The red giant stars lose a lot of matter during their stay on the Asymptotic Giant Branch, in the form of stellar winds. As the atmosphere of these stars is enriched by convection from the elements synthetized in their core, this mass loss enriches the interstellar medium of the Galaxy in heavy elements, carbon in particular, and dust. Thibaut Le Bertre, from Paris Observatory, and his collaborators studied hundreds of these stars and highlighted how this enrichment occurs, according to the distance from the galactic center. In particular the stars rich in oxygen are found closer to the Galactic center than the Sun, whereas the stars rich in carbon are found farther, this phenomenon being attributed to the metallicity gradient in the Galaxy.

Carbon stars are post main-sequence stars which develop an anomalous chemical composition where carbon dominates instead of oxygen. There are several categories of carbon stars, and this enrichment in carbon is not always well understood. Among them carbon-rich red giants have been the subject of many studies. In this case the carbon enrichment is thought to be due to the dredge-up of carbon, recently synthesized in the stellar core, to the stellar surface by convection. For red giants the stellar effective temperatures are rather low and molecules are forming in the atmosphere. When they are enriched in carbon, astronomers have observed molecules such as C2H2 (acetylene) or C2, CH, HCN, etc., which produce characteristic absorption bands in the optical and infrared range of the stellar spectra.

agb_lnp.gif Figure 1. A schematic view of a mass-losing AGB star. The numbers are only indications on the orders of magnitude. ISM stands for interstellar medium, ISRF for interstellar radiation field, and HAC for hydrogenated amorphous carbon. For comparison, the solar radius is 7 1010 cm, the astronomical unit 1.5 1013 cm, and the parsec 3 1018cm From Le Bertre T., 1997, ``Cool Stars Winds and Mass Loss : Observations", Lecture Notes in Physics, Springer, Vol. 497, p. 133

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Figure 1. A schematic view of a mass-losing AGB star. The numbers are only indications on the orders of magnitude. ISM stands for interstellar medium, ISRF for interstellar radiation field, and HAC for hydrogenated amorphous carbon. For comparison, the solar radius is 7 1010 cm, the astronomical unit 1.5 1013 cm, and the parsec 3 1018cm From Le Bertre T., 1997, ``Cool Stars Winds and Mass Loss : Observations", Lecture Notes in Physics, Springer, Vol. 497, p. 133

Click on the figure to enlarge it The atmospheres of these luminous low-temperature stars are often unstable and they pulsate with time-scale of typically one year. Under the action of this pulsation the atmosphere is extended and, in the upper layers, the matter may reach a temperature low enough for some elements to condense into very small particles ("star dust"). In the case of a carbon star the dust is composed of carbonaceous material, possibly connected to the polycyclic aromatic hydrocarbons (PAH). Other components such as amorphous carbon and silicon carbide (SiC) are thought to be also present. When these dust particles appear in a stellar atmosphere they are submitted to radiation pressure which tends to eject them, but simultaneously they drag the gas with them. An outflow develops and the star is progressively surrounded by an expanding circumstellar shell of dust and gas. The star is thus losing material to interstellar space. An interesting aspect of mass losing carbon stars is that they are one of the most important contributors to the replenishment of the interstellar medium with material processed by stars, and of course they contribute most of the carbon-rich material. It is therefore of interest to find these carbon-rich sources, to locate them in our Galaxy and to determine at which rate they are losing matter to space. A difficulty is that this rate of mass loss may be so large that the stars get hidden into their circumstellars shells and completely disappear at optical wavelengths. One needs to search for them at infrared wavelengths which are less affected by dust absorption. A systematic search has been conducted by a team of Japanese and French astronomers. They used the results acquired by a small space infrared telescope, IRTS (Infrared Telescope in Space), constructed and operated by the Japanese Institute of Space and Astronautical Science (ISAS).

IRTS_Phots.jpg Figure 2. An image of the IRTS inside its cryogenic vessel, during the vibration test phase before launch. More details on the IRTS. Copyright : ISAS

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Many thousands of infrared spectra have been acquired during this mission and among them they identified about 700 mass losing red giants. Figure 2. An image of the IRTS inside its cryogenic vessel, during the vibration test phase before launch. More details on the IRTS. Copyright : ISAS

Click on the figure to enlarge it The spectral range covered by the IRTS is particularly rich in features allowing to characterize late-type stars. The carbon stars can be easily identified in the spectra thanks to a deep molecular absorption band at 3.1 µm which is due to a blend of C2H2 and HCN.

05237.gif Figure 3. An IRTS spectrum of a carbon star. Although the source is heavily reddened, one may identify easily an absorption band at 3.1 µm due to a blend of C2H2 and HCN, typical of such a star. Other molecular bands can be recognized at 1.6 (CO), 1.8 (C2), 2.3 (CO) and 3.9 (C2H2) microns.

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Figure 3. An IRTS spectrum of a carbon star. Although the source is heavily reddened, one may identify easily an absorption band at 3.1 µm due to a blend of C2H2 and HCN, typical of such a star. Other molecular bands can be recognized at 1.6 (CO), 1.8 (C2), 2.3 (CO) and 3.9 (C2H2) microns.

Click on the figure to enlarge it In their sample of 700 sources they identified 126 carbon-rich stars. This sample allowed them to estimate the relative contribution of the 2 kinds of mass losing giants to the replenishment of the interstellar medium at different distances from the Galactic Centre (GC). They found a clear dependence on galactocentric distance with O-rich sources outnumbering C-rich sources inside the solar circle (dGC 8.5 kpc), and the reverse outside.

project_irts.gif Figure 4. Space distribution of the mass losing red giants in the IRTS sample projected on the Galactic Plane. The carbon stars are represented with empty diamonds and the oxygen-rich stars with filled dots. The Sun is at the center of the figure. It is located at a distance of 8.5 kpc from the Galactic Center, which is at the top (at the centre of all dotted circles). One clearly sees that carbon stars are located preferentially outside the solar circle. Click on the figure to enlarge it

Figure 4. Space distribution of the mass losing red giants in the IRTS sample projected on the Galactic Plane. The carbon stars are represented with empty diamonds and the oxygen-rich stars with filled dots. The Sun is at the center of the figure. It is located at a distance of 8.5 kpc from the Galactic Center, which is at the top (at the centre of all dotted circles). One clearly sees that carbon stars are located preferentially outside the solar circle. Click on the figure to enlarge it This result illustrates clearly that the chemical evolution is not proceeding uniformly throughout our Galaxy. The IRTS mission was unfortunately of a too short duration and only a small part of the sky could be observed. But this pioneering mission has demonstrated that a survey of the sky in the near-infrared range would aid our understanding of evolved stars in our Galaxy and of their rôle in its evolution. Other space missions of the same kind, such as the project RESPIRE, are presently under consideration in various institutes around the world.

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Reference Le Bertre T., Tanaka M., Yamamura I., Murakami H. : 2003, "Galactic mass-losing AGB stars probed with the IRTS. II", Astron. and Astrophys., 403, 943

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Contact :

Thibaut Le Bertre (Observatoire de Paris, LERMA) Masahiro Tanaka, Issei Yamamura, Hiroshi Murakami Institute of Space and Astronautical Science, Sagamihara, Japan 

Dernière modification le 4 mars 2013

Les étoiles géantes rouges perdent beaucoup de matière pendant leur séjour sur la Branche Asymptotique des Géantes, sous forme de vent stellaire. Comme l’atmosphère de ces étoiles est enrichie par convection des éléments synthétisés en leur coeur, cette perte de masse enrichit le milieu interstellaire de la Galaxie en éléments lourds, en carbone notamment, et en poussières. Thibaut Le Bertre, de l’Observatoire de Paris, et ses collaborateurs ont étudié des centaines de ces étoiles et mis en évidence comment se fait cet enrichissement, en fonction de la distance au centre. Notamment les étoiles riches en oxygène se trouvent plus près du centre Galactique que le soleil, alors que les étoiles riches en carbone se trouvent plus loin du centre, ce phénomène étant attribué au gradient de métallicité dans la Galaxie. Les étoiles carbonées sont des étoiles qui ont développé une composition chimique anormale où le carbone domine à la place de l’oxygène. Il y a plusieurs espèces d’étoiles carbonées, et la raison de cet enrichissement en carbone n’est pas toujours connue. Entre autres les étoiles géantes carbonées ont fait l’objet de nombreuses études. Pour celles-ci l’enrichissement est expliqué par la remontée de carbone, récemment synthétisé dans le coeur stellaire, à la surface de l’étoile par convection.

Pour ces étoiles géantes la température effective est relativement basse de telle sorte que des molécules se forment dans leurs atmosphères. Quand elles sont enrichies en carbone, les astronomes observent des molécules telles que C2H2 (acetylène) ou C2, CH, HCN, etc..., qui produisent des bandes d’absorption caractéristiques dans les domaines visible et infrarouge des spectres stellaires.

agb_lnp.gif Figure 1. Une vue schématique d’une étoile géante en phase de perte de masse. Les nombres sont donnés àtitre indicatif. ISM signifie milieu interstellaire, ISRF champ de rayonnement interstellaire, et HAC carbone amorphe hydrogéné. Pour comparaison, le rayon solaire vaut 7 1010 cm, l’unité astronomique 1.5 1013 cm, et le parsec 3 1018cm D’après Le Bertre T., 1997, ``Cool Stars Winds and Mass Loss : Observations", Lecture Notes in Physics, Springer, Vol. 497, p. 133 Cliquer sur la figure pour l’agrandir

Figure 1. Une vue schématique d’une étoile géante en phase de perte de masse. Les nombres sont donnés àtitre indicatif. ISM signifie milieu interstellaire, ISRF champ de rayonnement interstellaire, et HAC carbone amorphe hydrogéné. Pour comparaison, le rayon solaire vaut 7 1010 cm, l’unité astronomique 1.5 1013 cm, et le parsec 3 1018cm D’après Le Bertre T., 1997, ``Cool Stars Winds and Mass Loss : Observations", Lecture Notes in Physics, Springer, Vol. 497, p. 133 Cliquer sur la figure pour l’agrandir Les atmosphères de ces étoiles "froides" et lumineuses sont souvent instables et elles pulsent sur des périodes de l’ordre de l’année. Sous l’action de cette pulsation, l’atmosphère est étendue et, dans les couches extérieures, la matière se trouve à une température suffisamment basse pour que certains éléments se condensent en particules microscopiques ("poussière d’étoiles"). Dans le cas d’une étoile carbonée, cette poussière est composée de matériau carboné, par exemple des hydrocarbures aromatiques polycycliques (PAH). On pense aussi à d’autres composés tels que du carbone amorphe ou du carbure de Silicium (SiC). Dès que ces particules se forment elles sont soumises à la pression du champ de rayonnement de l’étoile et se trouvent expulsées vers l’extérieur. En même temps elles entrainent avec elles le gaz, de telle sorte qu’un vent se développe et que l’étoile se trouve progressivement entourée d’une enveloppe circumstellaire en expansion. L’étoile rejette ainsi de la matière dans le milieu interstellaire. Un aspect intéressant des étoiles carbonées en phase de perte de masse est qu’elles sont parmi les plus importants contributeurs à ce renouvellement du milieu interstellaire, tout particulièrement en matière carbonée. Il est donc intéressant d’identifier ces sources, de les localiser dans notre Galaxie, et de déterminer à quel taux elles rejettent de la matière. Une difficulté est que ce taux peut être si élevé que certaines étoiles disparaissent complètement dans leurs enveloppes et deviennent invisibles. On doit alors les rechercher en infrarouge, car les longueurs d’onde y sont moins affectés par l’absorption des poussières. Une recherche systématique a été conduite par une équipe d’astronomes français et japonais. Pour celà ils ont utilisés les résultats d’un télescope spatial infrarouge, IRTS (Infrared Telescope in Space), construit et opéré par le Japanese Institute of Space and Astronautical Science (ISAS).

IRTS_Phots.jpg Figure 2. Une vue de l’IRTS dans son enceinte cryogénique, pendant la phase de tests en vibration avant son lancement. Pour plus de détails sur l’IRTS. Copyright : ISAS Cliquer sur la figure pour l’agrandir

Plusieurs milliers de spectres infrarouge ont ainsi été obtenus et parmi eux 700 géantes rouges en phase de perte de masse ont été identifiées. Figure 2. Une vue de l’IRTS dans son enceinte cryogénique, pendant la phase de tests en vibration avant son lancement. Pour plus de détails sur l’IRTS. Copyright : ISAS Cliquer sur la figure pour l’agrandir Le domaine spectral couvert par l’IRTS est particulièrement riche en motifs spectraux qui permettent de caractériser les étoiles froides. Par exemple les étoiles carbonées peuvent être facilement identifiées par une bande d’absorption profonde à 3,1 µm qui est due à une superposition de bandes produites par C2H2 et HCN.

05237.gif Figure 3. Un spectre d’étoile carbonée fourni par l’IRTS. Bien que l’objet soit fortement absorbé, on peut identifier facilement la bande caractéristique à3.1 µm due àune combinaison de C2H2 et HCN. D’autres bandes peuvent être reconnues à1.6 (CO), 1.8 (C2), 2.3 (CO) et 3.9 (C2H2) microns. Cliquer sur la figure pour l’agrandir

Figure 3. Un spectre d’étoile carbonée fourni par l’IRTS. Bien que l’objet soit fortement absorbé, on peut identifier facilement la bande caractéristique à3.1 µm due àune combinaison de C2H2 et HCN. D’autres bandes peuvent être reconnues à1.6 (CO), 1.8 (C2), 2.3 (CO) et 3.9 (C2H2) microns. Cliquer sur la figure pour l’agrandir Dans leur échantillon de 700 sources géantes ils ont identifiés 126 étoiles carbonées. Cet échantillon leur permet d’estimer la contribution relative des 2 types principaux d’étoiles géantes au remplissage du milieu interstellaire à différentes distances du Centre Galactique (CG). Ils ont trouvé une variation très claire, les étoiles carbonées étant minoritaires dans la partie intérieure de la Galaxie par rapport au Soleil (dCG 8,5 kpc), et majoritaires dans la partie extérieure.

project_irts.gif Figure 4. Distribution spatiale des géantes en phase de perte de masse de l’échantillon IRTS, projetée sur le Plan Galactique. Les étoiles carbonées sont représentées par des losanges vides, et les autres par des points noirs. Le Soleil est au centre de la figure, àune distance de 8,5 kpc du Centre Galactique, qui lui se trouve en haut (au centre de tous les cercles en pointillés). On remarque que les étoiles carbonées sont situées préférentiellement dans la partie extérieure de notre Galaxie. Cliquer sur la figure pour l’agrandir

Figure 4. Distribution spatiale des géantes en phase de perte de masse de l’échantillon IRTS, projetée sur le Plan Galactique. Les étoiles carbonées sont représentées par des losanges vides, et les autres par des points noirs. Le Soleil est au centre de la figure, àune distance de 8,5 kpc du Centre Galactique, qui lui se trouve en haut (au centre de tous les cercles en pointillés). On remarque que les étoiles carbonées sont situées préférentiellement dans la partie extérieure de notre Galaxie. Cliquer sur la figure pour l’agrandir Ce résultat illustre clairement que l’évolution chimique ne se développe pas uniformément à travers notre Galaxie. La mission IRTS fut malheureusement trop courte et seulement une petite partie du ciel put être observée. Mais elle a démontré le potentiel d’un relevé complet du ciel en infrarouge pour la compréhension des étoiles dans notre Galaxie et de leurs évolutions. D’autres missions spatiales qui s’en inspirent, telles que le projet RESPIRE, sont à l’étude dans plusieurs laboratoires. Référence Le Bertre T., Tanaka M., Yamamura I., Murakami H. : 2003, "Galactic mass-losing AGB stars probed with the IRTS. II", Astron. and Astrophys., 403, 943

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Contact :

Thibaut Le Bertre (Observatoire de Paris, LERMA) Masahiro Tanaka, Issei Yamamura, Hiroshi Murakami Institute of Space and Astronautical Science, Sagamihara, Japan 

Dernière modification le 22 février 2013