CHANDRA observe autour de RW Auriga le fer des collisions planétaires

Tout d’abord, j’exprime toute ma gratitude envers Hans Moritz Günther chercheur au MIT (Massachusetts Institute of Technology – Kavli Institute for Astrophysics and Space Research) et son équipe pour les publications suivantes : « X Ray data may be First Evidence of a Star Devouring a Planet » ainsi que « Optical Dimming of RW Aur A Associated with an Iron-rich Corona and Exceptionnally High Absorbing Column Density », qui m’ont guidée dans ce travail. J’exprime également ma reconnaissance envers Jennifer Chu correspondante au bureau de presse du MIT (AeroAstro, EAPS, mathématiques, génie mécanique, physique) pour ses publications sur le système stellaire TW Aurigae.

Les scientifiques étudient dans les Nuages Sombres Taurus-Aurigae le développement précoce de jeunes étoiles dans des « nurseries stellaires » contenant des centaines d’étoiles au stade de leur « enfance ».
« Si vous regardez notre système solaire, nous avons des planètes mais pas de disque massif autour du Soleil » dit Günther. « Ces disques durent environ 5 à 10 millions d’années, et dans Taurus, beaucoup d’étoiles ont déjà perdu le leur, mais quelques unes en ont encore.
Günther et ses collègues se sont donc concentrés sur des étoiles suffisamment jeunes pour abriter encore des disques et ils se sont particulièrement intéressés à RW Aur A qui fait partie d’un système binaire comprenant une autre étoile jeune RW Aur B. Ces deux étoiles ont chacune une masse proche de celle du Soleil.
Après avoir analysé les données du télescope spatial Chandra, les chercheurs du MIT ont fait des découvertes surprenantes : le disque de l’étoile abrite une large accumulation de matériau, l’étoile est plus chaude que prévu et le disque contient beaucoup plus de fer qu’attendu.
« D’où vient tout ce fer ? Une explication possible serait que cet excès de fer aurait été créé par la collision de deux corps planétaires encore « enfants », et si une des planètes ou bien les deux étaient en partie constituées de fer, le choc aurait pu en relacher une grande quantité à travers le disque de l’étoile, obscurcissant ainsi sa lumière pendant que le matériau tomberait sur l’étoile. »

Voyons sur la toile et rêvons un peu : nous sommes dans un confortable vaisseau spatial et après un voyage interstellaire d’environ 450 ans à la vitesse de la lumière, imaginons que nos descendants arrivent enfin à proximité du système stellaire RW Aurigae ; ce dernier est composé de deux étoiles jeunes, et ils se dirigent vers la principale nommée RW Aur A, les voici face à elle !

Dans la partie supérieure de l’oeuvre et au centre apparaît RW Aur A en une grosse boule jaune sur laquelle retombent des poussières et des astéroïdes. C’est une étoile TTauri classique (CTTS) ou YSO de début de classe spectrale K de magnitude 9,6 à 13,6. Son compagnon RW Aur B est 2-3 magnitudes plus faible et de classe spectrale K4.
Autour de l’étoile tournent le gaz et la poussière. Concernant le disque protoplanétaire proche de l’étoile (estimons le à moins de 5 unités astronomiques de l’étoile) dans la partie ocre autour de RW Aur A, je me suis inspirée de la lecture de certains passages trouvés dans la publication « Physical and Chemical Structure of planet-forming disks probed by millimeter observations and modeling », publication des coauteurs suivants : Anne Dutrey, Dmitry Semenov, Edwige Chapillon, Uma Gorti, Stéphane Guilloteau, Franck Hersant, Michiel Hogerheijde, Meredith Hughes, Gwendolyn Meeus, Hideko Nomura, Vincent Piétu, Chunhua Qi, Valentine Wakelam.
Près de l’étoile tournent de nombreux éléments chimiques dont le fer noté « fe », trouvé en grande quantité autour de cette étoile. L’atome de fer est symbolisé par une bille grise autour de laquelle tourne un nuage d’électrons en petites billes grises, certains sont ionisés sous l’effet du rayonnement de l’étoile, nous apercevons également H+ (hydrogène ionisé) et H2 ainsi que CO.
Découvrons maintenant l’interaction gaz/grain notée G/G. L’évolution du gaz et de la poussière dans les disques protoplanétaires est un élément clef qui régule l’efficacité la diversité et l’échelle de temps de la formation des planètes. Initialement les petits grains de poussière, notés G/G, sont bien couplés au gaz ; ils sont ensuite assemblés en plus gros grains de taille centimétrique. Ces gros grains sont alors découplés (séparés) du gaz, ils peuvent alors être sujets à des vents provenant du gaz et orbitant à faible vitesse ; ils spiralent ensuite rapidement vers l’intérieur ou sont détruits par collisions.
« En utilisant le télescope CHANDRA de la NASA, les physiciens du MIT ont trouvé la cause du plus récent affaiblissement de l’étoile : la collision de deux corps planétaires encore « enfants » , ce qui, par voie de conséquence, a engendré un épais nuage de gaz et de poussières. Comme les débris planétaires sont retombés sur l’étoile, cela a généré un voile épais, obscurcissant temporairement la lumière de l’étoile. »

Sur l’oeuvre les deux planètes, symbolisées en grosses boules noires évoluant sur des orbites proches de l’étoile, sont prêtes à entrer en collision juste sous l’étoile. Leurs orbites, en flèches jaunes, devaient se situer à proximité de l’étoile, peut être à une unité astronomique, peut être à un peu moins ? Cette première collision observée par CHANDRA en 2011, est notée sur la toile « planetary collisions ».

En s’écartant des deux planètes en dessous à droite et à gauche, des milliers de petits points ocres et marrons tournent, symbolisant les petits grains de poussière et d’astéroïdes engendrés par la collision. « Astéroïd collision » noté « ast. collision » symbolise l’éparpillement avec flèches jaunes vers l’extérieur, de milliers de petits débris. Juste sous la forme étoilée en ocre entre les deux corps planétaires en grosses boules noires, apparaît un épais nuage de poussières en coloris ocre-orangé qui s’échappe, transportant du fer et du nickel ionisés notés « fe » et « Ni ». Un peu plus bas dans la partie marron et ocre, nous assistons à un découplage du gaz et des grains, noté G/LG (gaz/large grains) avec flèches jaunes vers l’extérieur, symbolisant l’éparpillement de millions de petits grains.
Toujours en s’écartant de la collision centrale des deux planètes, dans la partie en coloris gris/bleuté qui s’étend jusqu’au bord de l’oeuvre à droite, apparaissent le MgSi, le fer, des petits grains en coloris ocre, et tout au bord à droite de gros grains en coloris ocre et orangé notés « G/LG » se séparent du gaz par les flèches jaunes tournées vers l’extérieur : juste dessous figure la mention « large grains decoupled from gas » soit « gros grains découplés du gaz ».

En partant sous la collision des deux corps planétaires, cette fois-ci vers la gauche nous suivons un nuage de poussières et de grains encore chaud dans la partie en coloris ocre et marron clair où les grains sont éparpillés. Juste dessous d’autres nuages en coloris bleu clair et bleu gris apparaissent ; l’environnement est un peu plus froid, nous nous éloignons de l’étoile, et tout à gauche une zone plus calme permet à des astéroïdes de s’accroître, notée sur le bord gauche « accretion », avec flèches jaunes tournées vers l’intérieur. Nous croisons en revenant vers le centre toujours dans la partie en coloris bleuté et gris, de nombreux astéroïdes, certains d’entre eux arrivent à grossir jusqu’à des tailles d’environ 80 kilomètres, ils sont notés « astéroïds 80 km size » à gauche ainsi qu’à droite. Dans cet environnement plus froid nous croisons de nombreux éléments chimiques tels que H2CO (à droite) HCN et H2O (au milieu) toujours le fer ionisé « fe », puis en nous dirigeant sur la droite HCN, Ni (le Nickel) CO2 et H2O avant de rejoindre tout à droite l’accrétion des petits grains ainsi que H2CO SiO2 et OCS dans la partie en coloris gris sombre.

Continuons à descendre sur l’oeuvre, nous sommes maintenant en bas dans les bords inférieurs droit et gauche où sont symbolisées deux collisions de gros astéroïdes notées à gauche « 2014 : colliding planetesimals » et à droite « 2016 : colliding planetesimals » : ces deux représentations correspondent à l’obscurcissement de la luminosité de l’étoile provoqué par des collisions de planétésimaux en 2014 (à gauche) et en 2016 (à droite).

J’ai été inspirée par la lecture des publications suivantes : « Optical Dimming of RW Aur A Associated with an Iron-rich Corona and Exceptionally High Absorbing Column Density » :
« RW Aur A est étudiée depuis près d’un siècle, un court affaiblissement optique d’un mois a tout d’abord été observé en décembre 1937, il se répétait chaque décennie ; ensuite l’étoile a montré de multiples affaiblissements optiques depuis 2011.
L’évènement optique de 2011 a duré environ six mois avec un affaiblissement de luminosité de magnitude 2. Un autre affaiblissement optique a commencé mi-2014, de magnitude 3, par rapport à son état de luminosité initial. Le flux stellaire a ensuite retrouvé son état de brillance jusqu’en novembre 2016, avant de plonger à nouveau dans une phase d’affaiblissement. »
Ces deux baisses de luminosité de l’étoile correspondent donc sur la toile aux deux collisions de planétésimaux citées ci-dessus, à gauche en 2014 et à droite en 2016.

Page 6 : « Cabrit et al. ont observé un courant de gaz sur le côté extérieur du disque de RW Aur A et Rodriguez et al. ont suggéré que l’affaiblissement de 2011 ait pu être causé par ce courant passant devant la ligne de vue de RW Aur A.
Page 23 : A un ordre de magnitude près, nous supposons que nous observons à travers un disque uniforme avec un vent provenant des dix UA les plus proches dans le disque. Et même avec une vitesse d’écoulement extérieur modeste, cela pourrait produire une perte de masse plus importante que celle observée avec la valeur NH. Si cela se confirme, un nouveau noeud dans les jets de RW AurA pourrait être visible prochainement. »
« Un scénario plus plausible serait que la densité de la colonne d’absorption ne s’écoule pas vers l’extérieur et que la nouvelle absorption de 2017 soit suffisamment importante pour couvrir le disque stellaire. »

Revenons en bas de l’oeuvre à gauche et à droite devant les collisions de planétésimaux. Le choc et la chaleur engendrés par ces collisions pulvérisent de nombreux fragments d’astéroïdes ainsi que d’innombrables atomes de fer et de nickel ionisés et symbolisés dans la partie grise entourant les astéroïdes. En bas et à gauche, partons de la collision de 2014 en nous dirigeant sur la droite nous apercevons les élements chimiques C2H2, HC3N, SO2 avant d’arriver devant de petits fragments d’astéroïdes notés « astéroïds accretion » ; nous continuons dans la partie sombre toujours sur la droite et nous arrivons devant un autre astéroïde ressemblant à Arrokoth survolé par la sonde New Horizons le 1er Janvier 2019. Appelé également 2014 MU69, ce petit corps est en effet un binaire à contact, résultant de la fusion à faible vitesse de deux corps séparés : j’ai donc imaginé le même processus à plusieurs reprises en bas de l’oeuvre, à une distance relativement éloignée de l’étoile afin de trouver un environnement plus calme et propice à l’accrétion de petits corps.
Nous nous approchons donc, au cours de notre « promenade circumstellaire », d’un astéroïde noté « similar to Arrokoth » pour « semblabe à Arrokoth ». Nous croisons encore l’élément chimique H2CO, le formaldéhyde, avant d’arriver à la collision de planétésimaux à droite, nous sommes maintenant complètement au bord de l’oeuvre où apparaît l’élément chimique HCOOCH3, le formiate de méthyle, détecté dans les disques de poussières entourant les étoiles.

Revenons tout en bas de l’oeuvre dans l’angle gauche, de petits cailloux tournent en une ronde ocre-orangé qui aboutit aux petites flèches jaunes rassemblées en forme circulaire notée « pebble accretion » ou « accrétion de cailloux ». Dirigeons nous tout en bas de l’oeuvre vers la droite, nous croisons encore le fer ionisé provenant de la collision de planétésimaux sur la gauche ainsi que d’autres astéroïdes de plus petite taille entrant en collision : à droite est notée la mention « further collisions » pour indiquer que d’autres collisions résultent des premiers chocs de planétésimaux.
Continuons tout en bas vers la droite où à nouveau nous croisons une accrétion de petits cailloux en tourbillons ocres et en flèches jaunes , notée « pebble accretion ».
Nous arrivons maintenant en bas à droite sous la collision de planétésimaux de 2016. Un peu plus loin et dessous, deux petits corps se sont accolés et sont notés « like Arrokoth » ou « comme Arrokoth ».
Tout en bas à droite nous voici devant C2H2, l’acétylène, ainsi que devant CH3CHO, l’acétaldéhyde, ainsi que les molécules de CO2 ; au fur et à mesure que nous nous éloignons de l’étoile, des éléments chimiques plus complexes apparaissent. Des grains de poussières et petits cailloux tournoient et s’échappent en une ronde de petits points ocres et gris.

Voici cette première découverte de RW Auriga A et de son environnement circumstellaire qui s’achève. Nous retournons maintenant sur Terre, mais les découvertes dans l’univers des étoiles continuent et je vous conduirai dès que possible vers une prochaine destination autour d’une autre étoile.