KIC 8462852

Le compagnon stellaire est une naine rouge, localisée à 880 ± 10 UA de l'étoile de Tabby. Elle a été confirmée partager un mouvement propre commun avec l'étoile en 2021.

Les noms "d'étoile de Tabby" et de "l'étoile de Boyajian" font référence à l'astronome américaine Tabetha S. Boyajian, qui était l'auteur principal de l'article scientifique qui a annoncé la découverte des fluctuations lumineuses irrégulières de l'étoile en 2015. Le surnom "d'étoile WTF" est une référence au sous-titre de l'article "où est le flux ?", qui met en évidence les creux observés dans le flux radiatif de l'étoile. Le surnom est un double sens pour l'expression familière de l'incrédulité, "what the fuck", ou "WTF", signifiant en français "c'est quoi ce bordel". L'étoile a également reçu le surnom de "LGM-2" (pour Little Green Man - 2, signifiant Petits Hommes Verts 2) - un hommage au premier pulsar découvert, PSR B1919+21, qui a reçu le surnom de "LGM-1" lorsqu'il a été théorisé à l'origine comme étant une transmission d'une civilisation extraterrestre.

D'autres désignations dans divers catalogues d'étoiles ont été données à l'étoile de Tabby. Dans le Kepler Input Catalog, une collection d'objets astronomiques catalogués par le télescope spatial Kepler, dont l'étoile de Tabby, qui est connue sous le nom de KIC 8462852. Dans le catalogue Tycho-2, une collection améliorée d'étoiles observées et cataloguées par le satellite Hipparcos, l'étoile est connue sous le nom de TYC 3162-665-1. Dans l'infrarouge, elle a été observée et cataloguée par une équipe du Two Micron All-Sky Survey (connu sous le nom de 2MASS), l'étoile est identifiée comme 2MASS J20061546+4427248.

L'étoile de Tabby a été observée dès l'année 1890. L'étoile a été cataloguée dans les catalogues astronomiques Tycho, 2MASS, UCAC4 et WISE (publiés en 1997, 2003, 2009 et 2012, respectivement). La principale source d'informations sur les fluctuations de luminosité de l'étoile de Tabby est l'observation de l'étoile de Tabby réalisée avec le télescope spatial Kepler. Au cours de sa mission principale, prolongée de 2009 à 2013, il a surveillé en continu les courbes de lumière de plus de 100 000 étoiles dans une partie du ciel des constellations du Cygne et de la Lyre.

En septembre 2015, plusieurs astronomes publient un document analysant les fluctuations de lumière inhabituelles de l'étoile, telles que mesurées par le télescope spatial Kepler[5], une sonde qui enregistre les variations de luminosité d'étoiles en orbite éloignée pour détecter des exoplanètes. Les changements irréguliers de luminosité de l'étoile semblent indiquer une grande masse (ou de nombreuses petites masses ensemble) en orbite autour de l'étoile en « formation serrée ». Des hypothèses ont été proposées pour expliquer les variations inhabituelles de lumière (voir infra).

L'étoile a reçu une attention médiatique intense en octobre 2015, avec la spéculation que les variations inhabituelles de lumière pourraient être des signes d'activité associés à une vie extraterrestre intelligente[6] - [7].

Deux astronomes (Montet et Simon) ont livré les résultats de leur investigation dans une publication début août 2016. Ils constatent que pendant les deux premières années et demi d'observation, la luminosité de l'étoile a baissé régulièrement pour atteindre une diminution de 0,9 % au total, puis cette diminution de luminosité s'est accélérée pour atteindre 2 % en 200 jours. Les astronomes ne proposent pas d'explication pour expliquer leurs observations. Ils proposent cependant que cette baisse de luminosité ne proviendrait pas de l'étoile, elle-même, mais pourrait être due à l'obstruction de l'étoile par un phénomène non identifié à ce jour[8] - [9] - [10] - [11].

Position de l'étoile dans la constellation du Cygne.

KIC 8462852 est située dans la constellation du Cygne à peu près à mi-chemin entre les grandes étoiles visibles à l'œil nu Deneb (Alpha Cygni) et Rukh (Delta Cygni) dans le cadre de la Croix du Nord. KIC 8462852 est localisée au sud de Omicron¹ Cygni (aussi nommée 31 Cygni) et au nord-est de l'amas d'étoiles NGC 6866. Alors que positionnée seulement à quelques minutes d'arc de l'amas, elle est indépendante. Avec une magnitude apparente de 11,7, l'étoile ne peut pas être vue à l'œil nu.

Les données de luminosité du télescope spatial Kepler montrent des chutes de luminosité non périodiques fréquentes, avec deux chutes massives de luminosité se produisant environ tous les 750 jours. L'intensité pure et la variabilité des chutes de luminosité de l'étoile ont intrigué les scientifiques. Les changements de luminosité de l'étoile sont compatibles avec une grande masse (ou de nombreuses petites masses ensemble) en orbite autour de l'étoile en « formation serrée ». La première baisse importante obscurcit l'étoile à 15 %, et la seconde à 22 %. En comparaison, une planète de la taille de Jupiter ne ferait que masquer une étoile de cette taille de 1%, ce qui signifie que ce qui bloque la lumière lors des deux diminutions importantes de la luminosité n'est pas une planète, mais plutôt quelque chose masquant une moitié de l'étoile. En raison de la panne de deux roues de réaction de Kepler, la diminution de luminosité de l'étoile qui avait été prédite pour avril 2015, 750 jours après la précédente, n'a pas été enregistrée.

Les observations de la luminosité de l'étoile par le télescope spatial Kepler montrent de petites baisses de luminosité fréquentes et non périodiques, ainsi que deux grandes baisses de luminosité enregistrées à deux ans d'intervalle. L'amplitude des changements de luminosité de l'étoile et l'apériodicité des changements signifient que cette étoile présente un intérêt particulier pour les astronomes. Les changements de luminosité de l'étoile sont cohérents avec de nombreuses petites masses en orbite autour de l'étoile en "formation serrée".

La première baisse majeure, le 5 mars 2011, a réduit la luminosité de l'étoile jusqu'à 15%, et les 726 jours suivants (le 28 février 2013) jusqu'à 22% (Une troisième atténuation, d'environ 8 %, s'est produite 48 jours plus tard). En comparaison, une planète de la taille de Jupiter n'obscurcirait une étoile de cette taille que de 1 %, ce qui indique que tout ce qui bloque la lumière pendant les creux majeurs de l'étoile n'est pas une planète, mais plutôt quelque chose couvrant jusqu'à la moitié de la largeur de l'étoile. En raison de la défaillance de deux des roues de réaction de Kepler, la baisse de 750 jours prévue par l'étoile vers février 2015 n'a pas été enregistrée. Les creux de lumière ne présentent pas de schéma évident.

En plus des variations de l'ordre d'une journée, une étude d'un siècle de plaques photographiques suggère que l'étoile s'est progressivement estompée en 100 ans (de c. 1890 à c. 1990) d'environ 20 %, ce qui serait sans précédent pour n'importe quelle étoile de séquence principale de type F. Cependant, la détection de magnitudes précises à partir d'archives photographiques à long terme est une procédure complexe, nécessitant un ajustement pour les changements d'équipement, et dépend fortement du choix des étoiles de comparaison. Une autre étude, examinant les mêmes plaques photographiques, a conclu que la variation possible d'un siècle était probablement un artefact de données et non un véritable événement astrophysique. Une autre étude à partir de plaques entre 1895 et 1995 a trouvé des preuves solides que l'étoile ne s'est pas atténuée, mais a gardé une luminosité constante à quelques %, à l'exception d'une baisse de 8% le 24 octobre 1978, entraînant une période d'occultation de 738 jours.

Une troisième étude, utilisant des mesures de lumière par l'observatoire Kepler sur une période de quatre ans, a déterminé que l'étoile de Tabby diminuait d'environ 0,34% par an avant de diminuer plus rapidement d'environ 2,5% en 200 jours. La luminosité est ensuite revenue à son taux de baisse lente, comme observée précédemment. La même technique a été utilisée pour étudier 193 étoiles dans son voisinage et 355 étoiles similaires en taille et en composition à l'étoile de Tabby. Aucune de ces étoiles ne présentait une telle atténuation. En 2018, une périodicité possible de 1 574 jours (4,31 ans) dans la variation de l'étoile a été signalée.

Fondés sur l'étude du type spectral de l'étoile, les changements de luminosité de l'étoile ne peuvent pas être attribués à la variabilité intrinsèque. Quelques hypothèses ont été proposées impliquant du matériel en orbite autour de l'étoile et bloquant sa lumière. Aucune de ces explications ne parvient cependant à expliquer pleinement les données observées.

Anneau de poussière

Vue d'artiste du hypothétique disque de poussière autour de l'étoile de Tabby.

Les chercheurs ont trouvé moins de variations dans la lumière infrarouge de l'étoile que dans sa lumière ultraviolette. Tout objet plus grand que les particules de poussière atténuerait toutes les longueurs d'onde de la lumière de manière égale lorsqu'il passerait devant l'étoile de Tabby.

En 2017, Meng et al. ont suggéré que, sur la base des données d'observation de l'étoile de Tabby de la mission Search Origin Of Swift Gamma-Ray Burst, du télescope spatial Spitzer et de l'observatoire belge IRIS, seuls les écrans microscopiques à poussière fine, provenant de matériau circumstellaire, sont capables de disperser la lumière des étoiles de la manière détectée dans les mesures sur l'étoile de Tabby. Sur la base de ces études, le 4 octobre 2017, la NASA a signalé que les événements de variations inhabituels de l'étoile sont dus à un "anneau de poussières irrégulier" en orbite autour de l'étoile. Bien que l'explication d'une quantité importante de petites particules en orbite autour de l'étoile concerne les baisses à long terme, comme l'a noté Meng, l'explication semble également cohérente avec les variations de l'ordre d'une semaine trouvés par l'astronome amateur Bruce L. Gary et l'équipe de recherche de l'étoile de Tabby, coordonnés par l'astronome Tabetha S. Boyajian, lors d'événements de variation plus récents.

Une explication connexe, mais plus sophistiquée, des événements de variation, impliquant une naine brune en transit sur une orbite excentrique de 1 600 jours près de l'étoile de Tabby, une fonction de baisse de la luminosité et des intervalles prédits de luminosité, a été proposée. Les événements de baisse et d'éclaircissement de l'étoile continuent d'être surveillés ; les courbes de lumière associées sont actuellement mises à jour et publiées fréquemment.

Néanmoins, des données similaires à celles observées pour l'étoile de Tabby, ainsi que des données à l'appui de l'observatoire à rayons X Chandra, ont été trouvées avec un disque de débris en orbite autour de WD 1145+017, une naine blanche qui a également des fluctuations inhabituelles de la courbe de lumière. De plus, l'étoile très variable RZ Piscium, qui s'éclaire et s'assombrit de manière erratique, s'est avérée émettre un rayonnement infrarouge excessif, suggérant que l'étoile est entourée de grandes quantités de gaz et de poussière, résultant peut-être de la destruction de planètes locales.

Nuage de comètes en phase de désintégration

Impression d'artiste d'astéroïdes se dirigeant vers l'étoile de Tabby.

Une explication proposée pour la réduction de la lumière est qu'elle est due à un nuage d'exocomètes en désintégration en orbite elliptique autour de l'étoile. Ce scénario supposerait qu'un système planétaire, se situant autour de l'étoile de Tabby, a quelque chose de similaire au nuage d'Oort et que la gravité d'une étoile proche a amené les comètes dudit nuage à se rapprocher du système, obstruant ainsi les spectres de l'étoile de Tabby. Les preuves à l'appui de cette hypothèse incluent une naine rouge de type M à moins de 132 milliards de kilomètres (885 UA) de l'étoile de Tabby. L'idée que les comètes d'un tel nuage pourraient exister en nombre suffisamment élevé pour obscurcir 22% de la luminosité observée de l'étoile a été mise en doute, en raison de l'importante baisse de luminosité.

Les observations en longueur d'onde submillimétrique à la recherche de poussière froide plus éloignée dans une ceinture d'astéroïdes semblable à la ceinture de Kuiper, se situant autour du Soleil, suggèrent qu'une explication de perturbation planétaire « catastrophique » distante est peu probable ; la possibilité d'une ceinture d'astéroïdes perturbée diffusant des comètes dans le système interne reste à déterminer.

Jeune étoile mal formée

Impression d'artiste d'une étoile entourée d'un disque de matériau circumstellaire.

L'astronome Jason T. Wright et d'autres qui ont étudié l'étoile de Tabby ont suggéré que si l'étoile est plus jeune que sa position et sa vitesse ne le suggèrent, alors il peut encore y avoir un matériau circumstellaire autour d'elle. Une étude spectroscopique de 0,8 à 4,2 µm du système à l'aide de l'installation de télescope infrarouge de la NASA, nommée IRTF, n'a observé aucune preuve de matériau circumstellaire dans quelques unités astronomiques de l'étoile, rendant cette hypothèse douteuse.

Champ de débris planétaires

Impression d'artiste d'une exoplanète venant de subir une collision.

Des observations spectroscopiques et d'imagerie à haute résolution ont également été effectuées, ainsi que des analyses de distribution d'énergie spectrale à l'aide du télescope optique nordique, situé en Espagne. Un scénario de collision entre deux protoplanètes créerait une poussière chaude qui brille dans les longueurs d'onde infrarouges, mais il n'y a pas d'excès infrarouge observé, ce qui exclut les débris de collision planétaire massifs.

D'autres chercheurs pensent que l'explication du champ de débris planétaires est peu probable, étant donné la très faible probabilité que Kepler ne soit jamais témoin d'un tel événement en raison de la rareté des collisions d'une telle taille.

Comme pour la possibilité de fusionner des matériaux autour de l'étoile, des études spectroscopiques utilisant l'IRTF n'ont trouvé aucune preuve de poussière chaude ou de matière circumstellaire provenant d'une planète en évaporation ou en explosion à quelques unités astronomiques de l'étoile centrale. De même, une étude des données infrarouges passées du télescope spatial Spitzer de la NASA et du WISE n'a trouvé aucune preuve d'un excès d'émission infrarouge de l'étoile, ce qui aurait été un indicateur de grains de poussière chauds qui auraient pu provenir de collisions catastrophiques d'exométéores ou d'exoplanètes dans le système. Cette absence d'émission soutient l'hypothèse qu'un essaim de comètes froides sur une orbite inhabituellement excentrique pourrait être responsable de la courbe de lumière unique de l'étoile, mais d'autres études sont nécessaires.

En 2015, de nombreux télescopes optiques surveillaient l'étoile de Tabby en prévision d'un autre événement de variation de plusieurs jours, avec des observations de suivi prévues d'un événement de variation à l'aide de grands télescopes équipés de spectrographes pour déterminer si la masse éclipsante est un objet solide, ou composé de poussière ou de gaz. Des observations de suivi supplémentaires peuvent impliquer le télescope au sol de Green Bank, le VLA et les futurs télescopes orbitaux dédiés à l'exoplanétologie tels que WFIRST, et PLATO. En 2016, une campagne de collecte de fonds a été menée par Tabetha Boyajian, l'auteur principal de l'étude initiale sur la courbe de lumière anormale de l'étoile. Le projet proposait d'utiliser le réseau mondial de télescopes de l'observatoire de Las Cumbres pour une surveillance continue de l'étoile. Dans une étude publiée en janvier 2018, Boyajian et al. ont rapporté que tout ce qui bloque l'étoile de Tabby filtre différemment différentes longueurs d'onde de lumière, il ne peut donc pas être un objet opaque. Ils ont conclu qu'il s'agissait très probablement de poussière spatiale.

En 2016, l'observatoire de rayons gamma VERITAS a été utilisé pour rechercher des transitoires optiques ultra-rapides provenant d'objets astronomiques, les astronomes développant une méthode efficace sensible aux impulsions nanosecondes avec des flux aussi faibles qu'environ un photon par mètre carré. Cette technique a été appliquée sur des observations d'archives de l'étoile de Tabby de 2009 à 2015, mais aucune émission n'a été détectée. En mai 2017, une recherche connexe, basée sur les émissions de lumière laser, a été signalée, sans aucune preuve trouvée pour les signaux liés à une technologie.

En décembre 2018, une recherche de signaux laser provenant de l'étoile de Tabby a été effectuée à l'aide de l'Automated Planet Finder, qui est suffisamment sensible pour détecter un laser de 24 MW à cette distance. Bien qu'un certain nombre de candidats aient été identifiés, une analyse plus approfondie a montré qu'ils venaient de la Terre et non de l'étoile.

Une étoile appelée EPIC 204278916, ainsi que quelques autres objets stellaires jeunes, ont été observés en 2019 pour présenter des creux avec quelques similitudes avec ceux observés dans l'étoile de Tabby. Ils diffèrent cependant à plusieurs égards. EPIC 204278916 montre des creux beaucoup plus profonds que l'étoile de Tabby, et ils sont regroupés sur une période plus courte, alors que les creux de l'étoile de Tabby s'étalent sur plusieurs années. De plus, EPIC 204278916 est entouré d'un disque proto-stellaire, alors que l'étoile de Tabby semble être une étoile normale de type F ne montrant aucune trace de disque.

Le 20 mai 2017, Boyajian et ses collègues ont rendu compte, via The Astronomer's Telegram, d'un événement de variation en cours (nommé "Elsie") qui a peut-être commencé le 14 mai 2017. Il a été détecté par le réseau mondial de télescopes de l'observatoire Las Cumbres, plus précisément par son télescope à Maui. Cela a été vérifié par l'observatoire Fairborn dans le sud de l'Arizona (et plus tard par les observatoires des îles Canaries). Des spectroscopies et photométries optiques et infrarouges supplémentaires ont été demandées de toute urgence, étant donné la courte durée de ces événements, qui peut se mesurer en jours ou en semaines. Les observations de plusieurs observateurs à l'échelle mondiale ont été coordonnées, y compris la polarimétrie. En outre, les projets SETI indépendants Breakthrough Listen et Near-InfraRed Optical SETI, tous deux à l'observatoire de Lick, continuent de surveiller l'étoile. À la fin de l'événement de variation de trois jours, une douzaine d'observatoires avaient pris des spectres, certains astronomes ayant abandonné leurs propres projets pour fournir du temps et des ressources au télescope. Plus généralement, la communauté astronomique a été décrite comme étant devenue "légèrement dingue" sur l'opportunité de collecter des données en temps réel sur l'étoile unique. L'événement de baisse de 2 % a été nommé "Elsie" (un homophone de "LC", en référence à Las Cumbres et à la courbe de lumière).

Les spectres initiaux faits au télescope Liverpool (en) n'ont montré aucun changement visible entre un spectre de référence et ce creux. Cependant, plusieurs observatoires, y compris les télescopes jumeaux de l'observatoire W. M. Keck et de nombreux observatoires scientifiques citoyens, ont acquis des spectres de l'étoile montrant un creux de gradation qui avait une forme complexe et avait initialement un motif similaire à 759,75 jours à partir des données de l'événement. Les observations ont été faites sur tout le spectre électromagnétique.

La preuve d'un deuxième événement de variation (nommé "Céleste") a été observée le 13 et 14 juin 2017, qui a peut-être commencé le 11 juin, par l'astronome amateur Bruce L. Gary. Alors que la courbe de lumière du 14 au 15 juin indiquait une reprise possible après l'événement de variation, la gradation a continué d'augmenter par la suite, et le 16 juin, Boyajian a écrit que l'événement approchait d'une baisse de luminosité de 2 %.

Un troisième événement de variation important de 1 % (nommé "Skara Brae") a été détecté à partir du 2 août 2017, et qui s'est rétabli le 17 août. Un quatrième événement de variation important (nommé "Angkor") a commencé le 5 septembre 2017, et se situe, au 16 septembre 2017, entre 2,3 et 3% d'événement de variation.

Un autre événement de variation, représentant une baisse de 0,3 %, a commencé vers le 21 septembre 2017 et s'est complètement rétabli le 4 octobre 2017. Le 10 octobre 2017, un éclaircissement croissant, d'une durée d'environ deux semaines, de la lumière des étoiles de KIC 8462852 a été noté par Bruce L. Gary de l'observatoire de Hereford en Arizona et Boyajian. Vers le 20 novembre 2017, un cinquième événement de gradation important a commencé et s'est approfondi à une profondeur de 0,44%; au 16 décembre 2017, l'événement s'est rétabli, s'est stabilisé au fond du pendage pendant 11 jours, s'est à nouveau estompé, à une profondeur de gradation totale actuelle de 1,25%, et se rétablit maintenant. Les événements de gradation et d'éclaircissement de l'étoile continuent d'être surveillés ; les courbes de lumière associées sont actuellement mises à jour et publiées fréquemment.

L'étoile était trop proche de la position du Soleil dans le ciel de fin décembre 2017 à mi-février 2018 pour être vue. Les observations ont repris fin février. Une nouvelle série de baisses a commencé le 16 mars 2018. Le 18 mars 2018, l'étoile était en baisse de plus de 1 % en bande G, selon Bruce L. Gary, et d'environ 5 % en bande R, ce qui en fait la baisse la plus profonde observée depuis la mission Kepler en 2013, selon Tabetha S. Boyajian. Une deuxième baisse encore plus profonde avec une profondeur de plus de 5% a commencé le 24 mars 2018, comme l'a confirmé l'observateur de l'AAVSO John Hall. Depuis le 27 mars 2018, cette deuxième baisse se redresse.

La saison d'observation 2019 a commencé à la mi-mars, lorsque l'étoile est réapparue après sa conjonction annuelle avec le Soleil. La campagne d'observation au sol a été complétée par le Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS), qui a observé l'étoile toutes les 2 minutes entre le 18 juillet et le 11 septembre 2019. Il a observé une baisse de luminosité de 1,4 % entre le 3 et le 4 septembre 2019.

Entre octobre 2019 et décembre 2019, au moins sept creux distincts ont été observés, dont le plus profond avait une profondeur de 2 %. À la fin de la saison d'observation début janvier 2020, l'étoile avait de nouveau retrouvé sa luminosité. La profondeur totale combinée des creux en 2019 était de 11 %, comparable à celle observée en 2011 et 2013, mais répartie sur un long intervalle de temps.

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