Super éruption stellaire

Les étoiles super-éruptives présentent les caractéristiques suivantes^[1] :

• elles sont de type spectral F8 à G8 ;
• elles sont sur ou près de la séquence principale ;
• elles sont seules ou faisant partie d'un système binaire très étendu ;
• elles ont une rotation lente ;
• elles ne sont pas très jeunes.

Essentiellement, ces étoiles peuvent être considérées comme des analogues solaires. Il ne faut pas les confondre avec les étoiles éruptives. Ces dernières sont de petites naines rouges.

L'étude originale, publiée en 2000, a identifié neuf objets présentant des super éruptions stellaires^[1] :

Les observations varient pour chaque objet. Certaines sont des mesures aux rayons X, d'autres sont visuelles, photographiques, spectroscopiques ou photométriques. Les énergies pour les événements varient de 2 × 10³³ à 2 × 10³⁸ ergs.

Le télescope spatial Kepler possède un photomètre permettant d'évaluer la variation de luminosité de plusieurs centaines de milliers d'étoiles de tous types spectraux.

Des études publiées en 2012 et 2013 intègrent des observations de 83 000 étoiles de type F8 à G8 sur une période de 500 jours^[2],[3],[4]. Ces étoiles, tirées du Kepler Input catalog, possèdent une température effective (T_eff) située entre 5 100 et 6 000 kelvins (K) ainsi qu'une gravité en surface ${\displaystyle {\text{log g}}>4,0}$ afin d'éliminer les géantes et sous-géantes de la liste.

1 547 super éruptions sont observées sur 279 étoiles. L'évènement le plus intense accroît la luminosité de l'étoile de 30 % et à une énergie de 10³⁶ ergs. Cependant, la plupart des super éruptions sont beaucoup moins intenses. Les super éruptions ont une montée rapide suivie d'une diminution exponentielle d'une durée de 1 à 3 heures. Certaines étoiles peuvent subir jusqu'à 57 éruptions en 500 jours, ce qui donne une moyenne d'une tous les neuf jours.

Certaines données de Kepler sont prises à une minute d'intervalle, ayant pour conséquence une inévitable diminution de la précision^[5].

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Les étoiles éruptives démontrent une variation lumineuse quasi périodique, une interprétation évidente peut être perçue par tache stellaire autour du Soleil, résultante de sa rotation. Cet indice nous permet entre autres d'estimer la période de rotation de l'étoile; une variation de moins d'un jour à dix jours peut être perceptible (25 jours pour le Soleil). Sur le Soleil, la mesure du radiomètre nous montre qu'une grande quantité de taches solaires peut réduire la luminosité de l'ordre de 0,2 %, comparativement à 1-2 % pour les étoiles super éruptives ou aussi grande que 7-8 %, trouvé dans les environs d'une tache stellaire. Dans certains cas la variation lumineuse peut être altérée par seulement une ou deux taches, mais dans tous les cas ne sont pas si simples. Ainsi, la tache stellaire peut autant être un groupe de petites taches qu'une immense.

Il est possible également de comparer la fréquence des éruptions avec la durée de vie des étoiles. Plus la durée de vie sera courte, plus les éruptions seront fréquentes. Cependant, l'énergie déployée n'est pas liée avec la période de rotation. Plus la variation est grande, plus les explosions seront fréquentes ; cette tendance est également observable par une quantité plus impressionnante d'énergie provenant de ces explosions. Il est possible de retrouver de grandes variations sur des étoiles possédant une rotation plus lente : une étoile pourrait avoir, par exemple, une période de rotation de 22,7 jours et une variation impliquant des taches couvrant 2,5 % de la surface, près de 10 fois supérieure à la valeur maximale du solaire. En estimant la taille d'une tache stellaire par la variation de l'amplitude et assumant que le champ magnétique du Soleil près des taches corresponde à 1000 gauss (0,1 tesla), il est possible d'estimer l'énergie disponible : dans tous les cas, cette énergie possède assez de puissance pour alimenter la plus grande éruption observable. De par ce fait, il est possible de soulever que les éruptions solaires et stellaires possèdent essentiellement le même mécanisme.

Afin de déterminer la possibilité d'une super éruption sur le Soleil, il est important d'encadrer la définition d'une étoile de type Soleil. Lorsque la température est divisée entre les étoiles avec les variables T_eff près de ou en dessous de 5600 kelvins (étoiles de type G jeune et vieille), les étoiles possédant une température plus basse présente une activité éruptive semblable au barème que nous accordons au Soleil et aux étoiles plus actives : ainsi, la fréquence des éruptions (nombre par étoile, par année) est environ 5 fois plus important que sur les étoiles en fin de vie. Il est bien connu que le taux de la rotation et l'activité magnétique d'une étoile tend à décliner avec l'âge dans la catégorie type G. Lorsque les éruptions sont divisées entre rotations rapide et lente, dont l'estimation est faite à partir de la variation de luminosité, les signes montrent un risque d'activité plus importante durant les phases rapides. On remarque plus particulièrement que les étoiles possédant une rotation de moins de 10 jours ont 20 à 30 fois plus de chance de démontrer une activité. Il n'en reste pas moins que 44 super éruptions ont été constatées sur 19 étoiles avec une température similaire à celle du Soleil sur une période de plus de 10 jours (sur un total de 14 000 étoiles examinées). 4 super éruptions possédant une énergie de l'ordre de 1–5 × 10³³ ergs ont été enregistrées sur des étoiles possédant une vitesse de rotation inférieure à celle du Soleil (sur un échantillonnage de 5000). La distribution des éruptions avec énergie possède une forme similaire pour toutes les étoiles : les étoiles similaires au type du Soleil ont moins tendance à entrer en éruption, puisqu'elles ont une proportion d'énergie semblable aux étoiles jeunes et plus froides.

Les données de Kepler ont également été utilisées pour rechercher des éruptions sur des étoiles de types spectraux inférieurs à G. Ainsi, un échantillon de 23 253 étoiles avec T_eff < 5150 K et ${\displaystyle {\text{log}}>4,2}$, correspondant aux étoiles de la séquence principale inférieures à K0-V, ont été observées sur une période de 33,5 jours^[6].

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373 étoiles ont été identifiées comme ayant des super éruptions évidentes. Certaines étoiles n'avaient qu'une légère éjection de masse coronale, semblable à une étincelle, tandis que d'autres présentaient jusqu'à quinze, c'est-à-dire des éjections beaucoup plus épaisses. Les événements d'éruptions les plus forts ont augmenté la luminosité de l'étoile de 7-8 %. Ce n'est pas radicalement différent de la luminosité maximale des éclairs sur les étoiles de type G; cependant, puisque les étoiles K et M sont moins lumineuses que le type G, cela suggère que les jaillissements sur ces étoiles sont moins énergétiques. En comparant les deux classes d'étoiles étudiées, il semble que les étoiles M s'éveillent plus fréquemment que les étoiles K, mais la durée de chaque évasement tend à être plus courte. Il n'est pas possible de tirer de conclusions sur la proportion relative des étoiles de type G et K montrant des super éruptions ou sur la fréquence des jaillissements sur les étoiles qui montrent une telle activité puisque les algorithmes de détection des éruptions et les critères dans les deux études sont très différents. La plupart (mais pas toutes) des étoiles K et M montrent les mêmes variations quasi périodiques de luminosité que les étoiles G. Il y a une tendance à avoir des éruptions plus énergiques sur des étoiles variables; cependant, la fréquence des débordements n'est que faiblement liée à la variabilité.

Des études spectroscopiques des super éruptions ont été faites par un spectrographe à haute dispersion installé sur le télescope Subaru^[7],[8]. De la cinquantaine d'étoiles de type solaire examinées, connues des observations de Kepler pour montrer des activités super éruptives, seules 16 font partie d'un système multiple. Des 34 étoiles célibataires restantes, seules cinq possèdent une rotation rapide.

Des observations de LAMOST ont été utilisées pour mesurer l'activité chromosphérique de 5 648 étoiles de type solaire tirées des observations de Kepler, dont 48 super éruptives^[9]. Ces observations montrent que les étoiles super éruptives sont généralement caractérisées par des émissions chromosphériques plus importantes que les autres étoiles, y compris celles du Soleil. Cependant, des étoiles super éruptives avec des niveaux d'activité inférieurs ou comparables à celui du Soleil existent, ce qui suggère que les éruptions et les super éruptions partagent très probablement la même origine.

Toutes les étoiles ont montré des variations de luminosité quasi périodiques, allant de 0,1 % à près de 10 %, interprétées comme résultant de la rotation de grandes taches stellaires^[10].

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Lorsque de grandes taches existent sur une étoile, le niveau d'activité de la chromosphère devient élevé; en particulier, de grandes plages chromosphériques se forment autour de groupes de taches solaires. On sait que les intensités de certaines lignées solaires et stellaires générées dans la chromosphère, en particulier les lignées de calcium ionisé (Ca II) et de la ligne Hα d'hydrogène, sont des indicateurs d'activité magnétique. Les observations des lignes de Ca dans des étoiles d'âge semblable au Soleil montrent même des variations cycliques qui rappellent le cycle solaire de 11 ans. En observant certaines lignées infrarouges de Ca II pour les 34 étoiles super éruptives, il était possible d'estimer leur activité chromosphérique. Les mesures des mêmes lignes aux points d'une région active sur le Soleil, ainsi que les mesures simultanées du champ magnétique local, montrent qu'il existe une relation générale entre le champ et l'activité.

Bien que les étoiles montrent une corrélation claire entre la vitesse de rotation et l'activité, cela n'exclut pas l'activité sur les étoiles tournant lentement: même les étoiles aussi lentes que le Soleil peut avoir une activité élevée. Toutes les étoiles super éruptives observées avaient plus d'activité que le Soleil, impliquant de plus grands champs magnétiques. Il y a aussi une corrélation entre l'activité d'une étoile et ses variations de luminosité (et donc la couverture des étoiles): toutes les étoiles avec de grandes variations d'amplitude ont montré une activité élevée.

La connaissance de la surface approximative couverte par les étoiles de la taille des variations et de l'intensité de champ estimée à partir de l'activité chromosphérique permet d'estimer l'énergie totale stockée dans le champ magnétique; dans tous les cas, il y avait suffisamment d'énergie stockée dans le champ pour tenir compte même des plus grandes éruptions. Les observations photométriques et spectroscopiques sont cohérentes avec la théorie selon laquelle les super éruptions ne sont différents que dans l'échelle des éruptions solaires et peuvent être expliqués par la libération d'énergie magnétique dans des régions actives beaucoup plus grandes que celles du Soleil. Néanmoins, ces régions peuvent apparaître sur des étoiles avec des masses, des températures, des compositions, des vitesses de rotation et des âges semblables au Soleil.

Plusieurs hypothèses tentent d'expliquer l'origine des super éruptions stellaires.

À l'origine, des chercheurs ont proposé que ces éruptions pouvaient être produites par l'interaction du champ magnétique de l'étoile avec le champ magnétique d'une planète géante gazeuse orbitant très près de l'étoile hôte (Jupiter chaud)^[11]. La liaison des champs magnétiques respectifs entraînerait éventuellement une libération d'énergie sous forme de super éruption. Cependant, les observations de Kepler ne détectent pas de planètes géantes aux étoiles concernées.