Les théories standards simples du mélange de la matière à l’intérieur des étoiles ont montré que, généralement, la composition chimique à la surface d’une étoile de faible masse ne change pas au cours de la vie de cette étoile, elle est donc représentative de la matière à l’époque où l’étoile s’est formée. Dans les couches profondes, des réactions nucléaires vont se succéder et fournir à l’étoile son énergie, mais les produits de ces réactions, vont rester confinés en son coeur et la composition chimique de son atmosphère va rester inchangée. Une équipe internationale comprenant un nombre important de chercheurs de l’Observatoire de Paris dont le PI, a choisi sur cette base d’étudier au VLT (Large Programme "First Stars" ID 165N-0276) un ensemble de très vieilles étoiles de notre Galaxie (elles sont extrêmement pauvres en métaux et sont nées il y a environ 13 milliards d’années), afin d’étudier la matière galactique à cette époque et de caractériser les toutes premières phases de l’évolution galactique. Mais alors que les rapports d’abondance des éléments se révèlent très semblables d’une étoile à l’autre dans l’atmosphère de ces très vieilles étoiles, deux éléments très abondants dans la nature, le carbone et l’azote, se singularisent par une très grande dispersion dans l’atmosphère des étoiles géantes : le rapport N/Fe peut varier d’un facteur 100. La question est de savoir si cette dispersion existait vraiment d’un endroit à l’autre de la Galaxie à l’époque lointaine où les étoiles étudiées se sont formées (scénario "primordial"), ou si elle ne reflétait pas plutôt, dans certaines étoiles (scénario "in situ"), l’existence d’un mélange imprévu entre l’atmosphère de l’étoile et les couches profondes où le carbone se transforme en azote à une température d’environ 2 107K.

Comment discriminer entre les deux scénarios ?

Figure 1 : Spectre d’une étoile ayant mille fois moins de métaux que le Soleil (croix grises) et (en bleu) spectre calculé pour différentes abondances de

Notons par ailleurs que, comme attendu, les étoiles, "mélangées" ont la même abondance totale de C+N que les étoiles non mélangées et qu’elles ont extrêmement peu de lithium dans leur atmosphère. Cet "extra-mixing" semble démarrer lorsque, à l’intérieur de l’étoile,

References : First Stars VI - Abundances of C,N,O,Li, and mixing in extremely metal-poor giants. Galactic evolution of the light elements Spite, Monique, Cayrel, Roger, Plez, Bertrand, Hill, Vanessa, Spite, Francois, Depagne Eric, François Patrick et al. 2005, Astronomy & Astrophysics, 430, 655 First Stars IX - Mixing in extremely metal-poor giants. Variation of the 12C/13C. ratio (Astronomy & Astrophysics, in press) Spite, Monique, Cayrel, Roger, Hill, Vanessa, Spite, Francois, Plez, Bertrand, Bonifacio, Piercarlo et al. http://fr.arxiv.org/abs/astro-ph/0605056 Contact Monique Spite (Observatoire de Paris, GEPI)

Dernière modification le 22 février 2013

Generally speaking, convection theory does not predict that the surface composition of a low-mass star should change during its lifetime. Its composition is thus a good tracer of Galactic matter at the time of the formation of the star. In the deep layers nuclear reactions will provide energy to the star, but the products of these reactions will remain in the stellar interior and will not contaminate the surface layers. An international team including several members of the Paris Observatory (and, in particular the PI) has studied on this basis with the VLT (Large Programme "First Stars" ID 165N-0276) a sample of very old, extremely metal-poor stars (they were born about 13 billion years ago) to constrain the early phases of Galactic evolution. Most elements in the atmosphere of the giant stars, show constant abundance ratios with a very small scatter, but carbon and nitrogen (two elements very abundant in the Universe) are an exception. For these elements the scatter from star to star is very large. It can reach a factor of 100 for the N/Fe ratio. Either this dispersion represents a true dispersion of C and N in the interstellar medium from place to place in the early Galaxy (primordial scenario), or the original C and N abundances in the atmosphere of the giant stars have been altered by variable degrees of mixing with the H burning layer (in situ scenario) where carbon is transformed into nitrogen at a temperature of about 2 107 K. How to discriminate between these two scenarios ?

Figure 1 : Spectre d’une étoile ayant mille fois moins de métaux que le Soleil (croix grises) et (en bleu) spectre calculé pour différentes abondances de

Moreover, as expected, the C+N abundance in mixed and unmixed stars is about the same and that in the atmosphere of the mixed stars the lithium abundance is very low. This

References : First Stars VI - Abundances of C,N,O,Li, and mixing in extremely metal-poor giants. Galactic evolution of the light elements Spite, Monique, Cayrel, Roger, Plez, Bertrand, Hill, Vanessa, Spite, Francois, Depagne Eric, François Patrick et al. 2005, Astronomy & Astrophysics, 430, 655 First Stars IX - Mixing in extremely metal-poor giants. Variation of the 12C/13C. ratio (Astronomy & Astrophysics, in press) Spite, Monique, Cayrel, Roger, Hill, Vanessa, Spite, Francois, Plez, Bertrand, Bonifacio, Piercarlo et al. http://fr.arxiv.org/abs/astro-ph/0605056 Contact Monique Spite (Observatoire de Paris, GEPI)

Dernière modification le 4 mars 2013