Les éruptions de type FU Orionis sont de rares événements d'accrétion chez les jeunes étoiles, au cours desquels le taux de chute de matière sur l'étoile grimpe jusqu'à 10⁻⁴ masse solaire par an et la luminosité est multipliée par plusieurs dizaines. Ces éruptions durent des décennies et joueraient, pense-t-on, un rôle clé dans la croissance des étoiles et l'évolution chimique des disques protoplanétaires. Historiquement, on n'en connaissait qu'une dizaine, mais au cours de la dernière décennie, les relevés du ciel (PTF/ZTF, Gaia, ASAS-SN, VVV, NEOWISE) ont porté leur nombre à environ 70. La plupart de ces objets se trouvent toutefois au-delà de 1 kiloparsec, ce qui empêche de les étudier à haute résolution spatiale et spectrale, et les spectres antérieurs à l'éruption sont presque toujours absents. Dans ce contexte, PR Ori B se distingue : elle se situe dans l'une des régions de formation d'étoiles les plus proches et dispose d'une vaste archive d'observations antérieures à l'éruption, notamment des spectres à haute résolution et des données submillimétriques d'ALMA.
L'éruption a été découverte lors de l'analyse de la photométrie NEOWISE dans l'infrarouge moyen (3–5 µm), où le système PR Ori présentait une variabilité d'une amplitude de 1,1 magnitude. La confirmation s'appuie sur des observations optiques pluriannuelles du télescope RC80 (80 cm) de l'observatoire de Concoy, sur les données de Gaia (y compris les alertes Gaia21arx), d'ASAS-SN, de ZTF et sur des clichés d'archives. La spectroscopie dans le proche infrarouge a été réalisée sur le télescope IRTF avec l'instrument SpeX entre 2023 et 2025, tandis que les spectres optiques à haute résolution proviennent des spectrographes BOES (R=45000) et NGPS sur le télescope de 200 pouces de Palomar. Le spectre infrarouge moyen pendant l'éruption a été obtenu sur le VLT avec l'instrument VISIR. Pour estimer les paramètres du disque, on a utilisé les données d'archives d'ALMA (1,3 mm) et une comparaison avec des modèles de disque d'accrétion visqueux.
PR Ori B a montré deux phases de luminosité : la première (2015–2018) avec une amplitude ΔG=1,6 mag, la seconde (depuis 2019) avec une augmentation totale de luminosité de 5 magnitudes dans la bande G. Dans l'infrarouge moyen, l'amplitude a atteint ΔW1=3,6 et ΔW2=2,8 mag. Le spectre proche infrarouge pendant l'éruption présente de profondes bandes d'absorption de ¹²CO et de H₂O, ainsi qu'une forme triangulaire de la bande H, caractéristique d'un disque chauffé par viscosité. Le spectre optique montre des profils P Cygni dans les raies Na I D et une absorption dans le triplet infrarouge du Ca II, typiques des fuors. La luminosité de l'éruption est estimée à 30–40 fois celle du Soleil, ce qui correspond à un taux d'accrétion de (4–14)×10⁻⁶ masse solaire par an. La comparaison des spectres Spitzer/IRS (avant l'éruption) et VLT/VISIR (pendant l'éruption) révèle un renforcement de l'émission de forstérite cristalline à 11,2 et 11,9 µm, signe d'une cristallisation des silicates dans le disque interne chaud.
Ce travail se distingue des études voisines sur les fuors par une combinaison rare : un objet proche, doté d'une archive complète d'observations antérieures à l'éruption et d'une couverture simultanée allant du visible au submillimétrique. Contrairement à la plupart des fuors connus, PR Ori B se trouve à seulement 388 parsecs, ce qui permet de suivre pour la première fois en détail l'évolution du disque et du vent lors de l'éruption, avec une haute résolution angulaire. La détection de signes de cristallisation des silicates pendant l'éruption confirme que l'accrétion épisodique peut être un mécanisme de transformation de la poussière dans les disques protoplanétaires, ce qui n'était jusqu'ici supposé qu'à partir de données indirectes.
La proximité et la luminosité de PR Ori B ouvrent la voie à des observations à haute résolution angulaire sur les interféromètres (par exemple le VLTI) et avec de futures missions, afin d'étudier la physique du disque interne et les changements de sa structure provoqués par la luminosité accrue. Un suivi prolongé de l'éruption permettra de tester les modèles d'évolution visqueuse du disque et de préciser le lien entre les éruptions d'accrétion et les processus de cristallisation de la poussière. L'étude de la réponse de la nébuleuse environnante au rayonnement de l'éruption est également prometteuse pour estimer la géométrie et la densité du milieu circumstellaire.
Les résultats auront un impact sur la compréhension de l'évolution des disques protoplanétaires et des processus de formation d'étoiles, ainsi que sur l'interprétation de la variabilité des jeunes étoiles dans les relevés du ciel.
Il est prévu de poursuivre le suivi spectroscopique et photométrique de PR Ori B afin de suivre le déclin de l'éruption et de rechercher d'éventuels épisodes d'accrétion répétés. Des observations avec le JWST seront menées pour confirmer la formation in situ de silicates cristallins et étudier la composition de la poussière.
Ce travail touche directement à un problème non résolu : le mécanisme des éruptions FU Orionis. On ne sait toujours pas ce qui déclenche l'augmentation brutale du taux d'accrétion : une instabilité gravitationnelle du disque, une interaction avec un compagnon ou des processus magnétiques. La disponibilité de données antérieures à l'éruption et la nature binaire de PR Ori permettent de tester les hypothèses sur le déclencheur de l'éruption. En outre, la question de la fréquence et de la durée de ces événements chez des étoiles de masses et d'âges différents reste ouverte, ce qui est important pour évaluer leur contribution à la croissance des étoiles.
PR Ori B n'est que la deuxième éruption de type FU Orionis connue la plus brillante dans le visible, à environ une magnitude du prototype de la classe FU Orionis. Le système PR Ori avait d'ailleurs déjà été observé en 1888 comme étoile variable, et les publications de l'époque contiennent des plaintes sur le financement des observations astronomiques.
Les éruptions de jeunes étoiles comme celle de PR Ori B rappellent l'intrigue du roman « Solaris » de Stanislas Lem, où l'océan de la planète réagit au rayonnement de l'étoile : ici, le disque de l'étoile répond à l'éruption par une transformation de la poussière et un échauffement, ce qui modifie la chimie de la future système planétaire.