The stars were discovered among 10 000 new white dwarf stars found in the Sloan Digital Sky Survey (SDSS). The team has identified eight carbon-dominated atmosphere white dwarf stars among about 200 DQ stars checked in the Sloan data so far.

The great mystery is why these carbon-atmosphere stars are found only between about 18 000 degrees and 23 000 degrees Kelvin, in effective temperature. These stars are too hot to be explained by the standard convective dredge-up scenario, so there must be another explanation, Dufour said. Dufour and Liebert say they these stars might have evolved from a star like the unique, much hotter star called H1504+65 that Pennsylvania State University astronomer John A. Nousek, Liebert and others reported in 1986. If so, carbon-atmosphere stars represent a previously unknown sequence of stellar evolution.

H1504+65 is a very massive star of 200 000 degrees Kelvin effective temperature. This star is thought to have violently expelled all its hydrogen and all but a very small trace of its helium, leaving an essentially bare stellar nucleus with a surface of 50 percent carbon and 50 percent oxygen.

Figure 1 : Vue d’artiste de la surface de l’étoile H1504+65, qui se serait débarassé de son enveloppe d’hydrogène et d’hélium, laissant un noyau stellaire essentiellement nu. Ce serait, après refroidissement, une étoile du même type que celles qui viennent d’être découvertes. (Crédit illustration : M.S. Sliwinski et L. I. Slivinska de Lunarismaar, Copyright photo par Sliwinski, M.S. et Sliwinska, L.I.)

We think that when a star like H1504+65 cools, it eventually becomes like the pure-carbon stars, Dufour said. As the massive star cools, gravity separates carbon, oxygen and trace helium. Above 25 000 degrees Kelvin, the trace helium rises to the top, forming a thin layer above the much more massive carbon envelope, effectively disguising the star as a helium-atmosphere white dwarf.

But between 18 000 and 23 000 degrees Kelvin, convection in the carbon zone probably dilutes the thin helium layer. At these temperatures, oxygen, which is heavier than carbon, has probably sunk too deep to be dredged to the surface. The astronomers say that models of stars nine to 11 solar masses might explain their peculiar carbon stars.

Figure 2 : Le spectre optique d’une naine blanche composée principalement de carbone, ainsi qu’un modèle atmosphérique. La gravite de la surface est estimée a log g=8.0. Les abondances hydrogène et d’hélium sont déterminées par les raies 4861 (H) et 4471 (HeI) dans le spectre.

Astronomers predicted in 1999 that stars nine or ten times as massive as our sun would become white dwarfs with oxygen-magnesium-neon cores and mostly carbon-oxygen atmospheres. More massive stars explode as supernovae. But scientists aren’t sure where the dividing line is, whether stars eight, nine, 10 or 11 times as massive as our sun are required to create supernovae.

We don’t know if these carbon atmosphere stars are the result of nine-or-10 solar mass star evolution, which is a key question, Liebert said. The astronomers plan making new observations of the carbon atmosphere stars at the 6.5-meter MMT Observatory on Mount Hopkins, Arizona, in December to better pinpoint their masses. The observations could help define the mass limit for stars dying as white dwarfs or dying as supernovae.

Reference Rare White dwarf stars with carbon atmospheres Dufour, P., Liebert, J., Fontaine G. & Behara, N. : Nature, 22 November 2007, pp 522-524

Contact Natalie Behara (Observatoire de Paris, GEPI)

Dernière modification le 4 mars 2013

Les étoiles ont été découvertes parmi 10 000 nouvelles étoiles naines blanches trouvées dans le SDSS (Sloan Digital Sky Survey). Parmi 200 étoiles de type DQ qu’ils ont examinées dans les données du SDSS, Dufour et ses collègues ont identifié huit étoiles naines blanches dont l’atmosphère est dominée par le carbone.

Ces étoiles à atmosphère de carbone ne se trouvent que dans l’intervalle de température effective de 18 000 à 23 000 K. Ces étoiles sont trop chaudes pour être expliquées par le scénario de remontée convective standard, il doit y avoir une autre explication, ajoute Dufour. Dufour et Liebert pensent que ces étoiles pourraient avoir évolué d’une étoile comme l’unique et beaucoup plus chaude étoile appelée HEAO A-2 1504+65 que l’astronome John A. Nouset de Pennsylvanie, Liebert et d’autres ont rapporté en 1986. Si c’est le cas, les étoiles à atmosphère de carbone représentent une nouvelle séquence auparavant inconnue d’évolution stellaire.

H1504+65 est une étoile très massive de température effective de 200 000 Kelvin. Cette étoile aurait violemment expulsé d’une manière ou d’une autre tout son hydrogène et quasiment tout son hélium, laissant un noyau stellaire essentiellement nu avec une composition de surface de 50% de carbone et de 50% d’oxygène.

Figure 1 : Vue d’artiste de la surface de l’étoile H1504+65, qui se serait débarassé de son enveloppe d’hydrogène et d’hélium, laissant un noyau stellaire essentiellement nu. Ce serait, après refroidissement, une étoile du même type que celles qui viennent d’être découvertes. (Crédit illustration : M.S. Sliwinski et L. I. Slivinska de Lunarismaar, Copyright photo par Sliwinski, M.S. et Sliwinska, L.I.)

Nous pensons que quand une étoile comme H1504+65 se refroidit, elle devient par la suite comme les étoiles de pur carbone, ajoute Dufour. Lorsque les étoiles massives se refroidissent, la gravité sépare le carbone, l’oxygène et les traces d’hélium. Au-dessus de 25 000 K, l’hélium s’élève dans l’enveloppe stellaire de carbone pour former une mince couche supérieure, déguisant efficacement l’étoile en une naine blanche à l’atmosphère d’hélium.

Mais entre 18 000 et 23 000 Kelvin, la convection dans la zone de carbone dilue probablement la mince couche d’hélium. A ces températures, l’oxygène, qui est plus lourd que le carbone, descend probablement trop profondément pour remonter à la surface. Dufour et ses collègues indiquent que ce modèle d’étoiles de 9 à 11 masses solaires pourraient expliquer leurs curieuses étoiles de carbone.

Figure 2 : Le spectre optique d’une naine blanche composée principalement de carbone, ainsi qu’un modèle atmosphérique. La gravite de la surface est estimée a log g=8.0. Les abondances hydrogène et d’hélium sont déterminées par les raies 4861 (H) et 4471 (HeI) dans le spectre.

Des astronomes ont prédit en 1999 que les étoiles 9 ou 10 fois plus massives que notre Soleil deviendraient des naines blanches avec des noyaux d’oxygène-magnésium-néon et avec en général des atmosphères de carbone-oxygène. Les étoiles plus massives explosent en supernovae. Mais les scientifiques ne savent pas où se trouve la ligne de division, si les étoiles 8, 9, 10 ou 11 fois plus massives que notre Soleil sont nécessaires pour créer des supernovae.

Nous ne savons pas si ces étoiles àatmosphère de carbone sont le résultat de l’évolution d’étoiles de 9 ou 10 masses solaires, ce qui est une question importante, ajoute Liebert.

Les astronomes prévoient de nouvelles observations des étoiles à atmosphère de carbone avec le télescope MMT de 6,5m de l’Observatoire du Mont Hopkins en Arizona, en Décembre pour mieux déterminer leur masse. Les observations pourraient aider à définir la masse limite pour la disparition d’étoiles en naines blanches ou leur mort en tant que supernovae.

Référence Rare White dwarf stars with carbon atmospheres Dufour, P., Liebert, J., Fontaine G. & Behara, N. : Nature, 22 November 2007, pp 522-524

Contact Natalie Behara (Observatoire de Paris, GEPI)

Dernière modification le 22 février 2013