La naine blanche WDJ165335.21-100116.33 est le noyau refroidi d'une étoile, de la taille de la Terre mais avec une masse comparable à celle du Soleil. À sa surface se trouve une tache chaude inhabituelle qui apparaît et disparaît. Les astronomes n'arrivaient pas à comprendre pourquoi la luminosité de l'étoile changeait toutes les 80 heures. De nouvelles observations avec le télescope VLT et l'instrument FORS2 ont montré que l'étoile possède un champ magnétique faible qui s'intensifie puis s'affaiblit.
Le champ magnétique de l'étoile agit comme une main invisible qui comprime le gaz dans l'atmosphère. Lorsque le champ est plus fort, le gaz se réchauffe et commence à briller plus intensément – c'est ainsi que naît la tache chaude. Simultanément, la luminosité globale de l'étoile diminue, car la tache bloque une partie de la lumière. C'est comme l'ombre d'un nuage qui assombrit le jour, alors que le nuage lui-même brille de l'intérieur.
Les scientifiques ont comparé cette étoile à d'autres naines blanches similaires. Il s'est avéré que chez toutes, la luminosité et l'intensité du rayonnement varient en opposition de phase, comme une balançoire : quand l'un des paramètres augmente, l'autre diminue. Cela signifie que toutes ces étoiles fonctionnent selon le même mécanisme – une tache magnétique à la surface engendre une région chaude au-dessus de l'étoile, qui brille comme un petit soleil.
Désormais, l'étoile a été officiellement reclassée : elle n'est plus simplement « non magnétique », mais appartient à la classe des naines blanches faiblement magnétiques. C'est la première fois que le champ magnétique d'une étoile de ce type a pu être mesuré directement. Cela implique que les champs magnétiques pourraient être présents chez un nombre bien plus grand de naines blanches qu'on ne le pensait auparavant.
tel que rédigé par les auteurs, en anglais arXiv:2603.12048
The small DAHe and DAe spectral classes comprise isolated, hydrogen-dominated atmosphere white dwarfs that exhibit variable photometric flux and Balmer line emission. These mysterious systems offer unique insight into the complex interplay between magnetic fields, stellar rotation and atmospheric activity in single white dwarfs. DAHe stars have detectable magnetic fields through Zeeman-split spectral lines, whereas DAe stars lack such splitting. We report the first discovery and characterisation of magnetism in the DAe white dwarf WDJ165335.21-100116.33 with new time-resolved spectropolarimetry from FORS2. We detect a weak but variable longitudinal magnetic field with values $$\langle B_z \rangle > -9.2 \pm 2.4$$ kG and $$\langle B_z \rangle < -2.2 \pm 1.0$$ kG. Independent ZTF and ATLAS photometry reveal a consistent period of P = 80.3070 $$\pm$$ 0.0007 h. Time-resolved optical spectroscopy obtained with six ground-based instruments demonstrates strong modulation in the strength of the H$$\alpha$$ and H$$\beta$$ Balmer line emission with P = 80.2922 $$\pm$$ 0.0108 h. The photometric flux and Balmer emission strength vary in antiphase, with the strongest magnetic detections coinciding with phases of low photometric flux and strong line emission. These characteristics support the theory that a magnetically active, temperature-inverted spot/region is producing an optically thin chromospheric emission region. Comparison with other DAe and DAHe white dwarfs reveals all systems have a strikingly similar antiphase phenomenology, reinforcing the theory that they are subject to a unified physical mechanism. With the detection of a weak magnetic field, we reclassify WDJ165335.21-100116.33 as a low-field DAHe white dwarf.
Le champ magnétique de cette étoile est des milliers de fois plus faible que celui d'un aimant de réfrigérateur typique, mais il suffit à chauffer le gaz à des dizaines de milliers de degrés.