FAST découvre un pulsar au sein d’un rare système triple, avec une étoile encore en évolution

Une troisième étoile explique le comportement inhabituel d’une horloge pulsar

Un pulsar qui tourne environ 312 fois par seconde, une naine blanche qui en fait le tour tous les huit jours et une étoile à peu près aussi massive que le Soleil, sur une orbite de 73,5 ans : ce trio stellaire est exceptionnellement rare. Des astronomes chinois et européens ont identifié indépendamment le système autour de PSR J0435+3233. Ils ont ainsi découvert que la variation apparemment inhabituelle de la rotation du pulsar est en grande partie imputable à la gravité d’un compagnon lointain.

Les Observatoires astronomiques nationaux de l’Académie chinoise des sciences ont annoncé ces résultats le 9 octobre 2026, parallèlement à leur publication dans The Astrophysical Journal Letters. Dans son communiqué sur la découverte, l’institution présente cet objet comme le deuxième système de pulsar confirmé comptant deux compagnons stellaires, et le premier exemple primordial confirmé dont un compagnon évolue encore comme une étoile ordinaire.

Cette distinction est importante. Le système comparable connu jusqu’ici, PSR J0337+1715, comprend un pulsar et deux naines blanches. Dans J0435+3233, le compagnon externe n’est pas encore devenu un vestige compact. Les chercheurs l’identifient comme une sous-géante de type G, une étoile dont la température est proche de celle du Soleil et qui a commencé à quitter sa principale phase de combustion de l’hydrogène.

Cette découverte modifie aussi l’interprétation du chronométrage du pulsar. Sa période de rotation mesurée augmente d’environ une nanoseconde par an, soit près de 100 fois plus vite que celle de pulsars millisecondes comparables. La nouvelle analyse attribue cette variation inhabituelle observée au mouvement provoqué par l’étoile externe, plutôt que d’y voir une mesure directe du ralentissement de l’étoile à neutrons elle-même.

De la détection de 2020 à la mise en évidence d’un système triple

Le radiotélescope sphérique FAST, en Chine, a détecté J0435+3233 pour la première fois le 8 juin 2020, dans le cadre de son relevé radio commensal. Les observations de suivi ont établi que le pulsar avait un compagnon proche et que son comportement temporel nécessitait une explication plus complète.

L’enquête s’est poursuivie pendant plusieurs années. Les équipes ont utilisé des observations radio et des archives astronomiques publiques pour associer le pulsar à des objets visibles à d’autres longueurs d’onde :

• 8 juin 2020 : FAST détecte PSR J0435+3233 pour la première fois.
• Sur environ cinq ans : le suivi avec FAST produit 192 mesures d’arrivée des impulsions, issues de 179 sessions d’observation.
• Avril 2026 : les résultats identifiant le système binaire interne et son comportement temporel inhabituel paraissent dans Nature Astronomy.
• 9 octobre 2026 : les Observatoires astronomiques nationaux annoncent les résultats sur le système triple, publiés dans The Astrophysical Journal Letters.

La différence entre les 179 sessions et les 192 mesures tient à la description du jeu de données dans l’article scientifique, et non à deux décomptes concurrents d’un même élément. L’analyse du chronométrage radio couvre environ 4,9 ans.

L’équipe chinoise réunissait Zonglin Yang, Han Jinlin et leurs collègues de plusieurs institutions. Une équipe européenne distincte, composée de scientifiques d’Allemagne, des Pays-Bas, de France et du Royaume-Uni, est parvenue indépendamment à la même conclusion générale sur la troisième étoile.

Deux orbites très différentes

J0435+3233 est un système triple hiérarchisé. Deux objets forment une paire relativement rapprochée, tandis qu’un troisième gravite autour de cette paire à une distance bien plus grande. Ici, les deux objets internes sont le pulsar, une étoile à neutrons issue de l’effondrement d’une étoile massive, et une naine blanche d’hélium, vestige compact d’une étoile moins massive.

Le pulsar effectue une rotation toutes les 3,20 millisecondes. Son orbite interne dure 8,0 jours et présente une excentricité de 0,00016 : elle est donc presque circulaire. L’excentricité mesure l’allongement d’une orbite : une valeur nulle correspond à un cercle, tandis que les valeurs proches de un indiquent des trajectoires de plus en plus allongées.

L’étoile externe suit une trajectoire très différente. Son orbite a une excentricité de 0,598, arrondie à 0,6 dans le communiqué de l’observatoire, et dure 73,5 ans. D’après les deux périodes indiquées, l’étoile externe accomplit un tour en un temps correspondant à environ 3 350 tours de la paire interne.

Les plans orbitaux sont également inclinés l’un par rapport à l’autre. L’analyse autorise deux configurations : l’une avec une inclinaison mutuelle d’environ 85 degrés, l’autre d’environ 54 degrés. Dans le premier cas, les orbites seraient presque perpendiculaires. Les chercheurs estiment que cette configuration très espacée peut rester stable sur de longues périodes, malgré les interactions gravitationnelles permanentes entre les trois corps.

Pourquoi le ralentissement apparent était trompeur

Les pulsars émettent des faisceaux qui balaient la Terre à mesure qu’ils tournent, produisant des impulsions à intervalles réguliers. Les astronomes mesurent leurs heures d’arrivée pour suivre leur rotation et leur mouvement. Une variation de l’intervalle entre les impulsions peut traduire un véritable changement de rotation de l’étoile, mais aussi résulter de l’accélération du pulsar vers la Terre ou dans la direction opposée.

Dans ce système, l’étoile lointaine exerce une attraction sur la paire interne tandis que les corps se déplacent autour de leur centre de masse commun. Ce mouvement modifie l’espacement observé entre les impulsions. La même accélération devrait aussi influer sur le chronométrage apparent de l’orbite interne.

Les chercheurs ont constaté que les variations relatives de la fréquence de rotation du pulsar et de la fréquence orbitale de la paire interne concordaient à environ 99 %. Cette forte correspondance plaide pour une cause gravitationnelle commune, plutôt que pour une perte intrinsèque d’énergie de rotation particulièrement rapide.

Les interprétations antérieures du ralentissement apparent évoquaient un champ magnétique intense ou un scénario de formation inhabituel. L’analyse du système triple limite ce que l’on peut déduire de cette seule observation : selon l’article, le ralentissement intrinsèque du pulsar ne peut être mesuré directement, car son effet est entremêlé au mouvement orbital externe. L’augmentation annuelle mesurée d’une nanoseconde ne correspond donc pas à la démonstration d’un ralentissement intrinsèque de cette ampleur.

Un compagnon visible et de rares rayons gamma

L’équipe a combiné les observations de FAST avec les données optiques et infrarouges de Gaia, Pan-STARRS et 2MASS, ainsi qu’avec les observations du télescope spatial Fermi à rayons gamma. Ces mesures ont permis d’associer une horloge radio invisible à un compagnon stellaire visible et à une source de rayons gamma.

La contrepartie optique est Gaia DR3 171833395176138240. Sa position et son mouvement sur le ciel concordent avec la position et le mouvement mesurés du pulsar. La mesure de parallaxe de Gaia situe le système à environ 2,1 kiloparsecs, avec une incertitude de 0,4 kiloparsec, soit environ 6 850 années-lumière.

La température estimée de l’étoile est de 5 854 kelvins et sa luminosité équivaut à environ 2,1 fois celle du Soleil. L’estimation fondée sur ses propriétés stellaires lui attribue une masse de 0,98 masse solaire, avec une incertitude de 0,12. Ces mesures étayent l’identification d’un compagnon dont la masse et la température sont proches de celles du Soleil, mais qui est plus avancé dans son évolution.

La source 4FGL J0435.5+3232 du catalogue Fermi se trouve à seulement 0,8 minute d’arc du pulsar. Les chercheurs ont confirmé les pulsations gamma en attribuant une phase de rotation aux photons à l’aide du modèle de chronométrage de FAST. Concrètement, ils ont vérifié si les rares détections à haute énergie coïncidaient avec la rotation répétitive du pulsar.

Le communiqué de l’observatoire fait état de 18 ans d’archives d’observations de Fermi, comprenant 160 photons exploitables, soit en moyenne environ un photon détecté par mois. L’article précise une période de chronométrage gamma de 16,7 ans pour son analyse conjointe. Ces chiffres correspondent respectivement aux archives recueillies et à l’intervalle utilisé pour l’ajustement temporel. Même aussi rares, ces détections peuvent étendre la période d’observation bien au-delà des données radio, si le modèle de rotation est suffisamment précis.

Des mesures précises, mais deux géométries possibles

L’article de l’équipe chinoise sur le système triple combine le chronométrage radio et gamma, les variations de l’orbite interne, les mesures de Gaia et les contraintes concernant l’étoile externe. Il prend aussi en compte le délai de Shapiro, le temps de trajet supplémentaire subi par la lumière lorsqu’elle traverse le champ gravitationnel d’un compagnon.

Selon les Observatoires astronomiques nationaux, l’analyse chinoise a déterminé les paramètres orbitaux avec une précision environ dix fois supérieure à celle de l’analyse européenne indépendante. L’institution attribue cette amélioration à la modélisation des interactions gravitationnelles entre les trois étoiles et de plusieurs effets relativistes. La concordance entre les équipes étaye l’identification du système, tandis que les deux géométries encore possibles montrent que sa configuration complète n’est pas encore établie de façon univoque.

Pour la géométrie où l’inclinaison mutuelle est d’environ 85 degrés, les masses ajustées sont les suivantes :

• Pulsar : 1,16 masse solaire, avec une incertitude de 0,05.
• Naine blanche interne : 0,273 masse solaire, avec une incertitude de 0,008.
• Étoile externe : 0,91 masse solaire, avec une incertitude de 0,05.

Pour l’autre géométrie, où l’inclinaison est d’environ 54 degrés, les estimations correspondantes sont de 1,34 masse solaire pour le pulsar, 0,305 pour la naine blanche et 1,13 pour l’étoile externe, avec des incertitudes respectives de 0,15, 0,023 et 0,07. Il s’agit de solutions alternatives du modèle, et non d’un indice que la masse d’une étoile aurait changé.

Une naissance commune et une survie difficile

Les chercheurs privilégient un scénario où les trois étoiles se sont formées ensemble, à partir du même nuage. Le système se situe dans le champ galactique, et non dans un amas stellaire dense : une formation par rencontres rapprochées ultérieures paraît donc moins naturelle. Son origine primordiale reste une déduction fondée sur son évolution, et non un événement observé directement.

Selon le scénario proposé, l’étoile initiale la plus massive avait environ 20 fois la masse du Soleil. Elle a rapidement épuisé son combustible et explosé, laissant l’étoile à neutrons que l’on observe aujourd’hui sous forme de pulsar. L’étoile à l’origine de la naine blanche interne avait au départ plusieurs fois la masse du Soleil. L’étoile externe, initialement proche d’une masse solaire, a évolué plus lentement.

La naissance de l’étoile à neutrons n’était pas sans risque pour le système. Une supernova éjecte de la matière et peut communiquer une impulsion de vitesse à la nouvelle étoile à neutrons. Ces deux effets peuvent désagréger un système multiple. L’analyse de son évolution estime à seulement 35 % la probabilité que le système reste lié, même dans un scénario sans impulsion, ce qui illustre la difficulté de sa survie.

La plus grande distance de l’étoile externe l’a aidée à rester à l’écart de l’évolution de la paire rapprochée, mais la distance ne garantit pas à elle seule la survie lorsque la supernova modifie l’équilibre gravitationnel. La configuration actuelle témoigne donc à la fois d’une origine commune possible et de la traversée réussie d’une mort stellaire destructrice.

L’état final prévu est moins spectaculaire. Yang et ses coauteurs décrivent ainsi l’issue dans leur résumé :

Il évoluera finalement vers un système composé d’une étoile à neutrons et de deux naines blanches.

Aucune date n’est donnée pour cette transition. Il s’agit d’une prévision portant sur les échelles de temps de l’évolution stellaire, et non d’un événement attendu pendant la campagne d’observation actuelle.

Ce que le système peut révéler sur la gravité

Un pulsar doté de deux compagnons stellaires permet de mesurer comment la gravité agit sur des objets dont la structure interne est très différente. Une étoile à neutrons concentre une masse importante dans un volume extrêmement réduit, tandis qu’une naine blanche et une sous-géante sont beaucoup moins compactes.

Les Observatoires astronomiques nationaux présentent ce système comme un laboratoire potentiel pour tester le principe d’équivalence forte. En termes simples, ce principe consiste à déterminer si des corps chutent de la même façon dans un champ gravitationnel externe, même lorsque leur propre énergie de liaison gravitationnelle diffère fortement. Le compagnon externe exerce un tel champ sur la paire interne.

Des mesures répétées des impulsions pourraient aider les chercheurs à rechercher d’infimes écarts entre le mouvement prévu et celui observé. La découverte actuelle ne constitue toutefois ni l’annonce d’un nouveau résultat de test ni une preuve allant à l’encontre de la relativité générale. Elle établit l’existence d’un système dont les interactions mesurables pourraient permettre de futurs tests.

Il convient aussi de préciser la portée de l’affirmation sur la rareté du système. J0435+3233 est présenté comme le deuxième système triple de pulsar confirmé comptant deux compagnons stellaires. Les systèmes de pulsars avec des planètes ou un objet externe de très faible masse relèvent d’une autre catégorie. Le précédent exemple stellaire, J0337+1715, a déjà permis de tester la gravité ; la sous-géante en évolution fait de J0435+3233 un cas différent.

Les questions encore en suspens

Les chercheurs n’ont observé qu’une partie de l’orbite externe de 73,5 ans. La période de chronométrage gamma couvre environ 23 % de cette période, contre environ 7 % pour la période radio. Ces proportions expliquent l’intérêt des longues archives et l’importance de poursuivre les observations.

Les données de Gaia et le chronométrage du pulsar indiquent une séparation projetée d’environ 11 000 secondes-lumière, avec une incertitude de 2 000 secondes-lumière. Leur mouvement relatif suggère que cette séparation dans le plan du ciel diminue. Il s’agit d’une mesure projetée, et non de la distance complète entre l’étoile et la paire interne.

L’article signale aussi que le mouvement orbital pourrait introduire une erreur systématique dans la mesure de parallaxe de Gaia. Un suivi plus long tenant explicitement compte de l’orbite externe pourrait affiner l’estimation de la distance et aider à départager les deux géométries possibles.

Aucune échéance n’a été annoncée pour trancher entre ces possibilités, pas plus qu’un calendrier pour un nouveau test de la gravité. Ce qui est établi, c’est une configuration rare : une étoile à neutrons en rotation rapide, une naine blanche d’hélium proche et une sous-géante lointaine dont la gravité explique les variations énigmatiques du chronométrage.

À retenir

• FAST a découvert PSR J0435+3233 le 8 juin 2020 ; la découverte du système triple a été annoncée le 9 octobre 2026.
• Le pulsar tourne toutes les 3,2 millisecondes et partage avec une naine blanche une orbite presque circulaire de huit jours.
• Une sous-géante à peu près aussi massive que le Soleil suit une orbite externe allongée de 73,5 ans.
• Le compagnon externe explique la variation observée, particulièrement importante, de l’espacement des impulsions ; le ralentissement intrinsèque n’est pas directement établi.
• Des équipes chinoise et européenne ont confirmé indépendamment le trio stellaire, mais deux géométries orbitales restent possibles.
• Ce système pourrait servir à de futurs tests de la gravité et devrait, à terme, comprendre une étoile à neutrons et deux naines blanches.