Où est le flux de l'étoile KIC 8462852? (En-Fr)

Où est le flux de l'étoile KIC 8462852?

Mis à jour: 30/01/17. Merci de citer la source de ce travail

En bref

L'étrange étoile KIC 8462852 fait parler d'elle. Elle est à l'origine de plusieurs articles médias actuels (voir Newscientist 18/09/15 et The Antlantic 13/10/15), sur l'hypothèse de la présence d'une mégastructure extraterrestre (style sphère de Dyson), tant le comportement de son flux lumineux est bizarre et invalide de nombreuses hypothèses pour l'expliquer.
Pour en avoir le coeur net, j'ai remonté jusqu'aux sources des médias et c'est une étude scientifique publiée sur ArXiv.org (voir Planet Hunters X. KIC 8462852 – Where’s the flux?) le 11 septembre 2015 qui est à l'origine de cette effervescence dans le milieu ufologique.

Cette étude a été traduite intégralement ci-dessous, excepté les points suivants:

• 2.4 Distribution de l'énergie spectrale
  
• 2.5 Étude photométrique à partir du sol
  
• 2.6 Limites du compagnon
  
• 2.7 Mouvement spatial et âge
  

Analyses complémentaires

Le SETI (Search for extraterrestrial intelligence) a mené ses recherches du 15 au 30 octobre 2015 et a publié ses résultats le 6 novembre 2015: Radio SETI observations of the anomalous star KIC 8462852 (En)

Une nouvelle étude publiée le 24 novembre 2015 décrit des mesures en infra-rouge réalisées à partir du télescope spatial Spitzer. Ces mesures corroborent à l'idée que des comètes sont à l'origine des variations étranges dans les courbes de lumière relevées par le télescope spatial Kepler: KIC 8462852 – The Infrared Flux (En)

Où est le flux de l'étoile KIC 8462852?

Avant-propos

Au cours de la mission Kepler, on a observé que KIC 8462852 montre des diminutions de flux de période irrégulière allant jusqu'à plus de 20%. L'activité des creux peut durer entre 5 et 80 jours. Nous caractérisons l'objet avec la spectroscopie à haute résolution, le profil de distribution de l'énergie spectrale et les analyses de Fourier de la courbe de lumière de Kepler. Nous déterminons que KIC 8462852 est une étoile F3 V/IV de séquence principale, avec une période de rotation d'environ 0,88 jour, qui ne présente aucun excès significatif infrarouges. Dans ce document, nous décrivons différents scénarios pour expliquer les événements mystérieux dans la courbe de lumière de Kepler, dont la plupart sont problématiques à expliquer avec les données à notre disposition. En considérant les contraintes d'observation sur les nuages de poussière en orbite autour d'une étoile de séquence principale normale, nous concluons que le scénario le plus compatible avec ces données est le passage d'une famille de fragments d'exocomètes, qui sont toutes associées à un seul événement de rupture antérieur. Nous discutons de la nécessité d'observations futures pour interpréter le système.

1. Introduction

Pendant plus de quatre ans, la mission Kepler de la NASA a mesuré la luminosité des objets dans une zone du ciel d'environ 100 degrés² dans la direction des constellations du Cygne et de la Lyre. Les cibles du programme ont été choisies principalement pour répondre aux objectifs de la mission Kepler de découvrir des planètes semblables à la Terre en orbite autour d'autres étoiles. Kepler a ciblé plus de 150 000 étoiles, principalement avec une fréquence d'observation de 30 minutes, conduisant à plus de 2,5 milliards de points de données par an (> 10 milliards de points de données sur la durée nominale de la mission).

L'identification et le traitement des données du transit des planètes candidates de la mission Kepler ont été faits de manière automatisée grâce à des algorithmes informatiques sophistiqués (par exemple, Jenkins et al.2010). En complément de cette analyse, le réseau de science citoyenne Zooniverse a fourni les moyens de financement participatif pour l'analyse des courbes de lumière avec le projet Planet Hunters (Chasseurs de planètes) (par exemple, Fischer et al. 2012). Dans ce cadre, les bénévoles de Planet Hunters voient des segments de 30 jours de courbes de lumière dans l'interface web "Classify" ("Classement"). La tâche principale d'un bénévole est d'identifier les signaux de transit  de planètes en exploitant la capacité unique de l'œil humain pour la reconnaissance des formes. Ce processus a démontré une efficacité de détection pour identifier les transits planétaires supérieur à 85 % en utilisant le premier trimestre de données (Q1) Kepler (Schwamb et al. 2012). Le projet Planet Hunters a maintenant découvert près d'une centaine d'exoplanètes candidates, y compris plusieurs systèmes confirmés (Fischer et al 2012;. Lintott et al 2013;. Schwamb et al 2013;. Wang et al 2013;. Schmitt et al 2,014.).

Parce que les bénévoles de Planet Hunters regardent chaque courbe de lumière visuellement, des découvertes fortuites sont inévitables, particulièrement dans les ensembles de données riches telles que celles fournies par Kepler. En tant que tel, un aspect clé du projet Hunters Planet est l'interface "Talk" ("Discussion"). "Talk" est un site de gestion de données où des bénévoles peuvent discuter des courbes de lumière et présenter une analyse plus approfondie sur les objets vus dans l'interface principale "Classify". Dans une poignée de cas, tels que la découverte de la variable cataclysmique inhabituelle, KIC 9406652 (Gies et al. 2013), le masque d'ouverture par défaut utilisé pour générer la courbe de lumière Kepler n'a pas été parfaitement centré sur l'objet d'intérêt. Pour cette raison, les événements intéressants dans la courbe de lumière Kepler semblent aller et venir en raison de l'orientation mouvante du masque d'ouverture lorsque la sonde a subi une rotation d'un quart de tour. Des événements comme ceux-ci sont marqués et discutés sur "Talk", permettant de revenir aux fichiers de pixels cibles de données brutes (TPF) pour extraire des courbes de lumière améliorées avec par exemple des masques d'ouverture modifiés.

Ce document présente la découverte d'une source mystérieuse de creux, KIC 8462852, du projet Planet Hunters. Avec uniquement un premier trimestre d'analyses de données Kepler, les bénévoles de Planet Hunters ont qualifié la courbe de lumière de KIC 8462852 comme "bizarre", "intéressante", "de transit géant" (la profondeur de l'évènement survenu au premier trimestre Q1 était de 0,5% avec une durée de 4 jours). Comme de nouvelles données Kepler ont été diffusées au cours des trimestres suivants, les discussions ont continué sur "Talk" sur les particularités de la courbe de lumière de KIC 8462852, en particulier l'accélération du phénomène dans les dernières observations de la mission Kepler.

Dans ce travail, nous examinons les 4 années complètes d'observations de Kepler sur KIC 8462852 ainsi que des informations supplémentaires fournies par d'autres observations sur terre et dans l'espace. Dans la deuxième section, nous caractérisons KIC 8462852 en utilisant la photométrie de Kepler, l'analyse spectroscopique, l'imagerie d'optique adaptative (AO) et la distribution de l'énergie spectrale. Nous découvrons une compagne naine de classe M au système et nous discutons qu'avec les données dont nous disposons, nous pouvons exclure la présence d'un autre corps lié gravitationnellement à proximité. Dans la quatrième section, nous examinons des explications possibles pour les observations particulières de KIC 8462852, notamment des artefacts instrumentaux, les variabilités extrinsèque/intrinsèque et différents scénarios invoquant les événements d'occultation de lumière. Dans la cinquième section, nous concluons en discutant d'observations futures nécessaires pour déterminer la nature de l'objet.

2. Données

KIC 8462852, également connue sous le nom TYC 3162-665-1 et de 2MASS J20061546+4427248, est une étoile de magnitude V d'environ 12 dans la partie observée de Kepler. Comme mentionné ci-dessus dans la section précédente, elle a été identifiée par hasard par le projet Planet Hunters et a été considérée comme un objet intéressant digne d'une enquête plus approfondie. Dans les sections suivantes, nous caractérisons le système avec les données venant de Kepler ainsi qu'avec des données supplémentaires provenant de divers programmes ciblés et archivés.

2.1 Photométrie Kepler

KIC 8462852 a été observée tout au long de la mission principale de Kepler (trimestres 0 à 17) dans le cadre d'observations de longue durée (30 minutes) donnant une courbe ultra-précise de la lumière sur quatre ans.

Dans ce travail, notre analyse utilise les données normalisées, PDCSAP FLUX. Notez que nous avons soigneusement validé les données pour nous assurer que toutes les variations de flux représentent des événements physiques dans ou près de l'étoile (et le sont); ces procédés sont décrits en détail dans la section 4.1, et nous ne les répèterons pas ici. Dans la figure 1, nous présentons un ensemble de points qui capturent beaucoup des variations de flux intéressants observés dans les données de séries chronologiques de Kepler.
Les deux panneaux supérieurs, "a" et "b", montrent les séries de variation de flux pendant la durée de la mission Kepler, mais avec des échelles de flux différentes verticalement. Celles-ci montrent que le flux est relativement constant la plupart du temps, mais est ponctué par un nombre de creux importants dans le flux, y compris une baisse de 15% près du 800ème jour, et toute une séquence de creux (avec un atteignant une profondeur de 22%) après le 1500ème jour. Pour plus de commodité, nous nous référons ci-après pour les deux principales structures de variation entre les 788ème et 795ème jours et entre les 1510ème et 1570ème jours, dénommés respectivement événements "D800" et "D1500". Il y a aussi d'autres diminutions plus petites, y compris deux constatées plus tôt dans la mission (autour du 140ème jour et du 260ème jour). 


Le panneau "c" est un zoom sur l'évènement D800:


Les trois panneaux restants sont progressivement agrandis autour de l'ensemble anormal de l'évènement D1500. Pratiquement toutes les fluctuations d'intensités visibles dans les graphiques sont réelles, à savoir, non dues à des variations statistiques ou instrumentales (Section 4.1). Il y a des modulations dans les flux de données brutes à environ 200 ppm qui sont visibles à l'œil nu. Pour explorer davantage si l'une de ces modulations est périodique, ou a une composante périodique, nous avons généré une transformée de Fourier (TF) des données avec les variations extraites de la suite de données. 


La figure 2 montre la TF de la photométrie Kepler et on peut voir clairement une périodicité de 0,88 jour (1.14 cycle/jour) et ses deux harmoniques supérieures suivantes.
Ce signal de 0,88 jour est un aspect significatif qui ressemble aux cibles de TFs typiques de Kepler d'étoiles précoces (Balona 2013, voir leur figure 6). Si c'est une période de rotation, alors la vélocité de rotation projetée (de la section 2.2) de 84 ± 4 km/s représente un rayon stellaire minimum d'environ 1,46 Rsol, cohérent avec le rayon d'une étoile de type F (voir également la section 2.2). On voit également sur la figure 2 sur la gauche de la fréquence de base qu'il y a une grande collection de petits pics. Cela suggère que quelque chose de plus compliqué qu'une hétérogénéité de surface de rotation soit la cause du signal observé.


Nous étudions la stabilité des fréquences observées dans la TF en effectuant une transformée de Fourier à court terme (TFCT), qui écrête à nouveau les données dans les zones de variation. Dans la méthode TFCT, les données sont divisées en segments "courts" d'environ 20 jours, la TF est calculée et affichée verticalement sur le graphique, et cela se répète comme une fonction du temps, avec un chevauchement des segments afin de récupérer une certaine résolution temporelle.

La TFCT est présentée dans la figure 3. Cela montre que le signal de 0,88 jours est présent dans la plupart des séries temporelles de Kepler, avec la présence prévalente autour du 1200ème jour. Il est intéressant de constater qu'autour des 400ème et 1400ème jours, qu'il y a des contributions majeures à différentes fréquences, correspondant à respectivement environ 0,96 et 0,90 jours. Nous concluons que celles-ci sont à l'origine de la collection de pics larges à gauche de la fréquence de base présentée auparavant. Ces bandes latérales de basses fréquences pourraient être dues à des régions de flux contrastés (par exemple, les taches stellaires, zones de composition chimique particulière) apparaissant aux hautes latitudes associées à des différences de vitesse de rotation. Ceci est cohérent avec la rotation différentielle (ou une différence de fréquence déduite d'environ 10%) pour une étoile de type F (Reinhold et al. 2013). Nous tenons à souligner cependant, que nous ne pouvons pas écarter complètement la possibilité que ces périodes sont dues à des pulsations. La position de KIC 8462852 est située dans la zone d'instabilité des Gamma Doradus, où on observe des pulsations inférieures à 5 cycles par jour (par exemple, Uytterhoeven et al., 2011). Notre interprétation des taches stellaires repose sur la comparaison de la TFCT de KIC 8462852 à la TFCT d'étoiles pulsantes Gamma Doradus. Nous constatons que les fréquences dominantes pour ce type d'étoiles n'évoluent pas dans le temps dans la TFCT.


Nous présentons également la présence d'une période possible de 10 à 20 jours (figure 2), qui, lorsqu'elle est présente, est visible à l'oeil nu dans la courbe de lumière. 
Nous illustrons cela dans la figure 4, en zoomant dans les régions de la courbe de lumière de Kepler. La période de 0,88 jour de l'étoile est évidente dans chaque section avec des variations de flux à haute fréquence. Le deuxième panneau de fond "c" ne présente pas de variations de basse fréquence (10 à 20 jours), mais les autres oui. Nous n'avons aucune hypothèse actuelle pour expliquer ce signal.


2.2 Spectroscopie

Nous avons obtenu deux spectres haute résolution (R = 47000) de KIC 8462852 avec le spectrographe FIES (Frandsen & Lindberg 1999;. Telting et al 2014) monté sur le Télescope optique nordique de 2,56 m (NOT) de l'Observatoire de Roque de los Muchachos à La Palma, en Espagne. Les observations ont été effectuées le 11 août et le 5 novembre 2014. Les données ont été réduites en utilisant des procédures standard, qui comprennent la soustraction de biais, l'aplatissement de champ, l'extraction et le traçage d'ordonnancement et l'étalonnage de la longueur d'onde. Les spectres extraits ont un rapport signal/bruit de 45 à 55 par pixel à 5500 Angstrom.

En suivant la même procédure d'analyse spectrale décrite dans Rappaport et al. (2015), nous avons utilisé le spectre FIES superposé pour déterminer la température stellaire Teff effective, la gravité de surface log g, la vitesse de rotation projetée v sin i, la métallicité [M/H] et le profil spectral de KIC 8462852 (tableau 2). Les graphiques de la figure 5 montrent certaines régions du spectre observé (noir) avec le meilleur modèle de correspondance (rouge). La température que nous dérivons (T eff = 6750 ± 140 Kelvin) est cohérente avec l'estimation photométrique de T eff = 6584 + 178 - 279 Kelvin des propriétés d'entrées du Catalogue révisé de Kepler (Huber et al 2014), ainsi qu'avec Teff = 6780 Kelvin dérivé de la relation température-couleur empirique (V-K) de Boyadjian et al. (2013). La vitesse de rotation projetée que nous mesurons v sin i = 84 ± 4 km/sec. est aussi bien alignée avec celle prédite à partir de la rotation de la section 2.1, si le signal de 0.88 jour est bien la période de rotation. Dans l'ensemble, le spectre de l'étoile est remarquable, car il ressemble à une étoile ordinaire F en formation sans trace de raies d'émission ou de profil P du Cygne. Enfin, nous utilisons les propriétés stellaires issues de notre analyse spectroscopique pour estimer une masse stellaire M = 1,43 Msol, une luminosité log L = 0,67 Lsol, et de rayon R = 1,58 Rsol, correspondant à une étoile F3 V de séquence principale (Pecaut & Mamajek 2,013).
En combinant le rayon, la vitesse de rotation projetée et la période de rotation (section 2.1), nous déterminons une inclinaison d'axe de rotation stellaire de 68 degrés.

Bien que les caractéristiques moyennes interstellaires ne sont généralement pas liées aux évènements astrophysique intéressants dans les étoiles, nous notons la présence de lignes stellaires et interstellaires Na D dans notre spectre. Dans le panneau en bas de la figure 5, nous montrons un gros plan de la région contenant les lignes Na D (autours de 5890, 5896A). Dans les deux ° des grands traits stellaires, il y a deux lignes Na D très étroites et profondes avec des profils de ligne de séparation, indiquant la présence de deux nuages ISM isolés avec différentes vitesses d'environ 20 km/sec.


2.3  Imagerie

La figure 6 montre l'image UKIRT de KIC 8462852 ainsi que d'une source lumineuse similaire éloignée d'environ 40 ''. Le PSF de KIC 8462852 est asymétrique par comparaison, nous conduisant à spéculer que KIC 8462852 a une étoile compagne faible d'environ 1,5'' à 2,00'' de suite. 


Nous avons observé KIC 8462852 le 16 octobre 2014 UT en utilisant le système d'optique adaptative (O.A.) du guide naturel d'étoiles (Wizinowich et al. 2000) du télescope Keck II de 10 mètres sur le Mauna Kea, à Hawaii. Nous avons utilisé leur caméra IR NIRC2 et des filtres J (1,25 um), H (1,64 um) et K (2.20 pm) du stock de filtres de l'Observatoire du Mauna Kea (MKO) (Simons & Tokunaga 2002;. Tokunaga et al 2002). Nous avons utilisé les caméras à champ étroit de NIRC2, qui produisent une échelle de pixels de 0,0099400 pixels pour 1 et un champ de vision de 10 200. Les conditions étaient c 0000 RAS, MNRAS 000, 000-000 6 nuageux avec une vision variable d'environ 100 FWHM à mi-hauteur. KIC 8462852 a été observée sur une plage de masse d'air de 1,26 à 1,28. Les images corrigées d'O.A. ont des largeurs à mi-maxima (FWHM) de 39, 43 et 51 masses au JHK, respectivement, avec des variations RMS de l'ordre de 1 à 3%. Nous avons obtenu une série de neuf images dans chaque filtre. Le temps d'intégration on-source total était de 65 secondes par filtre. Les images ont été réduites de façon standard à l'aide des scripts personnalisés écrits dans le Language de Données Interactives (LDI). Nous avons construit des champs plats à partir des différences d'images de l'intérieur de la coupole du télescope avec et sans éclairage de la lampe. Nous avons soustrait un biais moyen à partir des images et divisé par le plan. Ensuite, nous avons créé un image céleste maître à partir de la médiane moyenne des images sans biais et planes et soustrait des images réduites individuelles. Les images  individuelles réduites ont été enregistrées et empilées pour former une mosaïque finale (Figure 7).


Tel qu'on le soupçonnait à partir de l'image asymétrique UKIRT, les images d'O.A. de Keck révèlent un faible compagnon évident à une séparation de 1.9500 et une position d'angle de 96.6. Pour mesurer les rapports de flux et les positions relatives des deux composants, nous avons utilisé un modèle analytique de la fonction d'étalement de point (PSF) comme la somme de deux composantes gaussiennes elliptiques, une composante étroite pour le noyau de PSF et une large composante pour le halo de PSF, comme nous l'avons fait pour d'autres binaires (Liu et al., 2008). Pour les images individuelles obtenues avec chaque filtre, nous avons établi un rapport de flux, de séparation et l'angle de position du binaire. Pour corriger les distorsions optiques dans NIRC2, nous avons utilisé l'étalonnage de Yelda et al. (2010). Le système est si bien résolu que la simple photométrie d'ouverture serait suffisante. Les moyennes des résultats ont été adoptées comme les mesures finales et les écarts-types des erreurs (Table 2).
Il est difficile de savoir si cela est un binaire physique ou visuel, mais étant donné l'ampleur de la magnitude delta et de la séparation, la chance de que l'alignement d'un objet compagnon en arrière-plan ou au premier plan est seulement d'environ 1% (Rappaport et al. 2014). A environ 2 % du flux de l'étoile la plus brillante, ce serait une étoile de type V M2 de magnitude M d'environ 0,4, si elle est en effet à la même distance que notre étoile F cible (Kraus & Hillenbrand 2007). Les couleurs JHK sont également compatibles avec l'objet compagnon comme étant un nain, non un géant (Bessell & Brett 1988). Si nous prenons la magnitude de KIC 8462852 comme V = 11,705, et la magnitude visuelle absolue d'une étoile de F3V comme V = 3,08 (Pecaut & Mamajek 2013), alors le module de distance est de 8,625. Nous tirons une distance "dérougifiée" d'environ 454 parsecs en utilisant E(B - V) = 0,11 (Section 2.4; correspondant à une extinction de bande V A.V. = 0,341). En supposant que l'étoile plus faible est associée à la cible d'étoile principale F, et les deux étoiles qui sont séparées d'environ 1,9500, elles sont à environ 885 U.A. l'une de l'autre. À cette distance, la deuxième étoile ne peut pas être actuellement affectée physiquement au comportement de l'étoile cible de Kepler, mais pourrait avoir des corps en orbite autour d'elle par des perturbations à long terme. Si une telle étoile n'est pas liée à KIC 8462852, mais voyage à travers le système perpendiculairement à notre ligne de mire, il faudrait seulement 400 ans pour doubler sa distance si vous voyagez à 10 km/s. Ainsi, le transit serait relativement de courte durée en terme astronomique.

3. Creux similaires dans le tableau de Kepler?

Les creux anormaux en KIC 8462852 ont été trouvés par hasard par le groupe scientifique citoyen Planet Hunter. En raison de sa nature apériodique, ils n'auraient probablement jamais été signalés/récupérés par la plupart des recherches de transits, d'étoiles binaires à éclipses ou astéroséismologicalement intéressantes. Cependant, connaissant l'existence de la courbe de lumière de KIC 8462852, nous nous sommes naturellement demandé s'il y a, dans le fait, de nombreux autres tels objets dans le champ principal Kepler base de données. Nous avons donc appliqué un algorithme simple pour rechercher la base de données d'autres systèmes similaires à KIC 8462852. L'algorithme consistait à rechercher pour les creux avec des profondeurs de plus de 10% (c-à-d, flux normalisés inférieurs à 0,9) qui se composent de 5 ou plus d'échantillons consécutifs longue cadence de Kepler (c-à-d, d'une durée de plus de 2 heures et demie). En tout, cette recherche a permis de trouver plus d'un millier de cibles avec cette signature. La grande majorité d'entre elles, cependant, étaient dues à:

• des étoiles binaires à éclipses, 
  
• à la signature de rotation de taches stellaires de grande amplitude, 
  
• et des artefacts de données Kepler. 
  

Nous avons examiné attentivement le petit nombre restant de systèmes à l'oeil nu, mais n'en n'avons pu identifier qui rappelait KIC 8462852. Nous avons également abaissé le seuil des creux à 5%, mais dans la recherche de même relevé, aucun des candidats que l'on pourrait croire ressembler étroitement à KIC 8462852. Bien sûr, le travail de comparaison visuel est nécessairement qualitatif, mais nous étions convaincu qu'il existerait quelques systèmes similaires à trouver dans le domaine principal de Kepler.

4. Explorations possibles des évènements de variations de flux de KIC 8462852

La question principale pour expliquer la courbe de lumière particulière pour KIC 8462852 est liée à la présence de plusieurs événements de gradation, qui ne sont pas périodiques et dont l'événement D1500 est le plus profond et complexe. Ici, nous introduisons plusieurs scénarios pour expliquer KIC 8462852 et discutons de la façon dont les données d'observation supportent ou pas chaque théorie.

4.1 Effets instrumentaux ou artefacts de réduction des données?

La courbe de lumière de Kepler pour KIC 8462852 est unique, et nous avons exploré à fond les données brutes à la recherche de défauts ou effets instrumentaux, lesquels pourraient provoquer les variations observées dans le flux de KIC 8462852. Nous avons utilisé les outils du logiciel PYKE sur l'analyse des données de Kepler afin de vérifier les données pour les effets instrumentaux.

Nous vérifions les possibilités suivantes:

• Nous avons vérifié que les mêmes variations de flux, à savoir les "creux" sont présents dans l'ensemble des données SAP FLUX.
  
• Nous avons vérifié que les lacunes des données et les évènements de rayons  cosmiques ne coïncident pas avec les événements d'immersion, car ils sont susceptibles de produire des déviations dans le flux corrigé.
  
• Nous avons vérifié au niveau pixel qu'il n'y a pas de signes de masques photométriques particuliers utilisés pour réaliser les courbes de lumière.
  
• Nous avons vérifié les courbes de lumières des pixels que le centre de gravité de la lumière d'image ne varie pas pendant les événements de diminution.
  
• Nous avons inspecté les courbes de lumière de sources voisines et constatons qu'ils ne montrent pas des motifs de variabilité similaires dans leurs courbes de lumière.
  
• Nous avons déterminé que la diaphonie et la réflexion CCD ne peuvent en être la cause (Coughlin et al. 2014).
  
• Nous avons vérifié avec les scientifiques de l'équipe de la mission Kepler que les données étaient de bonne qualité. 
  

Cette analyse conclut que effets instrumentaux ou des artefacts dans la réduction de données ne sont pas la cause des événements d'immersion observés, et donc la nature de la courbe de lumière de KIC 8462852 est astrophysique à l'origine.

4.2 Variabilité intrinsèque?

Un exemple d'une classe d'étoiles qui affichent une variabilité intrinsèque sont les objets UX Orionis. Ce sont (pour la plupart) des étoiles PMS (pré-séquence principale) de masse intermédiaire dont la courbe de lumière de bande V sont caractérisées par des minima photométriques sporadiques avec des amplitudes de grandeurs de 2 à 3 et avec des durées de plusieurs jours à plusieurs semaines. Ces objets présentent généralement un fort excès d'infrarouge, à partir de 2 à 5 micro-mètres. Leur spectre a également des raies d'émission, signature d'accrétion. Notre objet ne présente pas ces caractéristiques dans son SED (x 2,4) ou dans son spectre (x 2,2) et est susceptible d'être plus âgé de 20 millions d'années, excluant ainsi le scénario UX Orionis comme une explication plausible.

Les étoiles variables de type Coronae Borealis R (RCB) sont très évoluées en supergéantes F-G (par exemple, Clayton, 1996). Leurs courbes de lumière montrent des pulsations (de l'ordre de mois) et creux profonds irréguliers (qui durent plusieurs semaines à plusieurs mois). Leur variabilité descendante est associée à la formation de nuages qui obscurcissent la photosphère et est souvent observée comme une forte diminution de flux suivie d'une récupération progressive et parfois décalée. Dans le cas de KIC 8462852, les échelles de temps des creux sont différentes de celles d'une étoile variable RCB.
De même, l'entrée dans l'évènement D800 est une diminution progressive du flux, lequel est l'inverse de ce qui est attendu pour une étoile RCB et les formes d'immersion dans l'évènement D1500 sont également non caractéristiques d'une étoile RCB. Enfin, le log g et v sin i spectroscopique est loin d'être celui d'une supergéante. Ces éléments, ensemble, excluent fermement la possibilité que KIC 8462852 soit une étoile variable RCB. 

Une autre possibilité est l'auto-émission d'un disque matériel de l'étoile elle-même, comme dans le cas des étoiles Be. Les étoiles Be sont des étoiles en rotation rapide (presque proches de la rupture) qui sont généralement de classe spectrale O et B, mais parfois A, et présentent des explosions épisodiques irrégulières. Habituellement, ces explosions sont en émission mais dans certains cas, elles peuvent également entraîner des variations (voir Hubert & Floquet 1998). Les étoiles Be montrent aussi souvent des presque-oscillations périodiques de l'ordre d'un demi-jour à 1 jour et demi. Cela correspond également au projet de loi pour ce que nous voyons dans la TF de KIC 8462852 (x 2,1).

Il a été émis une hypothèse (par exemple, Rappaport & van den Heuvel 1982) que la plupart, sinon la totalité, des étoiles Be ont un compagnon binaire qui est à l'origine une masse transférée vers l'étoile Be la faisant tourner presque jusqu'à la rupture (la rémanence de cette étoile s'est parfois trouvée être une étoile à neutrons). Les périodes de ces étoiles binaires vont de quelques semaines à des milliers de jours (peut-être plus).

Si KIC 8462852 est une étoile Be, nous obtiendrions un regard inédit sur le comportement du disque intérieur, et que cela pourrait expliquer le large pic dans la TF à des fréquences juste au-dessous de la périodicité de 0,88 jours. Cela pourrait être éjecté dans un matériau que l'on appelle "disque d'accrétion" qui se déplaçant vers l'extérieur, mais avec à peu près une vitesse Képlérienne. Le manque d'excès IR observé ne supporte pas l'existence d'un disque d'accrétion.

Il y a aussi une absence d'émissions d'H dans le spectre de l'étoile, cependant, comme indiqué ci-dessus, l'émission H d'une étoile Be est connue pour être variable et éteinte et avec des délais de quelques jours à plusieurs années. Cependant, la température de KIC 8462852, Température effective = 6750 degrés Kelvin, est trop froide pour être une étoile Be. Il est également peu probable d'avoir été filé par une étoile donatrice à proximité car un changement de RV est absent entre nos deux spectres. Cette règle probable sur la plupart des étoiles rémanente venant d'une étoile donatrice, mais pas nécessairement une ancêtre dans une très large orbite où le transfert de masse se produit lorsque l'ancêtre du compagnon était une géante. Il est également intéressant de noter que l'étoile compagnon imagée (section 2.3) ne pouvait pas faire ces choses.

4.3 Variabilité extrinsèque?

Nous considérons que le flux de KIC 8462852 est contaminé par l'étoile naine M proche détectée avec des images haute résolution (x 2,3). Que le système soit lié ou non, l'astre compagnon peu lumineux envoie de la lumière dans l'ouverture photométrique de Kepler, qui à son tour affecte le signal observé dans la courbe de lumière. Nos observations montrent que le rapport de flux dans l'infrarouge est d'environ 30, ce qui équivaut à un facteur de plusieurs centaines dans la bande passante de Kepler. D'aucune façon, la variabilité du compagnon ne peut avoir un impact sur la courbe de lumière de KIC 8462852 au niveau observé.

4.4 Occultation par des nuages de poussières circumpolaires

Les creux peuvent facilement être expliqués en terme d'occultation par une distribution de poussières circumstellaires non homogène. Toutefois, cela ne veut pas dire que la distribution de poussière soit nécessaire pour expliquer que les observations sont physiquement plausibles.

Des distributions de poussières hétérogènes ont été évoquées pour expliquer des creux auprès de quelques jeunes étoiles, mais contrairement aux étoiles UX Orionis, de type AA Tau et aux systèmes "en diminution" (Herbst et al 1994;. Herbst & Shevchenko 1999; Morales et al 2009; Cody et al 2014, Ansdell et al, soumis), KIC 8462852 n'a pas d'excès d'infrarouge détectable ou de signature d'accrétion suggérant qu'elle soit une jeune étoile T Tauri (articles 2.2, 2.4). Ainsi, un scénario; dans lequel la matière d'un disque protoplanétaire à dominance gazeuse occulte l'étoile provienne soit de colonnes d'accrétion, soit de structures azimutales non axisymétriques, ou verticale dans le disque interne (par exemple, Herbst et al 1994;. Herbst & Shevchenko 1999; Bouvier et al 1999; McGinnis et al 2015); est désavantagé.
En outre; contrairement à la détection relativement fréquente d'étoiles UX Orionis et de systèmes de type AA Tau (par exemple dans NGC 2264, Cody et al. 2014); les événements vus chez KIC 8462852 sont rares, car des variations similaires n'ont pas été observées parmis les 150 000 autres étoiles naines surveillées par Kepler (section 3). Ce ne serait pas un problème si KIC 8462852 était une jeune étoile isolée, mais il n'y a aucune preuve de cela (section 2.7).
Nous considérons donc des scénarios qui pourraient survenir autour d'une étoile de séquence principale ou une étoile T Tauri faible qui a dispersé son disque protoplanétaire, mais qui garde néanmoins un système planétaire peu gazeux qui peut inclure des planètes, des astéroïdes et des comètes.
Les "agglomérats" de passage de poussières devant l'étoile pourraient peut-être se trouver dans une ceinture d'astéroïdes optiquement mince analogue à qui est en général non détectée, ou être des objets plus isolés tels que les vestiges d'une comète brisée. Avant d'envisager de tels scénarios plus en détail, nous commençons avec quelques contraintes indépendantes du scénario qui peuvent être tirées à partir des observations.

4.4.1 Contraintes indépendantes du scénario.

Pour comprendre ce qui pourrait être à l'origine des agglomérats, il serait utile de savoir où sont-ils localisés dans le système, de quelle taille sont-ils, et combien de temps durent-ils. Pour faciliter cette discussion, la Figure 9 montre quelques contraintes indépendantes du scénario sur la taille et la distance orbitale des nuages qui sont discutées ci-dessous. La seule hypothèse actuelle est que les nuages sont sur des orbites circulaires, mais cette hypothèse est balayée plus loin dans la section 4.4.5.

Durée d'affaiblissement: l'échelle de temps t pour le transit d'un nuage de radius s avec une vélocité transversale vt passant à l'équateur d'une étoile de rayon R* est = 2 (s + R∗) /vt. Si le nuage est sur une orbite circulaire autour d'une étoile de masse M* avec un axe semi-majeur a, et est beaucoup moins massive que l'étoile, alors 


où a est en unités astronomiques, M* en masses solaires, s et R en rayon solaire, t en jours.

Ainsi, la durée de plusieurs jours des événements de KIC 8462852 suggère que les nuages sont, soit proches et grands par rapport à l'étoile, soit éloignés de l'étoile et petits. Cependant, des nuages qui sont assez lointains se déplacent trop lentement à travers le disque stellaire pour expliquer la durée observée indépendamment de leur taille; par exemple, une durée de transit de 3 jours, ne peuvent provenir d'un nuage au-delà de 15 UA.

Profondeur du creux: Une taille minimale d'un nuage est fixée par l'amplitude des baisses de flux, que nous caractérisons comme étant 1 moins le flux normalisé, que nous appellons tau. Par exemple, même si l'agglomérat est totalement opaque, la profondeur d'immersion maximale est de maximum = (s / R) ². L'événement dont le tau est le plus élevé (20 % de diminution) au 1500ème jour implique qu'au moins quelques agglomérats sont d'une taille importante par rapport à l'étoile. Une diminution provoquée par un nuage symétrique optiquement dense aurait aussi une forme symétrique caractéristique qui ne ressemble pas à celles observées (panneau "c" dans la Figure 1), donc cela peut être considéré comme une limite inférieure forte. Bien qu'il semble y avoir une gamme de durées d'événements, la durée des événements la plus longue est au plus d'environ 3 jours. La ligne pleine du milieu (pour t dip = 3) et une amplitude de 20% diminue donc la limite extérieure de la position des agglomérats mentionnés ci-dessus à plus près de 8 UA.

Gradation de la courbe de lumière: Une contrainte extérieure similaire, mais dérivée indépendamment, de l'emplacement de l'agglomérat peut être déterminée en examinant les gradations dans la courbe de lumière, qui sont au plus la moitié du flux stellaire total par jour (soit 0,5 par jour lorsque la courbe de lumière est normalisée à 1). De la matière en orbite peut modifier la courbe de lumière plus rapidement quand elle est optiquement dense et passe par l'équateur stellaire (à savoir, le modèle en "tranchant de couteau" de vanWerkhoven et al. 2014). Le taux élevé de changement dans la courbe de lumière de KIC 8462852 se traduit par une limite inférieure de la vitesse transversale de la matière en orbite d'environ 9 km/seconde, ce qui correspond à une limite supérieure de 16 UA pour la matière en orbite circulaire.

Non-périodicité: Le manque de preuves pour la périodicité dans les creux dans la courbe de lumière observée exclut des périodes orbitales inférieures à 1500 jours, ce qui restreint son emplacement au-delà d'environ 3 UA. Cette contrainte pourrait être rompue si les amas s'étalent sur une seule orbite.

Lien gravitationnel: Pour répondre à la survie de l'agglomérat, nous notons que dans un scénario où les nuages ne sont pas autogravitants, ils ne peuvent pas exister longtemps du fait du cisaillement orbital (par exemple Kenyon & Bromley 2005) et la dispersion de leur vitesse interne (par exemple, Jackson & Wyatt 2012). La figure 9 montre les tailles planétésimales nécessaires pour retenir les nuages de poussières dans leur sphère de Hill, R Hill = a (Mpl / [3 M*]) ^ 1/3. 


Ainsi, dans l'hypothèse d'orbites circulaires, l'amplitude, la durée et l'absence de périodicité des  événements de gradation limite leur emplacement dans une région correspondant à peu près à celle occupée par les planètes géantes du système solaire. La taille des agglomérats serait ainsi légèrement plus grande que l'étoile, et devraient avoir une profondeur optique élevée, mais pas nécessairement uniforme. Il pourrait être possible d'expliquer les nuages comme étant de la poussière liée gravitationnellement à des planétésimaux un peu plus grands que 1000 km, ce qui signifie que ces planétésimaux ne sont pas nécessairement assez grands pour la détection de transit direct (dont l'absence pourrait fournir une autre contrainte).

Excès infrarouge: Une autre contrainte sur l'origine des nuages vient de l'absence d'émission infrarouge (section 2.4). En supposant que les nuages sont plus grands que l'étoile, la courbe de lumière de Kepler fournit des facteurs de blocage nécessaires en fonction du temps, ln (normalisée UX), où ln (normalisé ux) est tau pour les petits tau, comme illustré sur la figure 11. Cette profondeur optique et l'estimation de la vitesse permetternt la conversion de l'épaisseur optique comme fonction de la distance le long de l'agglomérat. Les événements de gradation permettent donc une estimation de la superficie totale delta tot. de poussières en orbite autour de l'étoile. C'est,


où la courbe de lumière trouve , v t est la vitesse des agglomérats (supposée uniforme à la vitesse circulaire pour un demi grand axe donné), et h la "hauteur" des agglomérats (par exemple leur taille le long de la dimension perpendiculaire à leur vitesse). 

La hauteur des nuages est supposée être 2 R*, mais pourrait être plus élevée, si la totalité de l'agglomérat ne traverse pas le disque stellaire (par exemple, cela pourrait être supposé être pi s/2 pour les grands agglomérats sphériques qui passant directement devant l'étoile). Cette surface peut ensuite être convertie en luminosité fractionnée à une distance donnée de l'étoile en utilisant f = delta tot. / (4 pi alpha²).

Les lignes bleues dans la figure 10 montrent les limites de la luminosité fractionnelle de la poussière  f = L poussière/ L * dérivée de la SED (section 2.4). 


Celles-ci peuvent être considérées comme la luminosité maximale de corps noirs dans une gamme de températures de poussière (ou rayons stellocentriques) qui correspondent à la photométrie de WISE. L'estimation de la poussière de l'équation (4) est présentée par une ligne verte, et le fait qu'elle se trouve en-dessous de la ligne bleue à tous les rayons au-delà de 0,2 UA indique qu'il est peut-être pas particulièrement surprenant qu'aucun excès de mi-infrarouge ait été observé. Cependant, cette estimation de la superficie de la poussière est seulement une limite inférieure, car elle n'inclut pas la poussière qui passe devant l'étoile pendant la durée de la mission Kepler. 
La surface correcte serait plus importante si il y a plus d'agglomérats plus loin sur l'orbite qui doivent encore passer devant l'étoile, et pourraient également être plus grands si les creux ne saisissent pas la totalité de la section transversale dans leurs agglomérats. En outre, pour certains scénarios, la présence d'agglomérats qui passent en face de l'étoile exige l'existence d'autres nuages qui ne passent pas le long de notre ligne de mire. 

Le manque d'émission infrarouge met ainsi des contraintes sur le nombre d'agglomérats existant dans le système. Par exemple, pour quelques-uns des agglomérats à quelques UA, la surface de section transversale ne peut être augmentée que de 3 ordres de grandeur avant qu'ils ne soient détectables par WISE. Le calcul est encore complexifié si les agglomérats sont considérés comme étant de courte durée de vie, ou sur des orbites non circulaires. 

Compte tenu de ces contraintes de base, nous considérons maintenant plusieurs scénarios qui peuvent expliquer les observations. Les deux premiers sont liés à des collisions dans une ceinture d'astéroïdes (section 4.4.2) ou à un système planétaire instable (section 4.4.3), le troisième considère la poussière qui orbite dans les sphères de Hill comme de grands planétésimaux qui peuvent se situer dans une ceinture d'astéroïdes, mais ne doivent pas nécessairement entrer en collision (section 4.4.4), et le quatrième est que les creux sont le passage d'une série de fragments d'une comète brisée (section 4.4.5).

-> Planet Hunters X. KIC 8462852 – Where’s the flux?

4.4.2 Conséquences des collisions catastrophiques dans la ceinture d'astéroïdes

Une possibilité est que les événements de gradation sont causés par la poussière éjectée lors de collisions entre planétésimaux dans une ceinture d'astéroïdes similaire, invisible en temps normal (par exemple, Wyatt & Dent 2002;. Zeegers et al 2014). Les nuages de poussière créés dans ces collisions destructrices grossissent à une vitesse d'évasion des corps en collision, finissant par se disperser pour former une composante de la poussière uniforme dans laquelle les agglomérats résident. Un tel scénario est une explication prometteuse pour l'étoile RZ Psc (de Wit et al. 2013), bien que dans ce cas, la preuve que la ceinture d'astéroïdes sous-jacente existe est donnée par un fort excès infrarouge. Il y a cependant plusieurs problèmes si ce scénario est appliqué à KIC 8462852. Probablement le plus fondamental d'entre eux est l'absence d'un excès infrarouge de la poussière. Ceci est causé par le fait que chaque nuage que l'on voit; en rappelant qu'ils sont considérés comme étant légèrement plus grands que l'étoile; il devrait avoir beaucoup plus d'autres nuages étalés. L'émission infrarouge des agglomérats dispersés serait probablement additionnée à un niveau détectable, même avant de compter la poussière produite dans des événements qui ne génèrent pas de baisse de luminosité. En outre, nous devrions voir des creux pour les agglomérats en cours de dispersion (c-à-d, des diminutions de plus longues durée malgré une profondeur optique inférieure), ainsi que les creux dans une plage d'amplitude et de durée dans les différentes échelles d'impacts de planétésimaux qui pourraient se produire. Le regroupement d'occultations au 1500ème jour démontre aussi que ces événements sont corrélés, ce qui est difficile à concilier avec ce scénario, bien que les planétésimaux des ceintures pourraient être attirés par des planètes dans des régions azimutales confinées (par exemple, Wyatt 2003; Nesvorný et al 2013).

4.4.3 Conséquences d'un impact géant dans le système planétaire

Une explication possible pour les bizarreries de la section 4.4.2 serait d'invoquer de la poussière éjectée d'une seule collision, par exemple analogue à la formation du système Terre-Lune (Jackson & Wyatt 2012). Dans ce cas, il n'a pas besoin d'une ceinture d'astéroïdes sous-jacente, car la collision pourrait être entre des planètes dont les orbites sont récemment devenues instables, ou entre des embryons planétaires grandissants. De tels événements sont supposés résulter en de forts excès infrarouge (par exemple, Jackson & Wyatt 2012; Genda et al 2,015.), de sorte que la collision putative aurait du se apsser entre l'observation WISE prise lors du 5ème trimestre de Kepler et la première occultation autour du 800ème jour. La diminution au 1500ème jour peut alors être interprétée comme la même matière vue une orbite plus tard, avec la période d'environ 750 jours mpliquant une orbite d'environ 1,6 UA. La différence dans les profils des diminutions entre le 800ème et 1500ème jours pourrait survenir à cause des agglomérats créés par l'impact d'origine qui serait en expansion et en dispersion. Ce scénario prédit dès lors que KIC 8462852 pourrait avoir un grand excès mi-infrarouge; bien que la non-détection de cet excès ne l'excluerait pas nécessairement; comme les niveaux de poussières déduits à la section 4.4.1 (qui prennent en compte la poussière passant devant l'étoile) sont déterminés comme compatibles avec une non-détection. Une prédiction plus réaliste serait que les événements  futurs de gradation devraient se produire à peu près tous les 750 jours, avec un en avril 2015 et un autre en mai 2017. Deux nouveaux problèmes se présentent cependant avec ce scénario. 
Tout d'abord, si la période de la matière en orbite est de quelques années, quelle serait l'origine des deux petites diminutions constatées au cours des premières centaines de jours; et pourquoi ne se sont-elles pas répétées 750 jours plus tard? Alors que la section 3 limitait le nombre de diminutions de plus de 5% en direction d'étoiles de Kepler, il n'a pas été possible de déterminer la proportion d'étoiles ayant des diminutions de 0,5% telles que celles-ci. Cependant, il est à craindre que celles-ci pourraient nécessiter l'existence d'une ceinture externe de planétésimaux, ce qui pourrait contredire le manque d'émission infrarouge de cette étoile. Peut-être plus problématique est la probabilité que cette étoile (d'âge inconnu) souffrirait d'un événement qui se serait produit pendant une fenêtre de quelques années entre l'observation WISE et la fin de la partie principale de la mission Kepler, et que la géométrie du système serait tel que la matière en orbite à 1,6 UA se trouverait presque exactement entre nous et l'étoile. En tenant compte de cette fenêtre quelques années, la durée de vie dans la séquence principale, et une estimation optimiste de l'échelle de la grandeur de débris d'impacts géants, et le nombre d'étoiles observées par Kepler, cela suggèrerait que chaque étoile devrait subir 104 impacts de ce type tout au long de leurs durées de vie pour nous ayons une chance d'assister à un impact dans le champ de Kepler. Ainsi, bien que ce scénario soit intéressant, car il est prédictif; l'argument de la périodicité pourrait être incompatible, et la probabilité de costater un tel événement pourrait être très faible (bien que difficile à estimer).

4.4.4 Planétésimaux entourés de nuages de poussières

Les scénarios dans lesquels les agglomérats peuvent être de longue durée sont intéressants parce qu'ils risquent moins d'être improbables. Ainsi, il est possible que les agglomérats soient maintenus ensemble parce qu'ils sont eux-mêmes en orbite dans la sphère de Hill de grands planétésimaux. Ils peuvent donc être pensés comme des planétésimaux enveloppés par des
essaims quasi-sphériques de satellites irréguliers, qui se téléscopent entre eux en produisant la poussière observée. Ce scénario est donc analogue à celui proposé pour l'énigmatique exoplanète Fomalhaut b (Kalas et al 2008; & Kennedy Wyatt 2011), qui s'apparenterait aux satellites irréguliers vus dans le système solaire (par exemple, Jewitt & Haghighipour 2007; Bottke et al 2010). Néanmoins, ce scénario présente plusieurs problèmes. Tout d'abord, les creux observés nécessitent déjà plusieurs planétésimaux de grande taille. A moins qu'ils soient tous en orbite dans le même plan à un degré élevé (c-à-d, dans quelques rayons stellaires), il doit y avoir beaucoup plus de grands planétésimaux qui ne passent (ou qui ne passent pas encore) devant l'étoile. Les disques de débris avec de faibles niveaux d'agitation sont théoriquement possibles (Heng & Tremaine 2010; Krivov et al 2013.).
Toutefois, ces faibles niveaux d'agitation nécessitent l'absence de grands planétésimaux qui, via interactions mutuelles, modifieraient les vitesses relatives vers leurs vitesses d'échappement. Ceci est en plus du problème de remplissage de la sphère de Hill de ces planétésimaux par quasiment que de la poussière. Cela pourrait être raisonnable si les planétésimaux sont inclus dans une ceinture de débris. Cependant, cela impliquerait le problème de l'absence d'un excès d'infrarouge.
La question reste aussi pourquoi les événements du 1500ème jour sont ainsi regroupés, et pourquoi les différents événements de grande diminution et non des évènements intermédiaires. Un ensemble de planétésimaux devrait avoir une variété d'inclinaisons par rapport à notre ligne de mire, donc is doivent donc passer devant l'étoile dans une gamme de paramètres d'impact et causer une série de creux de luminosité. Un scénario connexe pourrait être que les planétésimaux sont entourés de grands systèmes d'anneaux, semblables à ceux invoqués pour expliquer la diminution au 50ème jour vu pour 1 1SWASP J140747.93-394542.6 (normalement appelée "J1407", Mamajek et al. 2012; van Werkhoven et al. 2014; Kenyon et Bromley 2005). Dans ce cas cependant, un seul événement de diminution relativement symétrique dans le temps, a été constaté alors que KIC 8462852 a plusieurs événements asymétriques. Ainsi, une seule planète(simale) à anneaux ne pourrait pas produire la courbe de lumière observée, et un scénario avec plusieurs planétésimaux à anneaux serait essentiellement le meme que le scénario du satellite irrégulier ci-dessus.

4.4.5 Une famille de comètes ?

La contrainte considérée dans la section 4.4.1 qui est définie par la présence de gradients de courbe de lumière aussi importants que 0,5/jour, et qui a déterminé une limite supérieure de 13 UA pour le demi-grand axe des agglomérats, suppose des nuages optiquement épais (figure 9). Cependant, l'étoile n'est jamais complètement occultée, donc cette estimation devrait être corrigée pour la profondeur optique de l'agglomérat tau. Autrement dit, l'inclinaison du gradient est diluée soit par le flux transmis à travers un grand nuage transparent (ou par des parties non voilées de l'étoile par un petit nuage dense). En supposant tau = 0,2 l'estimation de la vitesse donnée par les gradients est alors 5 fois plus grande que celle prévue dans la section 4.4.1; cela pourrait prédire une vitesse transversale plus réaliste de 50 km/sec., ce qui, pour une orbite circulaire donne un demi-grand axe de alpha = 0,5 UA. Bien que cette estimation est incertaine, par exemple à cause de la structure de la profondeur optique inconnue des différents nuages, cela souligne la possibilité que la matière pourrait se déplacer si vite que la vitesse sur une orbite circulaire sera incompatible avec une non-répétition des événements.
Une solution à ce problème serait que les orbites ne soient pas circulaires. Autrement dit, nous pourrions constater de la matière proche du péricentre d'une orbite très excentrique, ce qui rappellerait des comètes observées dans le Système solaire interne à leur péricentre. Nous envisageons dès lors un scénario dans lequel les événements de variation sont provoqués par le passage d'une série de morceaux d'une comète éclatée. Ceux-ci devraient avoir été depuis étalés autour de l'orbite, et pourrait continuer à se fragmenter pour causer la nature étrange des occultations observés. Pour évaluer ce scénario, la figure 12 réanalyse l'agglomérat -  l'espace du paramètre orbite de la figure 9 (voir la section 4.4.1), mais utilise cette fois le péricentre de l'orbite de l'agglomérat au lieu de son demi-grand axe.


Les orbites sont supposées être très excentriques (e environ 1), avec les creux découlant de la matière proche du péricentre, de sorte que leur vitesse orbitale est d'environ racine carrée 2 fois la vitesse circulaire képlérienne à cette distance. Les limites de la profondeur d'immersion et le gradient de la courbe de lumière sont à nouveau présentés, de même que les lignes de durée de baisse de flux constante. Les lignes de rayon de Hill des planétésimaux ne sont pas présentées, car elles ne sont pas applicables au scénario cométaire considéré ici, mais si elles étaient des versions légèrement modifiées de celles de la figure 9 (voir éq. B5 de Pearce & Wyatt 2014). En général, le changement principal par rapport à la figure 9 est que la vitesse orbitale plus élevée assouplit les contraintes sur l'éloignement des orbites des agglomérats. Cependant, la contrainte du gradient de la courbe de lumière peut être plus stricte que le montre la figure 12, si la constrainte de 50 km/sec. notée plus haut est utilisée (ce qui ferait passer la limite supérieure de 26 UA à plus proche de 1 UA).
La considération la plus importante dans ce contexte est l'absence de contrainte de la non-périodicité des creux, comme le péricentre ne porte pas nécessairement de rapport avec la période avec laquelle les fragments de comètes reviennent pour passer devant l'étoile. Cette durée est définie par le demi-grand axe qui a la même contrainte, comme indiqué sur la figure 9. Ainsi, le point important de la figure 12 est que le péricentre pourrait être considérablement en deçà d'1 UA. Les péricentres les plus proches sont favorisés à la fois parce que la géométrie se traduit par une probabilité plus élevée que les agglomérats occultent l'étoile le long notre ligne de mire, ainsi que parce que les plus grandes probabilités de fragmentation cométaire. Les températures des comètes à une telle proximité de l'étoile (> 410 Kelvin) les rendraient victimes de contraintes thermiques.

L'existence de plusieurs super-Terre en orbite à moins d' 1 UA de nombreuses étoiles de séquence principale indique également la possibilité que la comète pourrait avoir été disloquée par l'effet de marée. Il est même possible que la comète soit passée assez près de l'étoile pour que l'effet de marée se produise en l'absence d'autres considérations; par exemple, une comète similaire à celle de Halley éclaterait en morceaux par les forces de marée à l'approche à moins de 3 à 7 rayons stellaires (0,02 à 0,05 UA).

Pour les péricentres proches il est important de souligner que si la contrainte est discutée en termes de rayon d'agglomérat, celui-ci ne peut en effet être sphérique pour cette taille. La figure 12 montre une ligne pointillée bleue où le "rayon d'agglomérat" est la même que la distance du péricentre. À une telle proximité, l'agglomérat ne pourrait pas être allongé dans la direction radiale, mais ne pourrait être allongé que de manière azimutale le long de l'orbite. En fait, cette structure d'agglomérat principalement linéaire est la bonne façon de visualiser les débris d'une rupture de comète. Les changements dans la distance du péricentre et de l'inclinaison orbitale dus à une augmentation subite de vitesse (due par la fragmentation ou par la dislocation par effet de marée) sont beaucoup plus petits que le changement du demi-grand axe résultant; ce qui changerait la période orbitale et aussi causerait la matière à se répandre le long de l'orbite.

Il reste à démontrer que ce modèle peut expliquer la structure plus détaillée des courbes de lumière. Quelques correspondances potentielles sont que la nature en grappe des creux pourrait être expliquée par la fragmentation ultérieure d'un grand fragment provenant d'une rupture précédente. Les petits creux pourraient également être expliqués par des fragments plus petits qui pourraient aussi avoir reçu des chocs plus importants lors de la fragmentation.
Cependant, la structure de agglomérats individuels peut être problématique. Par exemple, une prédiction assez générique de transits de corps comme des comètes pourrait être que leur courbe de lumière montrent la présence de queues. La courbe de lumière attendue pour un tel événement typique a alors une pénétration relativement rapide lorsque la tête de la comète passe devant l'étoile, mais une évacuation plus lente quand c'est la trainée (ex Lecavelier Des Etangs et al 1999; Rappaport et al 2012). Cependant, l'événement du jour 800 montre le contraire (voir le panneau «c» dans la figure 1).

Des solutions possibles à ce problème sont que le fragment de comète au 800ème jour a reçu un grand choc avec une orientation qui l'a cisaillé de telle manière à former une "queue vers l'avant". De telles queues de comète en avant, produites par les fragments propulsés vers l'étoile, ont été étudiées dans la littérature, mais exigent que la traînée soit assez grande pour surmonter les effets de pression de radiation (Sanchis-Ojeda et al. 2015). Alternativement, cet événement pourrait être composé de deux creux superposés et ayant l'apparence d'une queue vers l'avant.

Bien que plusieurs questions restent à explorer, nous concluons à partir de ces scénarios considérés, qu'une origine cométaire semble plus la compatible avec les données dont nous disposons.

5. Résumé et conclusions

Dans cet article, nous avons montré que KIC 8462852 est une source unique dans le domaine de Kepler. Nous avons effectué de nombreuses observations de l'étoile et de son environnement, et notre analyse caractérise l'objet comme étant à la fois remarquable (par exemple, les événements "d'occultation" dans la courbe de lumière Kepler) et banal (les données au sol ne révèlent aucun écart par rapport à une étoile normale de type F) en même temps. Nous exposé un vaste ensemble de scénarios pour expliquer la survenue des creux, dont la plupart ne réussissent pas à expliquer les observations dans leur intégralité. Cependant, parmis les différents scénarios considérés, nous trouvons que la rupture d'une exocomète donne l'explication la plus plausible.

Les observations de KIC 8462852 devraient continuer à démêler ses mystères. Premièrement et avant tout, le suivi photométrique à long terme est impératif afin de capturer les événements futurs de diminutions de flux. Il serait utile de savoir si les observations ne révèlent pas d'autres creux, ou de creux continus. Si les creux continuent, sont-ils périodiques? Changent-ils de taille ou de forme? D'une part, plus il y a de creux, plus est problématique de l'absence d'émission infrarouge. De même, dans le scénario de la comète il pourrait ne pas avoir d'autres creux; plus les creux persistent dans la courbe de lumière, plus éloignés devraient être les orbites de fragments. La possibilité d'obtenir une information de couleur pour les creux serait également utile pour déterminer la taille du nuage de poussière obscurcissant.
D'autre part, suivant la prédiction de la section 4.4.3, si une collision a eu lieu, nous devrions voir se reproduire des événements d'occultation causés par des débris en mai 2017.

Malheureusement, l'événement d'avril 2015 n'a pas été observé, comme toutes les archives photométriques disponibles ont été vérifiées mais n'ont rien donné. En collaboration avec l'équipe de M Earth (PI, D. Charbonneau), le suivi de KIC 8462852 pourra heureusement continuer à partir du sol à partir de l'automne 2015. Cela nous permettra d'établir une base solide de sa
variabilité après la fin de la mission Kepler. Plusieurs des scénarios proposés sont exclus à cause du manque d'excès infrarouge observé (section 2.4), mais le scénario cométaire en nécessite le moins. Toutefois, si ceux-ci sont des phénomènes dépendants du temps, il pourrait y avoir une quantité détectable d'émission infrarouge si le système était observé aujourd'hui. Dans le scénario cométaire, le niveau d'émission peut varier assez rapidement dans le proche infrarouge par des agglomérats passant au péricentre (et donc pendant qu'ils transitent). Les observations WISE ont été faites au cinquième trimestre, donc la détection de l'émission infrarouge du scénario du grand impact, en supposant que l'impact a eu lieu au huitième trimestre (800ème jour, section 4.4.3), est également une possibilité. Nous reconnaissons qu'une surveillance à long terme dans l'infrarouge serait exigeante pour les ressources et les moyens actuels, mais les variations détectées par la surveillance optique pourraient justifier un tel effort pour observer la durée des creux. Notre théorie la plus prometteuse invoque une famille d'exocomètes.
Un phénomène que nous imaginons pour expliquer un tel barrage de comètes pourrait être déclenché par le passage d'une étoile errante à travers le système. Et, en fait, comme discuté ci-dessus, il y a une petite étoile voisine (1000 UA; section 2.3) qui, si elle se déplaçe à proximité de KIC 8462852, mais pas forcément liée gravitationellement, pourrait déclencher une avalanche de corps dans le voisinage de l'étoile hôte. D'autre part, si l'étoile compagnon est liée, elle pourrait être générer des excentricités cométaires via le mécanisme Kozai. La mesure du mouvement/l'orbite de l'étoile compagnon par rapport à KIC 8462852 pourrait signifier si elle est oui ou non associée, et nous serions alors en mesure de faire des prédictions plus fiables sur l'échelle temporelle et la répétabilité des pluies de comètes basée sur des modèles de perturbations entre comètes et l'étoile, liées ou non. Enfin, les comètes libèreraient du gaz (ainsi que la poussière), et les observations sensibles pour détecter ce gaz pourraient aussi valider cette hypothèse.