L’abondance de lithium dans les étoiles pauvres en métaux

est-elle "universelle" ? F. et M. Spite (1982) ont trouvé une même abondance de lithium

dans toutes les vieilles étoiles normales déficientes en métaux,

un peu plus chaudes que le Soleil (semblables aux étoiles du coude

des amas globulaires) : l’abondance est indépendante de

la température et de la métallicité. Dans un graphique,

l’abondance du lithium, fonction de la métallicité, dessine un plateau, quelquefois appelé le

plateau des Spite. Ces auteurs proposèrent alors d’identifier l’abondance

de ce plateau à l’abondance de lithium (primordial) produite dans

le big bang, L’abondance du lithium produit par le big bang d’après WMAP Récemment, les mesures du satellite WMAP ont permis de déterminer

les paramètres du modèle de nucléosynthèse du

big bang, et on en déduit l’abondance du lithium ainsi produit :

cette abondance est deux ou trois fois plus forte que la valeur du plateau.

Comment expliquer cette différence ? Plusieurs théories proposent

des destructions uniformes partielles de ce lithium abondant, formant ainsi

un plateau (bas) qui serait conforme aux observations.Extension du plateau jusqu’aux étoiles de métallicités

extrêmement faibles ? Bonifacio et al. (2007, FIRST STARS VII) ont entrepris de vérifier

la validité du plateau pour les naines de métallicité

extrêmement faible : on trouve alors que l’abondance du lithium du

plateau semble plus basse en moyenne, ou plus dispersée (vers le

bas). Cette baisse ou cette dispersion pourrait suggérer une destruction

variable du lithium. 

Figure 1 : L’abondance de lithium en fonction de la métallicité

(abondance en fer) pour le CS 22876-032 (cercles) et pour d’autres naines

pauvres en métaux étudiées par Asplund et al. (2006,

triangles) et Bonifacio et al. (2007, losanges). Le plateau apparaît

plus complexe aux métallicités très faibles.

En abscisse et en ordonnée, les abondances sont notées : [Fe/H]=log[N(Fe)/N(H)]ETOILE-log[N(Fe)/N(H)]SOLEIL and A(Li)=log[N(Li)/N(H)]+12, respectivement.

En abscisse et en ordonnée, les abondances sont notées : [Fe/H]=log[N(Fe)/N(H)]ETOILE-log[N(Fe)/N(H)]SOLEIL and A(Li)=log[N(Li)/N(H)]+12, respectivement.

Une étoile cruciale De nouvelles observations détaillées (spectres UVES obtenus

au VLT, ESO) de la naine BPS CS 22876–032 apportent des éléments

nouveaux. Cette étoile a la métallicité la plus faible

connue jusqu’à présent pour une naine. C’est une binaire spectroscopique

composée de deux naines : formées à partir du même

nuage, ces deux naines sont supposées avoir la même composition

chimique. A partir de spectres pris à plusieurs phases, une analyse

basée sur les couleurs et sur les isochrones de Chieffi & Limongi

indique que les composantes ont bien la même composition en métaux,

mais que si la primaire (plus chaude) a l’abondance de lithium du plateau

des Spite, la secondaire a une abondance plus faible. L’extension du plateau

est confirmé par la primaire, mais pas par la secondaire. Des modèles

d’atmosphères stellaires 3D (hydrodynamiques) ont été

calculés, ils donneraient des abondances de lithium un peu plus faibles

pour chaque composante, mais un écart encore un peu plus grand entre

les deux composantes. Ce résultat ne permet pas de conclure, mais encourage à

poursuivre et améliorer l’observation d’étoiles extrêmement

déficientes en métaux, qui apportent, de plus, des informations

sur les premières étoiles de notre Galaxie. First stars XI. Chemical composition of the extremely metal-poor dwarfs

in the binary CS 22876-032

González Hernández, J. I., Bonifacio, P., Ludwig,

H.-G., Caffau, E., Spite, M., Spite, F., Cayrel, R., Molaro, P., Hill, V.,

François, P., Plez, B., Beers, T. C., Sivarani, T., Andersen, J.,

Barbuy, B., Depagne, E., Nordström, B., & Primas, F.

Astronomy & Astrophysics,

Volume 480, Issue 1, March II 2008, pp.233-246 Contact Jonay

I. González Hernández (Observatoire de Paris, GEPI, CIFIST

Marie Curie Excellence Team) Ce travail a été mené d’abord dans le cadre du programme

ESO : FIRST STARS (P. I. : R.

Cayrel), et ensuite dans le contrat européen "CIFIST

Excellence team Marie Curie" conduit par P.

Bonifacio.

Dernière modification le 22 février 2013

Is the lithium abundance in old metal-poor stars "universal "

 ? F. & M. Spite (1982) have found the same lithium abundance in all

the old normal metal-poor dwarf stars slightly warmer than the Sun (similar

to the turn off stars of the globular clusters) : the Li abundnce was found

to be independent of the temperature and of the metallicity. In a drawing

the lithium abundance, as a function of metallicity, shows a plateau, sometimes called the Spite’s plateau.

These authors proposed to identify the Li abundance of the plateau to the

abundance produced by the big bang (primordial lithium). The big bang lithium abundance derived from WMAPRecently, the measurements of the WMAP satellite allowed to determine the

parameters of the model of nucleosynthesis of the big bang, leading to the

produced lithium abundance : this abundance is 2 or 3 times higher than

the value of the plateau. How to explain this gap ? Several theories

propose uniform partial destruction of the (high) big bang lithium, forming

in this way a (low) plateau in agreement with observations.Is the plateau extended as far as stars of extremely low metallicities

 ?Bonifacio et al. (2007, FIRST STARS VII) began to check the validity of the

plateau for the extremely metal-poor dwarfs : it is found there that the

Li abundance of the plateau is lower in the mean or more scattered (downards).

This lowering, or scatter, could suggest a variable destruction of Li. 

Figure 1 : Lithium abundance versus metallicity (iron abundance),in

the binary system CS 22876-032 (circles), and in other metal-poor dwarf

stars from Asplund et al. (2006, triangles) and Bonifacio et al. (2007, rhombs).

The lithium plateau seems to be more complex for lower metallicities.

In abcissa and ordinate, the abundance of the elements are quoted as : [Fe/H]=log[N(Fe)/N(H)]STAR-log[N(Fe)/N(H)]SUN and A(Li)=log[N(Li)/N(H)]+12, respectively.

In abcissa and ordinate, the abundance of the elements are quoted as : [Fe/H]=log[N(Fe)/N(H)]STAR-log[N(Fe)/N(H)]SUN and A(Li)=log[N(Li)/N(H)]+12, respectively.

A crucial starNew high quality detailed observations (UVES spectra at VLT, ESO) of the

dwarf BPS CS 22876–032 bring new information. This star has the lowest

metallicity currently known for a dwarf. The star is a binary, composed

of two dwarfs : both dwarfs, formed from the same cloud of matter, are supposed

to have the same common chemical composition. From several spectra, obtained

at different phases, a detailed analysis, based on the colours and on the

isochrones of Chieffi & Limongi, shows that both components have indeed

the same composition in metals, that the (warmer) primary has the lithium

abundance of the plateau, but that the secondary has a lower Li abundance.

The extension of the plateau is confirmed by the primary, but not by the

secondary. Hydrodynamic models (3D) have been computed, they would provide

slightly lower Li abundances for both components, but the difference between

the components would be even larger. This result does not allow a firm conclusion, but encourages to continue

and improve the observation of extremely metal poor stars that, moreover,

bring some information about the first stars of our Milkyway galaxy. First stars XI. Chemical composition of the extremely metal-poor dwarfs

in the binary CS 22876-032

González Hernández, J. I., Bonifacio, P., Ludwig,

H.-G., Caffau, E., Spite, M., Spite, F., Cayrel, R., Molaro, P., Hill, V.,

François, P., Plez, B., Beers, T. C., Sivarani, T., Andersen, J.,

Barbuy, B., Depagne, E., Nordström, B., & Primas, F.

Astronomy & Astrophysics,

Volume 480, Issue 1, March II 2008, pp.233-246 Contact Jonay

I. González Hernández (Observatoire de Paris, GEPI, CIFIST

Marie Curie Excellence Team) This work have been done within the programme ESO : FIRST STARS (P. I.

 : R. Cayrel),

and also within the European contract "CIFIST

Excellence team Marie Curie" led by P.

Bonifacio.

Dernière modification le 4 mars 2013