Enfin, Gauza et al. (2015) ont trouvé des émissions radio provenant de la même position de VHS 1256-1257AB, ce qui confirme la présence de champs magnétiques intenses ainsi que de taches magnétiques comme origine probable de la variabilité photométrique. Les nuages de silicates devraient se former naturellement à des types spectraux plus tardifs que M7 (Jones et Tsuji 1997), et pourraient donc également expliquer une partie de la variabilité]…[Nous notons que les courbes de lumière optique de chaque composante semblent être stables pendant toute la durée des observations de TESS.]

Michaël Gillon : on peut imaginer des bombardements réguliers de comètes vers la binaire centrale : plusieurs nuées de comètes sont donc représentées, elles sont enveloppées de milliers de petits points glacés blancs, symbolisant les traînées de poussières qui les accompagnent : on y aperçoit de nombreux éléments chimiques : H2O l’eau ! sous sa forme glacée, CO, CO2, O2 l’oxygène moléculaire, H2CO le formaldéhyde, etc … Les comètes et leurs nuées de petits points blancs semblent monter à l’assaut des deux étoiles de la binaire centrale, elles vont la contourner et continuer leur route. Certaines viennent de l’environnement de la naine brune VHS 1256 b représentée au premier plan, en bas du disque de poussières : on l’aperçoit à deux reprises, à gauche et à droite au bout des deux grandes flèches jaunes qui symbolisent sa distance de 150 unités astronomiques par rapport aux deux étoiles centrales.

Michaël Gillon : Concernant la période de rotation, l’inclinaison d’une étoile est généralement définie comme l’angle entre le plan équatorial et le plan du ciel, perpendiculaire à la ligne de visée. Si c’est 90°, alors on voit l’objet par la tranche, si c’est 0°, on voit son pôle nord ou son pôle sud. Donc une inclinaison de 90° correspond à une étoile avec son équateur parallèle à la ligne de visée. Quant à l’obliquité, c’est l’angle entre le plan orbital et l’axe de rotation. Elle est de 22° pour la Terre, ce qui donne lieu au phénomène des saisons.
Il semble que les deux étoiles de la binaire centrale dans le système VHS 1256-1257 aient une obliquité importante, leurs axes de rotation doivent donc être inclinés par rapport à la normale à leur plan orbital ; toutefois des incertitudes demeurent actuellement concernant l’inclinaison du plan orbital des deux étoiles centrales.

Les publications suivantes m’ont également conduite dans cette œuvre :

Météorologie exoplanétaire : attendez-vous à des nuages épars et inégaux composés de silicates sur la planète VHS 1256 b : IPAG/OSUG – OCA – contact Mickaël Bonnefoy, chercheur CNRS à l’Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble :

En 2014, les instruments de l’ESO ont révélé l’image d’un nouveau système planétaire composé d’une jeune planète géante circumbinaire VHS 1256 b en orbite autour d’une binaire composée de deux naines rouges. Les nouvelles observations du JWST, en synergie avec celles du VLT fournissent l’empreinte spectrale la plus détaillée d’une exoplanète (ou naine brune) jamais obtenue. Cette empreinte révèle la présence de molécules clés également identifiées sur Jupiter. La précision sans précédent des données fournit la première contrainte solide sur la température de cette exoplanète ainsi qu’une mesure du rapport entre les atomes de carbone et d’oxygène dans l’atmosphère de l’objet. La signature directe de nuages de poussière de silicate a également été observée pour la première fois dans l’atmosphère d’une naine brune.

Autour des naines brunes, de nombreuses autres molécules ont été découvertes telles C2H2, ¹³C¹²CH2, C4H2, ainsi que d’autres espèces d’hydrocarbures telles C2H4 et HC3N indiquant des températures égales ou supérieures à 1000 K° ; ce qui est le cas de l’atmosphère autour de la naine brune VHS 1256b qui s’élève à 1100 K°.

Sur l’œuvre dans le disque en coloris ocre marron nous apercevons plusieurs éléments chimiques tels que TiO3, CO, HCN, CH4 le méthane ainsi que C2H2 l’acétylène : concernant ce dernier, il est à noter que trois C2H2 vont former C6H6 le benzène. Je précise que le benzène n’a pas été détecté autour de VHS 1256-1257, mais il a été découvert autour d’une autre étoile de très faible masse nommée J160532 ainsi qu’autour d’autres naines brunes, alors je l’ai imaginé autour du système VHS 1256-1257 et il est symbolisé un peu plus bas dans le disque en coloris bleu à environ 150 unités astronomiques des deux étoiles centrales, on l’aperçoit également dans le disque marron complètement à droite. Les naines brunes ont probablement une chimie très différente de celle existant autour d’étoiles semblables au Soleil, leur chimie doit vraisemblablement être composée de nombreux hydrocarbures.

Sur l’œuvre, autour de la naine brune VHS 1256 b en bas du disque de poussière à droite et à gauche sont symbolisés les silicates tels SiO3 et SiO4 ainsi que d’autres aux formules moléculaires plus complexes.

Ci-dessous, voici une publication concernant l’étoile J160532 entourée d’un disque à l’intérieur duquel de nombreux éléments chimiques ont été détectés :

A rich hydrocarbon chemistry and high C to O ratio in the inner disk around a very low-mass star J160532 :
Une chimie riche en hydrocarbures et un rapport C/O élevé dans le disque interne autour de l’étoile de très faible masse J160532 :

Le caractérisation chimique des disques de formation de planètes est une étape cruciale dans notre compréhension de la diversité des exoplanètes. Les étoiles de très faible masse sont des cibles intéressantes car elles abritent une riche population de planètes de style terrestre. Nous présentons ici la détection du JWST de nombreux hydrocarbures dans le disque d’une étoile de très faible masse obtenue à partir de l’instrument MIRI (MINDS : mid-Infrared Disk Survey). En plus d’une très forte et très large émission de C2H2 et de son isotopologue ¹³C¹²CH2, C4H2, C6H6 le benzène ont été identifiés ainsi que peut-être CH4 le méthane. Ces détections témoignent d’une chimie active et chaude des hydrocarbures avec un fort ratio C/O dans les premières 0.1 unités astronomiques de ce disque, peut être due à la destruction des grains carbonés. Les rapports extrêmement importants de C2H2/CO2 et C2H2/H2O dans la colonne de densité suggèrent que l’oxygène est enfermé dans des cailloux glacés et des planétésimaux à l’extérieur de la ligne des glaces.
Nous avons observé J160532 avec le JWST MIRI Medium Resolution Spectrometer (MRS).
La résolution spectrale beaucoup plus élevée de MIRI-MRS comparée aux données précédentes de Spitzer révèle de nombreuses raies étroites de recombinaison de l’hydrogène ainsi que des caractéristiques moléculaires. L’émission de C2H2 à 13.7 μm est particulièrement forte, en accord avec de précédentes découvertes indiquant la présence en grand nombre de cette molécule dans les disques autour des naines brunes et des étoiles de très faible masse.

Results – p 3 : Le spectre synthétique de chaque molécule est calculé à partir d’un modèle, dans lequel on suppose que le gaz a une température uniforme T et que l’excitation des molécules est en équilibre thermodynamique local (LTE).

C2H2 and ¹³C¹²CH2 : C2H2 est l’élément le plus visible dans l’ensemble du spectre MIRI-MRS ; MIRI révèle également une série de larges bosses. Le fait que ces bosses coïncident avec l’émission de C2H2 gazeux suggère que le transporteur peut être causé par du C2H2 lui-même, chaud et très abondant… A des densités de colonne aussi élevées, les bandes chaudes du ¹³C¹²CH2 qui ne sont pas incluses dans les bases de données spectroscopiques telles que HITRAN devraient également contribuer de manière significative au saut et entraîner un mélange des raies individuelles.
C4H2 : Comme pour les autres molécules, la présence de cet élément dépend fortement de la température, avec des raies plus larges lorsque la température est plus élevée.
C6H6 : Nous avons identifié trois caractéristiques du benzène autour de 14.85 μm. Leur relative intensité est sensible à la température et indique T, une température d’environ 400 K°.
CH4 : De plus amples données démontrent des indications possibles d’émission du CH4.
HCN : La bande ro-vibrationnelle de HCN se trouve fortement mélangée avec les fortes raies d’émission de C2H2.
Sur l’œuvre entourant le trio stellaire, nous découvrons une partie des constellations nord dans la partie supérieure de la toile et des constellations sud dans la partie inférieure de la toile. De nombreux objets du ciel profond, galaxies amas globulaires nébuleuses planétaires, scintillent dans le ciel étoilé.

Texte provisoire : le texte complet viendra prochainement avec les références scientifiques, en automne 2024.