Découverte d’un candidat planète de seconde génération en train de s’accumuler sur une naine blanche !

Observations spectroscopiques

HS 0209+0832 a été observé avec le HST/STIS dans l’UV lointain le 10 janvier 1999. Deux expositions de 2 110 s et 1 140 s ont été réalisées avec le détecteur MAMA et le réseau E140M, couvrant une plage de longueurs d’onde de 1 150 à 1 710 Å avec un pouvoir de résolution d’environ R ≈ 45 800. Nous avons utilisé le spectre fourni par les Hubble Advanced Spectral Products (HASP), qui combine les ordres échelle individuels en un seul spectre et additionne les deux expositions. Le spectre résultant contient plus de 200 lignes d’absorption métallique, une ligne Lyman-alpha profonde à 1 215 Å et une ligne He II à 1 640 Å. Des lacunes apparaissent dans le spectre entre 1 416–1 419 Å et 1 438,5–1 442 Å, dû à des données considérées comme non fiables à cause d’une imperfection sur le champ plat causée par un défaut sur le fil de répulsion. Les seules caractéristiques d’absorption présentes dans cette région proviennent de métaux ayant d’autres lignes dans le spectre, ce qui signifie que ces lacunes n’entravent pas nos résultats.

De plus, deux petites expositions ont été réalisées avec les réseaux G230LB (600 s) et G430L (320 s), couvrant les longueurs d’onde de 1 685–3 065 Å et 2 900–5 700 Å, avec des résolutions de R ≈ 700 et R ≈ 500. La faible résolution de ces réseaux empêche la détection des lignes métalliques, mais ces données ont été utilisées pour mesurer les paramètres de la naine blanche.

Une spectroscopie UV lointaine complémentaire de HS 0209+0832 a été réalisée avec FUSE le 11 décembre 2002. L’ouverture LWRS a été utilisée, couvrant une plage de longueurs d’onde de 925–1 180 Å avec un temps d’exposition de 4 986 s. Les spectres des quatre canaux ont été combinés, avec un pouvoir de résolution d’environ R ≈ 20 000. Le spectre FUSE contient des dizaines de lignes métalliques, plusieurs lignes d’hydrogène et deux lignes d’hélium.

Enfin, HS 0209+0832 a été observée avec l’UVES monté sur le VLT du 12 au 15 juillet 2000. Trois expositions de 900 s ont été obtenues, couvrant la plage de longueurs d’onde de 3 300 à 6 690 Å, avec un pouvoir de résolution moyen de R ≈ 19 155. Aucune donnée n’est disponible dans la région de 4 560 à 4 580 Å à cause d’un écart entre les détecteurs. Aucune ligne métallique n’a été détectée dans le spectre UVES, ce qui n’est pas surprenant, compte tenu de la qualité modeste de ces données, et comme les transitions des métaux hautement ionisés sont beaucoup plus faibles en optique qu’en UV lointain. Cependant, nous avons utilisé les lignes d’hydrogène et d’hélium pour contraindre les paramètres de la naine blanche.

Paramètres de la naine blanche

Nous avons calculé une grille d’atmosphère de naine blanche très fine, couvrant des températures efficaces de 30 000 ≤ T_eff ≤ 40 000 K, des gravités de surface de 7.50 ≤ log g ≤ 8.50, avec une LesNews d’hélium fixe de log(He/H) = -2.00. Un ajustement initial aux photométries de Pan-STARRS et à la parallaxe Gaia a révélé une forte dépendance à la poussière interstellaire supposée, avec T_eff = 36 329 ± 970 K et log g = 7.918 ± 0.024 pour une poussière nulle, et T_eff = 43 075 ± 1 827 K et log g = 8.049 ± 0.030 pour E(B − V) = 0.01. Bien que l’extinction vers HS 0209+0832 soit faible (E(B − V) < 0.01), cet ajustement présente des incertitudes inhérentes, car la photométrie échantillonne uniquement la queue de Rayleigh–Jeans du spectre de la naine blanche. Nous notons également que les incertitudes des Pan-STARRS sont irréalistes, entraînant des ajustements statistiquement médiocres.

Nous avons donc adopté une approche hybride, mesurant la température efficace en ajustant les lignes de Balmer dans les spectres VLT/UVES et G430L HST/STIS, et mesurant la gravité de surface à partir de la photométrie et de la parallaxe. L’influence de la poussière dans cette méthode hybride est négligeable. En prenant la moyenne pondérée de l’analyse des trois spectres UVES et d’un spectre G430L STIS, sans poussière, nous obtenons T_eff = 35 845 ± 535 K et log g = 7.904 ± 0.015. L’ajustement aux spectres ultraviolets avec ces paramètres est excellent, suggérant qu’ils sont bien calibrés et que la poussière est effectivement négligeable.

Nous avons mesuré une LesNews d’hélium de log(He/H) = -1.90 ± 0.20 à partir des lignes He I et He II dans les spectres UVES et STIS. L’incertitude dans log(He/H) déterminée à partir des lignes individuelles est de 0.2 dex, limitant l’évaluation de la variabilité de l’LesNews d’He détectée dans les spectres.

Abondances photosphériques

Avec T_eff, log g et log(He/H) fixés aux valeurs déterminées ci-dessus, nous avons généré des grilles de spectres synthétiques pour Z = C, Al, Si, Ca, Ti, Ni, Cu, Zn et Nb avec des abondances dans la plage -10 < log(Z/H) < -4 par paliers de 0.25 dex. Sauf indication contraire, les modèles utilisent des données atomiques de la Vienna Atomic Line Database. En interpolant à travers ces grilles de modèles, nous avons ajusté les régions spectrales des spectres HST/STIS et FUSE contenant des lignes d'absorption d'un élément donné en utilisant une technique de minimisation χ². Nous détectons plusieurs lignes du milieu interstellaire dans les spectres, mais la vitesse radiale de ces lignes diffère de celle des lignes photosphériques, ce qui les rend clairement résolues et peut être masquées lors de la procédure d’ajustement. Après estimation des abondances pour chaque élément, nous avons recalculé de nouvelles grilles de modèles permettant à un élément de varier, en fixant tous les autres éléments aux valeurs de l'analyse initiale, et en ajustant à nouveau les données HST/STIS et FUSE. Ce processus a été répété jusqu'à ce que toutes les abondances convergent. Nous rapportons les abondances déterminées comme la moyenne pondérée des ajustements individuels à chaque ligne, et l'écart-type en tant qu'incertitude.

Pour déterminer les limites supérieures des éléments, nous avons sélectionné une région contenant une ligne forte dans le modèle mais non détectée dans le spectre observé. Nous avons varié l’LesNews métallique par 0.01 dex et déterminé chaque fois χ². Les valeurs χ² sont ensuite converties en probabilité à l’aide du critère de Jeffrey, et la fonction de distribution cumulative est calculée. Nous fixons la limite supérieure à l’intervalle de confiance de 99%.

HS 0209+0832 a été la première naine blanche à avoir une détection de zinc photosphérique. Nous avons identifié 42 lignes Zn III et 40 lignes Zn IV dans le spectre STIS, et utilisé des données atomiques mises à jour dans notre analyse. Les abondances de zinc déterminées à partir des différents états d’ionisation concordent, mais nous trouvons que l’LesNews globale est supérieure à celle déterminée précédemment d’environ 0.9 dex. Nous attribuons cette différence aux améliorations apportées aux atmosphères modèles et aux données atomiques.

Bien que plusieurs lignes Cu IV aient été identifiées précédemment, des données atomiques contradictoires ont empêché une mesure claire de l’LesNews de cuivre. Avec les données atomiques actualisées, nous trouvons une LesNews de cuivre de log(Cu/H) = -6.46 ± 0.14, qui convient bien à toutes les lignes détectées, établissant ainsi une détection ferme du cuivre photosphérique.

Les lignes de niobium ont été identifiées à l’aide de la base de données de lignes atomiques de l’Institut National des Normes et de la Technologie (NIST). Toutes les lignes suffisamment fortes prédites par les spectres synthétiques concordent avec celles du spectre observé. Nous ne notons aucune différence entre les lignes Nb III et Nb IV, et l’LesNews de niobium dans les spectres HST/STIS et FUSE concorde dans les marges d’erreur.

Nous notons qu’ajuster le doublet résonant C IV (1 548 et 1 550 Å) donne log(C/H) = -4.81 ± 0.06, soit environ 1.2 dex de plus que log(C/H) = -6.04 ± 0.17 déterminé à partir des lignes C II et C III. Le chevauchement de longueur d’onde entre les spectres HST/STIS et FUSE permet des mesures indépendantes via le multiplet C III 1175 Å. Les abondances ainsi déterminées à partir des deux spectres, pris à environ 4 ans d’intervalle, concordent dans les incertitudes. Cette situation rappelle GD 394, une naine blanche également chaude, où des lignes d’ionisation élevée de carbone, d’azote et de phosphore ont été détectées, trop fortes comparées aux abondances photosphériques mesurées via des états d’ionisation plus faibles. Étant donné que les lignes à haute ionisation dans GD 394 ont la même vitesse que les transitions photosphériques à faible ionisation, leur origine est probablement une couche de gaz chaud juste au-dessus de la photosphère de la naine blanche. Pour HS 0209+0832, les lignes C IV présentent également des vitesses radiales concordant avec les lignes C II et C III, suggérant que ces lignes C IV proviennent de gaz très proche de la photosphère. Une telle ‘chromosphère’ chaude est attendue puisque la naine blanche accréte du matériel planétaire à des taux de flux local relativement faibles, comme détecté dans des rayons X doux chez la naine blanche G 29-38.

Nous notons une divergence similaire dans les abondances de titane en utilisant les lignes Ti IV (log(Ti/H) = -5.79 ± 0.12) et Ti III (log(Ti/H) = -6.34 ± 0.23). Nous avons détecté une seule ligne Ti III dans le spectre FUSE, qui concorde avec l’LesNews mesurée dans le spectre HST/STIS. Tout comme pour carbone, les vitesses pour les deux états d’ionisation concordent; par conséquent, nous suggérons que le gaz chaud près de la surface de la naine blanche est la cause de l’LesNews plus élevée déterminée à partir des lignes d’ionisation plus élevée.

Lévitation radiative

À la température efficace de HS 0209+0832, la lévitation radiative peut fournir un soutien contre le tassement gravitationnel pour certains éléments. Selon des travaux précédents, parmi les éléments que nous détectons dans la photosphère de HS 0209+0832, C, Si et Al sont probablement sensibles au soutien radiatif, tandis que Ca et Ni ne le sont pas. Le soutien radiatif Ti, Cu, Zn et Nb chez les naines blanches chaudes n’a pas encore été évalué.

Nous avons estimé quantitativement le soutien fourni pour chaque élément détecté (C, Al, Si, Ti, Ca, Cu, Zn et Nb), ainsi que pour certains éléments avec des limites supérieures d’intérêt (N, P, S et Fe). Nous avons utilisé notre code d’atmosphère et suivi une procédure documentée pour calculer les structures d’atmosphère et les spectres synthétiques tenant compte à la fois des effets de diffusion atomique et de lévitation radiative. Dans ce processus, nous avons fixé T_eff et log g aux valeurs précédentes. Dans une première étape, nous avons calculé les abondances d’équilibre pour chacun de ces éléments, supposant aucune accrétion externe, déposant une petite quantité de l’élément dans l’atmosphère et itérant la structure atmosphérique jusqu’à ce que la gravité (vers le bas) et la lévitation radiative (vers le haut) produisent une vitesse nulle de l’élément considéré. Nous avons découvert que le soutien radiatif est totalement négligeable pour S, Ca, Ti, Fe, Ni, Cu, Zn et Nb. Pour les éléments restants, ceux-ci sont soutenus radiativement à des abondances d’équilibre de log(C/H) ≈ -6.1, log(N/H) ≈ -6.5, log(Al/H) ≈ -7.2, log(Si/H) ≈ -6.5 et log(P/H) ≈ -6.3. Dans une étape finale, nous avons calculé les flux de diffusion vers le bas pour les éléments détectés non affectés par la lévitation radiative (Ca, Ti, Ni, Cu, Zn et Nb). Étant donné que les temps de chute sont très courts (~jours), nous supposons que l’accrétion est en phase stationnaire, c’est-à-dire que le flux de diffusion vers le bas est égal au taux d’accrétion.

La principale conclusion de cette analyse est que le matériau accréter par HS 0209+0832 est réellement riche en éléments du processus s. Une anomalie d’LesNews à noter est le très faible Ni/Fe ≳ 2 (en nombre), contre environ 0.02 dans le Soleil, les chondrites CI et la Terre.

Dans le cas de faibles taux d’accrétion, on s’attend à ce que les abondances photosphériques augmentent avec le temps, se saturant à ou près de la valeur d’équilibre. À des taux plus élevés, l’effet du soutien radiatif devient de plus en plus négligeable et les abondances photosphériques reflètent le flux de masse descendant stationnaire. Nous notons que, pour C et Al, les abondances photosphériques (log(C/H) = -6.04 et log(Al/H) = -7.37) sont proches des niveaux prévus par la lévitation radiative, -6.1 et -7.2, respectivement. Cependant, nous trouvons log(Si/H) = -8.26, qui est bien inférieur au soutien de l’équilibre radiatif de -6.5. Une hypothèse clé dans les modèles de lévitation radiative est que l’atmosphère est entièrement radiative, c’est-à-dire dépourvue de mouvement de masse et des champs de vitesses associés. Cependant, l’accrétion introduit intrinsèquement un flux descendant de matière, et son effet sur l’atmosphère n’est pas encore bien compris. Certains modèles prédisent une convection à grande échelle due au mélange thermohalin, et bien que la validité physique de ces modèles ne soit pas entièrement établie, il est tout à fait possible qu’un afflux de matière suffisamment important interfère – et peut-être affaiblisse ou supprime complètement la lévitation radiative. En l’absence d’une compréhension complète de ces processus complexes, nous adoptons l’hypothèse la plus conservatrice, c’est-à-dire en nous basant sur le soutien radiatif résultant de nos modèles d’atmosphère tels que décrits ci-dessus.

Avec cette mise en garde à l’esprit, nous notons que le soutien radiatif prévoit log(N/H) = -6.5, par rapport à la limite supérieure de l’LesNews photosphérique de log(N/H) < -8.36. Comparé aux abondances solaires, log(C/N) = 0.6, et étant donné que les deux éléments bénéficient d’un soutien similaire de la lévitation radiative, ces chiffres peuvent suggérer que l'LesNews de carbone est renforcée dans le matériau accréte par HS 0209+0832. À cette température efficace, l'hélium n'est pas soutenu radiativement et s'enfonce dans l'atmosphère sur des échelles temporelles de mois. En fait, HS 0209+0832 se trouve dans le gap DB, une rareté de naines blanches avec un atmosphère d'hélium dans la plage 30 000 < T_eff < 45 000 K. Nous attribuons donc la présence d’hélium à une accrétion active.

Notre conclusion finale est que HS 0209+0832 accréte du matériel d’une source externe à un taux élevé de M_acc,tot = 4.3 × 10⁸ g s⁻¹ avec une composition radicalement différente de tout ce que l’on trouve dans le Système solaire.

Période photométrique

HS 0209+0832 (TIC 337075714) a été observée avec TESS dans les secteurs 42, 43, 70 et 71 (du 20 août 2021 au 12 octobre 2021 et du 20 septembre 2023 au 11 novembre 2023). Pour chaque secteur, nous avons récupéré la photométrie TESS à cadence de 2 minutes, traitée par le Science Processing Operations Center (SPOC) à partir de l’archive Mikulski pour Télescopes Spatiaux en utilisant le package lightkurve.

Nous avons combiné les données de photométrie Simple Aperture Photometry (PDCSAP) des quatre secteurs TESS en une seule courbe de lumière, en retirant toutes les données ayant un flag de qualité >0, et appliqué un filtrage >5σ par rapport à la flux médian. Nous avons identifié un signal significatif avec une probabilité d’alarme fausse (FAP) d’environ 4.4 × 10⁻¹⁶ à une période de 4.399 ± 0.026 jours avec une amplitude de 0.120% ± 0.018% dans le periodogramme de Lomb–Scargle calculé à partir de la courbe de lumière combinée.

Pour estimer l’incertitude dans la période P, nous avons évalué la statistique χ² sur une grille fine de périodes d’essai, minimisant à chaque point de la grille les paramètres restants (amplitude A, phase ϕ et flux de base \(\bar{F}\)) en ajustant le modèle \(F(t)=A\sin (\frac{2{\rm\pi }t}{P}+\phi )+\overline{F}\) à la courbe de lumière combinée F(t). L’intervalle de confiance 1σ sur la période a été pris comme la plage contiguë de périodes pour lesquelles \(\Delta {\chi }^{2}={\chi }^{2}(P)-{\chi }_{\min }^{2}\le 1\). Nous avons estimé l’incertitude sur l’amplitude de manière similaire, en utilisant une grille d’amplitudes d’essai et en évaluant \(\Delta {\chi }^{2}={\chi }^{2}(A)-{\chi }_{\min }^{2}\le 1\) sur P, ϕ et \(\bar{F}\).

Nous avons également effectué la même analyse sur chaque secteur individuellement. Nous avons identifié un signal significatif dans les secteurs 43 et 71 avec des périodes de \(4.612{3}_{-0.0816}^{+0.0864}\,\mathrm{days}\) (FAP ~1.3 × 10⁻⁶) et \(4.296{3}_{-0.0600}^{+0.0624}\,\,\mathrm{days}\) (FAP ~8.0 × 10⁻¹⁵), respectivement. Les amplitudes des signaux détectés dans les secteurs 43 et 71 étaient \(0.17{9}_{-0.035}^{+0.034} \%\) et 0.237% ± 0.038%, respectivement. Bien que l’amplitude diffère entre les secteurs, nous notons que ces valeurs d’amplitude sont toutes en accord avec la courbe de lumière combinée dans un écart de 3σ. Pour les secteurs 42 et 70, nous n’avons pas trouvé de périodicité significative (c’est-à-dire, FAP < 0.01). En utilisant le meilleur modèle sinusoïdal ajusté à partir de la courbe de lumière combinée, nous estimons des limites supérieures de 3σ de A < 0.098% et A < 0.070% pour les secteurs 42 et 70, respectivement. Pour évaluer si ces non-détections sont cohérentes avec un signal persistant avec la période et l'amplitude de la courbe de lumière combinée, nous avons effectué des tests d’injection-récupération pour les secteurs 42 et 70, injectant des modèles sinusoïdaux avec des phases et amplitudes randomisées entre 0.02% et 0.5%. Après 1 000 essais pour chaque secteur, nous avons constaté qu'à l’amplitude du signal de la courbe combinée, on s'attendrait à un taux de récupération d’environ 40% dans chaque cas. Il est donc plausible que le signal soit présent dans les secteurs 42 et 70 mais reste non détecté dans les périodogrammes. La dispersion de la photométrie est importante par rapport à l’amplitude du signal (écart-type d’environ 2.1%), et seulement ~6 cycles sont couverts par secteur TESS. Compte tenu de ces limitations, les résultats de l’analyse de chaque secteur individuellement sont compatibles avec une modulation persistante d'environ 4.4 jours dans la courbe de lumière de HS 0209+0832.

Étant donné la grande échelle de pixel de TESS (~21″ par pixel), nous devons considérer la possibilité de contamination par des sources voisines. En examinant les fichiers de pixels cibles, nous avons identifié quatre étoiles de luminosité similaire à proximité de HS 0209+0832 (T = 14.37). Étant donné que ces sources n’ont pas de courbes de lumière fournies par le SPOC, nous avons extrait les courbes de lumière à cadence de 2 minutes de ces sources. En soumettant ces courbes de lumière à l’analyse de séries chronologiques décrite, nous n’avons pas détecté de signal avec une période proche de celle trouvée pour HS 0209+0832. Cependant, des périodes significatives ont des FAP beaucoup plus faibles que le signal détecté chez HS 0209+0832. Nous concluons que HS 0209+0832 présente une variabilité optique de faible amplitude avec une période de 4.399 ± 0.026 jours.