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Observer les étoiles les plus vieilles de notre Galaxie est un moyen essentiel d'explorer l'histoire de sa formation. Comme le gaz interstellaire dont sont faites les étoiles est de plus en plus enrichi en éléments lourds ("métaux") synthétisés à l'intérieur des étoiles par les réactions nucléaires, le moyen de repérer les étoiles les plus vieilles et d'observer celles qui sont le moins enrichies en métaux. C'est le programme ambitieux auquel s'est attaqué une équipe internationale de chercheurs, dont des astronomes de l'Observatoire de Paris.
Dans les étoiles géantes de faible masse, la théorie de la convection ne prévoit pas de mélange entre l'atmosphère de l'étoile et les couches profondes où le carbone se transforme en azote . Cependant il semble qu'un tel mélange a parfois lieu dans les géantes très déficientes en métaux, et évoluées...

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 ?

Dans ces couches profondes de l'étoile, où brûle l'hydrogène, le carbone se transforme en azote et la quantité de ¹³C par rapport à ¹²C augmente. Si dans l'échantillon d'étoiles se sont glissées quelques étoiles où un mélange aurait eu lieu entre l'atmosphère et ces couches profondes on s'attend à ce que dans l'atmosphère de ces étoiles:

- une forte abondance d'azote soit corrélée avec une faible abondance de carbone, et un faible rapport ¹²C/¹³C.
- l'abondance totale carbone + azote soit la même que dans les étoiles où ce mélange n'aurait pas eu lieu
- le lithium qui est un élément très fragile (il brûle à une température de seulement 2 10⁶ K) ait été complètement brûlé.

Vu la très grande qualité des spectres obtenus avec le spectrographe à grande résolution UVES au VLT il a été possible de mesurer non seulement l'abondance de ¹²C mais aussi les faibles raies de ¹³C dans les spectre des étoiles (Fig. 1).

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 ¹³C. Les petites raies de ¹³C sont bien visibles.
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Effectivement il y a une excellente corrélation entre l'abondance de ¹³C et l'abondance de l'azote. Dans la Fig. 2 est porté log ¹²C/¹³C en fonction de log C/N. C/N est un indice très sensible de la transformation du carbone en azote. On voit très nettement apparaître deux groupes d'étoiles, un premier groupe avec un rapport C/N élevé qui a très peu de ¹³C (donc ¹²C/¹³C est grand) et un second groupe (étoiles "mélangées") où une grande quantité de carbone a été transformée en azote (C/N et ¹²C/¹³C petits).

Figure 2: log (¹²C/¹³C) en fonction de log C/N, on voit très clairement qu'il y a deux groupes d'étoiles. Un premier groupe, en bleu, où C/N et ¹²C/¹³C sont grands (très peu de ¹³C), et un second groupe (en rouge) où au contraire C/N est très faible ainsi que le rapport ¹²C/¹³C. Cliquer sur l'image pour l'agrandir

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, la couche qui brûle l'hydrogène rencontre en s'étendant une couche de l'étoile particulièrement riche en hydrogène. (Cette phase de l'évolution correspond au "bump" dans le diagramme HR.)

Et en Conclusion...

Ainsi, bien que les modèles standards de mélange (qui ne prennent en compte que la convection) ne prévoient pas dans les étoiles de la branche des géantes rouges, de mélange entre l'atmosphère et les couches profondes des étoiles où le carbone est transformé en azote, on observe dans les étoiles très vieilles et très pauvres en métaux qu'un tel mélange existe parfois dans des géantes évoluées.
Ces phénomènes de mélange affectent dramatiquement l'abondance du carbone et de l'azote dans l'atmosphère des étoiles (et même parfois l'abondance du sodium) et en conséquence l'abondance de ces éléments dans la matière primitive de la Galaxie ne peut être déduite qu'en écartant les étoiles les plus évoluées ayant subi cet extra-mixing.
Par ailleurs l'abondance d'azote et de carbone dans les étoiles mélangées extrêmement déficientes en métaux, ajoutent des contraintes fortes aux modèles non standards. La question reste ourverte: quelle est la cause de ce mélange imprévu (cet "extra-mixing"), la rotation des étoiles ? le champ magnétique ? les ondes de gravité ?

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)

Abondances primitives de C, N , et... les problèmes de mélange à l'intérieur des étoiles