Les étoiles de masse comparable à celle du Soleil, jusqu’à 5 à 6 fois celle-ci (Mo), après avoir passé plusieurs milliards d’années à brûler leur combustible, l’hydrogène, en hélium, traversent une phase plus active, où elles vont alors brûler d’abord l’hydrogène restant dans une coquille mince au bord du coeur de l’étoile, puis l’hélium et le carbone. Pendant cette phase, l’atmosphère de l’étoile grossit énormément (de plusieurs ordres de grandeur) et sa luminosité est bien plus grande : l’étoile est devenue une géante rouge de la Branche Asymptotique. C’est aussi une phase d’instabilité atmosphérique, et des oscillations de rayons et de luminosité sont visibles. Dans cette phase, les étoiles perdent régulièrement de la masse, à un taux qui peut atteindre 10-5 Mo par an, et avec des vitesses d’éjection de l’ordre de 5 à 20 km/s. Cette perte de masse pouvant durer jusqu’à un million d’années, les étoiles s’entourent ainsi progressivement d’une enveloppe qui peut atteindre plusieurs masses solaires, et des dimensions importantes, de l’ordre d’une année-lumière, avant de se diluer dans le milieu interstellaire (MIS).

Dans le voisinage solaire, ce sont ces étoiles qui seraient responsables aux 3/4 du renouvellement du MIS, hors accrétion du gaz extérieur de la Galaxie. Il est donc très important de connaître plus précisément les phénomènes d’éjection des étoiles géantes rouges. Dans les vents de ces étoiles se forment des grains de poussière, par condensation des éléments réfractaires présents dans le gaz. Ces poussières absorbent le rayonnement de l’étoile très efficacement, et la pression de radiation les pousse vers l’extérieur. Les grains transférent ce mouvement au gaz qui s’accélère aussi, ce qui accroît la perte de masse.

T. Le Bertre, de l’Observatoire de Paris, et J.M. Winters, de l’Université Technique de Berlin, ont récemment montré qu’il était possible d’estimer le taux de perte de masse des étoiles à partir des indices de couleur dans le proche infrarouge (domaine spectral qui est systématiquement exploré par le projet européen DENIS). D’autre part, grâce à des simulations numériques élaborées, prenant en compte l’hydrodynamique non-stationnaire des vents, la chimie du gaz circumstellaire, et la formation de poussière, leur équipe a pu éclaircir les mécanismes d’éjection. Un résultat majeur (Winters et al. 2000) est la découverte que les vents se divisent en deux classes : dans la première (A sur la figure ci-dessous), les vents sont dominés par la pression de radiation. Cela vient de ce que, dans les situations correspondantes, suffisamment de poussière peut se condenser près de l’étoile. Dans la deuxième classe, le vent est toujours inférieur à 3 10-7 Mo/an, car la formation de poussière est réduite et la pression de radiation reste inefficace. Le vent se développe essentiellement sous l’effet des pulsations de l’étoile. Les vitesses des vents correspondent dans ce cas aux plus faibles observées (5 km/s).

Ces nouveaux résultats sont importants pour mieux comprendre le renouvellement du MIS, et son enrichissement en élements lourds synthétisés dans les étoiles de masse comparable à celle du Soleil.

Figure

Taux de perte de masse en fonction du rapport de l’accélération radiative à l’attraction gravitationnelle de l’étoile

Winters J.M., Le Bertre T., Jeong K.S., Helling C., Sedlmayr E. : 2000, "A systematic investigation of the mass loss mechanism in dust forming long-period variable stars", Astron. and Astrophys., accepted

Contact : T. Le Bertre (DEMIRM, Observatoire de Paris) 

Dernière modification le 24 février 2013

Stars of mass comparable to the mass of the Sun, Mo, up to 5 or 6 times Mo, spend several billion years burning quietly hydrogen into helium. Then they undergo a more active phase of their life, burning first hydrogen in a shell around the central stellar core, then helium and carbon into heavier elements. During this phase the stellar atmosphere increases dramatically in size and the luminosity gets many orders of magnitude larger : the star becomes a red giant on the Asymptotic Giant Branch (AGB). This is also a phase of instability where variations of the luminosity and radius are commonly observed. In this phase, stars may lose a quite substantial amount of matter, up to 10-5 Mo per year, with velocities on the order of 5 to 20 km/s. This phase of mass loss may last for at most a million years. A circumstellar envelope develops : it may reach a size of one light-year and contain several solar masses, before getting diluted into the interstellar medium (ISM).

In the solar neighborhood, these stars contribute to 3/4 of the replenishment of the ISM, not accounting for the infall from the exterior of the Galaxy. The material flowing out of AGB stars is enriched in elements synthesized in their interiors. It is thus important to understand and describe more precisely the mecanisms of ejection from AGB stars. In their atmospheres dust grains form by condensation of the refractory elements contained in the gas. These grains absorb very efficiently the stellar photons and are pushed outwards by radiation pressure. They transfer the momentum to the gas which thereby is accelerated, producing the massive outflows.

T. Le Bertre (Observatory of Paris) and J. M. Winters (Technical University Berlin) have recently shown that it is possible to estimate the mass loss rates of these stars from color indices obtained in the near-infrared (this spectral range is explored systematically through the European project DENIS). Furthermore, with elaborate numerical simulations, accounting for the non-stationary hydrodynamics of the outflows, the circumstellar chemistry, and the formation of dust, they have been able to clarify the ejection mechanisms. A major result (Winters et al. 2000) is the discovery that AGB winds may split into 2 categories : in the first one (A in the accompanying figure), the outflows are driven by radiation pressure on dust. This comes out when enough dust is formed close to the star. In the second category (B), the mass loss rate is always smaller than 3 10-7 Mo per year, because the dust is not formed efficiently and the radiation pressure stays low. In these situations, the outflows are mainly due to the pulsations of the central stars and the velocities are small (less than 5 km/s).

These new results are important to describe the replenishment of the ISM and to estimate its enrichment in elements processed in the interiors of stars of mass comparable to the mass of the Sun. 

Figure

Taux de perte de masse en fonction du rapport de l’accélération radiative à l’attraction gravitationnelle de l’étoile

Winters J.M., Le Bertre T., Jeong K.S., Helling C., Sedlmayr E. : 2000, "A systematic investigation of the mass loss mechanism in dust forming long-period variable stars", Astron. and Astrophys., accepted

Contact : T. Le Bertre (DEMIRM, Observatoire de Paris) 

Dernière modification le 4 mars 2013