Les pulsars millisecondes naissent dans des systèmes binaires où l'étoile à neutrons est accélérée par le transfert de masse et de moment cinétique depuis son étoile compagne. Les phases initiales d'accrétion et les produits finaux sous forme de pulsars radio sont bien étudiés, mais les étapes intermédiaires, lorsque le système vient tout juste de terminer le transfert de masse actif, restent peu observées. Ce travail s'inscrit dans la lignée des recherches sur les compagnes optiques de pulsars millisecondes dans les amas globulaires, où plusieurs systèmes similaires ont déjà été trouvés, mais aucun n'avait été surpris à un stade aussi précoce de l'évolution de la naine blanche.
Des observations profondes, multibandes et multi-époques du télescope spatial Hubble ont été utilisées, couvrant neuf filtres allant du proche ultraviolet au proche infrarouge, sur une période de dix ans. La position du pulsar, issue des observations radio de MeerKAT, a été reportée sur l'époque des images optiques en tenant compte du mouvement propre. Dans un rayon de 0,1 seconde d'arc, une seule source a été trouvée, coïncidant avec le pulsar à 0,02 seconde d'arc près. Pour déterminer les paramètres physiques de la compagne, sa position dans le diagramme couleur-magnitude a été comparée aux trajectoires de refroidissement théoriques des naines blanches hélium de différentes masses, par la méthode du maximum de vraisemblance.
La compagne COM-NGC362D a une masse de 0,18 ± 0,01 masse solaire et une température effective d'environ 13 000 K, ce qui correspond à la phase de proto-naine blanche, à 180 millions d'années du début du refroidissement. Comme la phase de proto-naine blanche pour une telle masse dure environ 0,87 milliard d'années, la séparation du lobe de Roche n'a eu lieu qu'il y a environ 0,69 milliard d'années. C'est la naine blanche compagne de pulsar milliseconde la plus jeune connue. Des variations de couleur significatives en fonction de la longueur d'onde ont été détectées : l'écart entre la couleur observée et la couleur modèle varie de manière monotone et atteint 0,8 magnitude en passant des filtres bleus aux rouges. Cette tendance est cohérente avec une auto-absorption de la lumière par la matière circumstellaire résiduelle entourant la compagne. Un modèle d'auto-absorption avec une épaisseur optique τ10 = 0,18 et une taille de grains de 0,05 μm décrit bien la plupart des points observés.
Ce travail montre pour la première fois directement que de la matière résiduelle peut persister autour de la compagne d'un pulsar milliseconde pendant une partie significative de la phase de pré-refroidissement et produire des signatures observationnelles non prédites par les modèles standards. Cela distingue ce système des compagnes étudiées précédemment, où de tels effets n'ont pas été observés, et suggère une possible erreur systématique dans la classification des jeunes pulsars millisecondes avec compagnes non dégénérées. La similitude avec le système énigmatique PSR J1816+4510 et la compagne récemment étudiée du pulsar M2C laisse penser que de telles phases transitoires ne sont pas rares.
Ce sujet pourrait se développer par la recherche d'autres systèmes en phase transitoire grâce à des relevés profonds multicolores des amas globulaires et de la Galaxie. Des observations spectroscopiques à haute résolution permettraient de mesurer la courbe de vitesse radiale de la compagne et de contraindre le rapport de masse du système, ainsi que de détecter des raies métalliques fines, caractéristiques d'un milieu à basse pression. Des observations radio supplémentaires à haute résolution temporelle pourraient révéler des inhomogénéités dans la distribution de la matière résiduelle via les variations de la mesure de dispersion.
Ces résultats influenceront l'interprétation des observations optiques et radio des pulsars millisecondes en binaires, en particulier la classification des systèmes de type « araignée rouge » et « veuve noire ». Ils sont également importants pour comprendre l'évolution des naines blanches hélium de faible masse et le lien entre les binaires X de faible masse et les pulsars millisecondes.
Obtenir des spectres de la compagne COM-NGC362D pour mesurer les vitesses radiales et rechercher d'étroites raies en émission. Effectuer un suivi du pulsar radio NGC362D pour détecter des signes d'absorption ou de diffusion inhomogène du signal par la matière résiduelle.
Ce travail aborde directement le problème non résolu du lien entre les binaires X de faible masse et les pulsars millisecondes : quelles sont les manifestations observationnelles des systèmes juste après la fin du transfert de masse. Il touche également à la question de l'origine et de la durée de vie des disques ou enveloppes résiduels autour des naines blanches compagnes, ce qui est important pour comprendre l'évolution des binaires serrées dans les amas globulaires.
La période orbitale du système NGC362D n'est que de 0,17 jour, soit environ 4 heures. Pendant ce temps, la compagne effectue une révolution complète autour de l'étoile à neutrons, et la distance qui les sépare est inférieure à celle entre la Terre et la Lune.
Dans le roman « Spin » de Robert Wilson, des systèmes stellaires sont décrits où des disques de matière résiduelle autour d'objets compacts influencent les propriétés observationnelles et créent de fausses signatures. Ici, une idée similaire se réalise en astrophysique réelle : la matière résiduelle autour d'une jeune naine blanche peut imiter les signes d'une compagne non dégénérée.