Quelle est la composition de ces particulières étoiles dites du type R ? D’où provient le carbone qui les entoure ? Ce sont les questions auxquelles a prétendu répondre une recherche menée à bien par des scientifiques du département de Physique Théorique et du Cosmos de l’UGR, dans laquelle on a analysé la composition chimique et l’état évolutif des étoiles de carbone du type spectral R afin d’essayer d’expliquer l’origine de l’enrichissement en carbone présent dans leur atmosphère.
On avait jusqu’alors à peine réalisé d’analyses chimiques pour ce genre d’étoiles. Les étoiles du type R sont des étoiles géantes rouges particulières vu qu’elles présentent une plus grande abondance de carbone que d’oxygène dans leur atmosphère (ce qui est anormal dans l’univers). Ces étoiles se classifient en R-chaudes et R-froides, en fonction de leur température effective.
Dans le cas des étoiles R-froides, c’est la première fois au monde que se produit une analyse chimique de ce genre, tandis que pour les R-chaudes, les analyses existantes étaient très anciennes (plus de 25 ans) et leur résolution spectrale était moindre que celle réalisée à l’UGR.
La recherche a été menée à bien par Mme Olga Zamora Sánchez et dirigée par les professeurs Carlos Abia et Inmaculada Domínguez Les scientifiques de l’Université de Grenade ont également étudié les propriétés observationnelles fondamentales des étoiles du type R (distribution dans la Voie Lactée, cinématique, luminosité, etc.)
Un échantillon de 23 étoiles
Dans cette recherche, on a déterminé la composition chimique d’un échantillon de 23 étoiles du type R (aussi bien froides que chaudes), en utilisant des spectres dans l’optique à haute résolution spectrale, dans le but d’obtenir de l’information sur l’origine de ce genre d’étoiles. Pour ce faire, les scientifiques ont réalisé des observations avec un télescope de 2,2 mètres de diamètre situé à Calar Alto (Alméria), et ont mené à bien une analyse chimique d’éléments tels que le carbone, l’oxygène, le nitrogène, le lithium et autres métaux lourds, comme le technétium, le strontium, le baryum ou le lanthane.
Les scientifiques ont ainsi conclu que les étoiles R-froides sont identiques aux étoiles du type N (ou étoiles de carbone normales) qui ont leur origine dans la phase AGB, tandis que les étoiles R-chaudes sont des étoiles d’une autre sorte. Près de 40% des étoiles R-chaudes de l’échantillon était classé de façon erronée jusqu’à la date actuelle, de sorte que la fraction de ces étoiles par rapport aux étoiles géantes rouges peut se voir considérablement réduite, grâce à ce travail, si l’on tient compte des estimations préalables.
L’analyse la plus complète
L’analyse réalisée à l’Université de Grenade est la plus complète au niveau mondial (du point de vue observationnel et théorique) sur les étoiles de carbone du type spectral R réalisée jusqu’à nos jours. De plus, les scientifiques ont simulé numériquement, pour la première fois, une mise en scène favorable à la formation d’une étoile R-chaude : la fusion d’une étoile naine blanche en hélium avec une étoile géante rouge. Finalement, cette mise en scène n’a pas été viable, de sorte que l’explication de l’origine des étoiles R-chaudes continue de supposer un défi pour les modèles d’évolution stellaire et de nucléosynthèse actuels.
Même si les scientifiques de l’UGR signalent que ce genre d’études n’a aucune application immédiate, l’information obtenue peut être précieuse à l’avenir car, comme il est su, le carbone a une importance fondamentale pour le développement possible de la vie dans l’univers. C’est pour cela qu’expliquer comment se produit cet élément dans les étoiles servira à étudier la façon dont se produit un des ingrédients de base de la vie que nous connaissons.
Les résultats de cette recherche seront publiés prochainement dans la revue Astronomy & Astrophysics.
Image adjointe : La figure adjointe représente l’évolution temporelle hydrodynamique (projection sur le plan X-Y) du système binaire composé par une étoile naine blanche en hélium avec une étoile géante rouge, depuis le moment zéro jusqu’à la fusion complète, en un temps de quelque 6400 secondes. Chaque boîte a plus ou moins la dimension du rayon du soleil. Les couleurs sont proportionnelles au logarithme de la densité (noir moins dense, blanc plus dense).
Référence : Olga Zamora Sánchez. Département de Physique Théorique et du cosmos de l’Université de Grenade. Tél. : 958 249062, courriel : zamora@ugr.es
