Phosphorus, with an atomic number of Z=15, is in the nitrogen group in the periodic table of elements. It lies between silicon (Z=14) and sulphur (Z=16). At variance with phosphorus, both silicon and sulphur are well-studied, and their abundance is measured in the photospheres of "cool" stars. Phosphorus is an abundant element in the Universe, and is essential for the life, as we know it on Earth. In fact, phosphorus is a component of DNA, RNA, ATP (phosphate) and of the cell membranes (phospholipids). In the solar photosphere phosphorus is among the top twenty most abundant elements. In spite of being a common element, abundant in the Universe, and important for our life, up to now phosphorus has never been systematically analysed in the Galaxy. The reason for this lack of investigation is due to the absence of P signature in the stellar spectra ; no line of phosphorus is detected in the wavelength range usually observed in cool stars. Since few years CRIRES, an infra-red high resolution spectrograph is available, at the 8 m class telescopes, ESO-Chile. The weak lines of P I, in the range 1050-1082 nm, are detectable with CRIRES. It is then possible to derive the abundance of phosphorus in stars at different stages of the Galaxy’s life, to trace the evolution of phosphorus in the Milky Way. A team of astronomers led by Elisabetta Caffau (ZAH,GEPI) investigated a sample of twenty Galactic stars, with a metallicity in the range from 1/10 to twice the Solar metallicity, to derive the first picture of the Galactic evolution of phosphorus. The sample contained stars both with and without detected planets. The result is shown in Fig.1.

Figure 1 : L’abondance relative du phosphore, [P/Fe], en fonction de la metallicité, [Fe/H]. Les étoiles connues pour avoir des planètes (carrés rouges) ont des symboles différents des étoiles sans planète connue (hexagones noirs). Un modèle d’évolution galactique du phosphore (Kobayashi et al. 2006) est ajouté (ligne continue) pour la comparaison aux données observées. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

If we use [Fe/H] = (log10(NFe/NH)-log10(NFe/NH)Sun) as a measure for the stellar metallicity, [P/Fe], defined as log10(NP/NH)-log10(NP/NH)Sun-[Fe/H], is the logarithm of the ratio phosphorus to iron abundances. We can see that [P/Fe] is close to zero for solar metallicity stars, and increases as metallicity decreases, i.e. more metal poor stars have a higher phosphorous to iron ratio than the Sun. There is no evident difference in behaviour between stars with and without planets. This behaviour was unexpected, and prompts for a revision of our models. E. Caffau (1,2), P. Bonifacio (2), R. Faraggiana (3), M. Steffen (4,2) ((1) ZAH, LSW, (2) GEPI-Obs. Paris, (3) Univ. Trieste, (4), Leibniz Institut fuer Astrophysik, Potsdam) A&A in press Contact Piercarlo Bonifacio (Observatoire de Paris-GEPI, CNRS)

Dernière modification le 4 mars 2013

Le phosphore, avec un numéro atomique de Z = 15, est dans le groupe de l’azote dans le tableau périodique des éléments. Il se situe entre le silicium (Z = 14) et le soufre (Z = 16). Contrairement au phosphore, le soufre et le silicium sont deux éléments bien étudiés, et leur abondance est mesurée dans la photosphère des étoiles "froides". Le phosphore est un élément abondant dans l’Univers, et il est essentiel pour la vie comme nous la connaissons sur Terre. En fait, le phosphore est un élément composant de l’ADN, ARN, ATP (phosphate) et des membranes cellulaires (phospholipides). Dans la photosphère solaire le phosphore est parmi les vingt éléments les plus abondants. En dépit d’être un élément commun, abondant dans l’Univers, et important pour notre vie, jusqu’à présent ls phosphore n’a jamais été systématiquement analysé dans la Galaxie. La raison de cette absence d’étude est due à l’absence de signatures du phosphore dans les spectres stellaires ; aucune raie de phosphore n’est détectée dans l’intervalle de longueur d’onde habituellement observé dans les étoiles froides. Depuis quelques années CRIRES, un spectrographe infrarouge à haute résolution, est disponible dans la classe de télescopes de 8m à l’ESO-Chili. Les raies faibles de P I dans le domaine 1050-1082 nm, sont détectables avec CRIRES. Il est alors possible de déterminer l’abondance de phosphore dans les étoiles à différentes étapes de la vie de la Galaxie, et retracer l’évolution du phosphore dans la Voie Lactée. Une équipe d’astronomes dirigée par Elisabetta Caffau (ZAH, GEPI) ont observé un échantillon de vingt étoiles Galactiques, avec une métallicité dans l’intervalle d’un dixième à deux fois la métallicité solaire, et dessiné la première image de l’évolution galactique du phosphore. L’échantillon contenait des étoiles avec et sans planètes détectées. Le résultat est montré dans la Figure 1.

Figure 1 : L’abondance relative du phosphore, [P/Fe], en fonction de la metallicité, [Fe/H]. Les étoiles connues pour avoir des planètes (carrés rouges) ont des symboles différents des étoiles sans planète connue (hexagones noirs). Un modèle d’évolution galactique du phosphore (Kobayashi et al. 2006) est ajouté (ligne continue) pour la comparaison aux données observées. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

Si nous utilisons [Fe/H] = (log10(NFe/NH)-log10(NFe/NH)Soleil) comme une mesure de la métallicité des étoiles, [P/Fe], défini comme log10(NP/NH)-log10(NP/NH)Soleil-[Fe/H], est le logarithme du rapport de l’abondance du phosphore sur l’abondance du fer. Dans la figure on voit que [P/Fe] est proche de zéro pour les étoiles de métallicité solaire, et le rapport augmente à mesure que la métallicité diminue, c’est à dire que les étoiles plus pauvres en métaux ont un rapport [P/Fe] plus élevé que le Soleil. Il n’y a aucune différence évidente dans le comportement entre les étoiles avec et sans planètes. Ce comportement était inattendu, et nous invite à une révision de nos modèles de l’évolution chimique de la Galaxie. E. Caffau (1,2), P. Bonifacio (2), R. Faraggiana (3), M. Steffen (4,2) ((1) ZAH, LSW, (2) GEPI-Obs. Paris, (3) Univ. Trieste, (4), Leibniz Institut fuer Astrophysik, Potsdam) A&A in press Contact Piercarlo Bonifacio (Observatoire de Paris-GEPI, CNRS)

Dernière modification le 22 février 2013