Les jeunes étoiles sont entourées de disques de gaz et de poussière dans lesquels naissent les planètes. Les images directes de telles protoplanètes sont rares : jusqu'à présent, seuls quelques objets ont pu être observés de manière certaine, parmi lesquels PDS 70 b et c. AB Aur b, découverte en 2022 grâce au télescope Subaru, se distingue par sa distance d'environ 100 unités astronomiques de l'étoile et par le fait qu'elle pourrait encore croître en accrétant du gaz du disque. Cependant, les observations antérieures avec des filtres étroits ne permettaient pas de distinguer l'émission propre de la planète de la lumière diffusée par le disque. Ce travail s'inscrit dans la lignée des études sur les disques protoplanétaires et l'accrétion, mais il se distingue par la tentative d'observer la signature spectrale de la matière en chute.
Les observations ont été réalisées avec le VLT et l'instrument MUSE en mode champ étroit, qui fournit simultanément une image et un spectre. Quatre blocs de données ont été obtenus entre octobre et novembre 2022 ; le meilleur d'entre eux (OB4) présentait une largeur de tache d'environ 0,1 seconde d'arc. Pour soustraire la lumière brillante de l'étoile, deux méthodes indépendantes ont été utilisées : la soustraction d'un spectre de référence construit à partir d'un anneau autour de l'étoile, et l'imagerie différentielle spectrale classique. La position et la forme de la source ont été reconstruites par la méthode de Monte-Carlo par chaînes de Markov, en ajustant une tache gaussienne à six paramètres.
AB Aur b est clairement visible dans les canaux 6558,88 et 6560,13 Å, ce qui correspond à un décalage d'environ −100 km/s par rapport au centre de la raie Hα. Dans l'aile rouge de la raie (6563,88–6565,13 Å), la source est détectée en absorption avec une significativité d'environ 45σ. Le profil obtenu ne ressemble ni au spectre de l'étoile ni au spectre moyen du disque : l'étoile présente un pic unique et étroit, tandis qu'AB Aur b montre une large émission décalée vers le bleu et une absorption vers le rouge. Le flux en émission est de 8,19±0,93×10⁻¹⁵ erg/s/cm², et celui en absorption de −13,59±0,90×10⁻¹⁵ erg/s/cm². La forme de la raie rappelle le profil P Cygni inversé, que l'on explique chez les jeunes étoiles par la chute de gaz froid à la surface.
Ce travail montre pour la première fois que le spectre d'AB Aur b en Hα ne se réduit pas à la lumière diffusée par le disque. Cela la distingue des études photométriques antérieures, où le signal était attribué précisément à la diffusion. La ressemblance avec le profil P Cygni inversé suggère une possible chute de gaz, mais n'exclut pas des particularités locales de diffusion. Ainsi, AB Aur b devient le deuxième système après PDS 70 avec une protoplanète étudiée spectroscopiquement en Hα, et le premier avec un tel profil.
Pour comprendre ce qui produit exactement ce profil, il faut des modèles d'accrétion sur la protoplanète et de transfert radiatif dans le disque. De nouvelles observations avec HST/STIS en mode coronographique permettront de mesurer le continuum de Balmer et de vérifier si le signal varie dans le temps. La polarimétrie avec SCExAO/VAMPIRES aidera à distinguer l'émission propre de la lumière diffusée. Si le profil est confirmé comme signe d'accrétion, ce sera la première preuve directe de la croissance d'une planète par chute de gaz.
Ce résultat influencera les modèles de formation des planètes géantes et l'interprétation des observations des disques protoplanétaires.
Effectuer de nouvelles observations spectroscopiques d'AB Aur b en Hα et Hβ, et construire des modèles détaillés d'accrétion et de diffusion.
Pour l'astrophysique des protoplanètes, la question de savoir comment les planètes géantes gagnent de la masse reste ouverte : par accrétion magnétosphérique, comme chez les étoiles de type T Tauri, ou par des ondes de choc dans le disque circumplanétaire. Le profil d'AB Aur b ne s'inscrit pas dans les modèles simples, ce qui souligne l'incomplétude de notre compréhension de l'accrétion sur les planètes.
Cette section s'adresse à l'auteur du travail et à ses collègues. Les travaux voisins ont été trouvés par une recherche sémantique dans notre archive, et non par correspondance de mots. Nous n'évaluons pas : nous montrons le champ autour.
Ce que fait ce travail
L'étude présente le spectre de la protoplanète AB Aurigae b dans la raie Hα, obtenu avec MUSE sur le VLT. Après soustraction de l'étoile par deux méthodes et ajustement, la source est clairement détectée en émission décalée vers le bleu et en absorption décalée vers le rouge. Le profil rappelle un P Cygni inversé, ce qui est interprété comme une possible chute de gaz froid.
Où est sa force
C'est le deuxième système avec une protoplanète étudié spectroscopiquement dans Hα, et le premier présentant un tel profil, ce qui offre une occasion unique d'étudier directement l'accrétion sur une planète.
Vers où avancer
À essayer
Pourquoi cela peut compter
De telles observations ouvrent la voie à l'étude directe de la croissance des planètes en temps réel, ce qui est crucial pour comprendre la formation des géantes gazeuses.
Travaux voisins dans notre archive
L'archive est vide autour de ce travail : l'analyse la plus proche n'est qu'à 0.54, contre 0,64 d'ordinaire. Il semble qu'on ait peu foré à côté.
La lumière de l'étoile AB Aurigae met environ 12 à 13 heures pour atteindre le point où se trouve la planète : le rayonnement diffusé des régions internes du disque nous parvient avec un délai, et cela a été pris en compte lors du traitement.
Dans le roman « Solaris » de Stanislas Lem, l'océan de la planète présente des structures que l'on pourrait prendre pour intelligentes ; ici, les structures du disque autour d'AB Aurigae ont longtemps empêché de comprendre où se trouve la planète et où se trouve simplement un motif de gaz et de poussière.