Les étoiles carbonées

[Fitz]

Bonjour.

 

J'ai une question simple à propos des étoiles carbonées.

 

Qu'est ce que c'est?

 

Merci d'avance WAnautes

['Bruno]

En gros : ce sont des étoiles géantes dont l'atmosphère contient une quantité inhabituelle de carbone du fait de mouvements de convection (le carbone est formé au coeur de l'étoile par fusion de l'hélium, les mouvements de convection le ramènent en surface). C'est ce carbone qui absorbe les courtes longueurs d'onde et rend l'étoile particulièrement rouge.

[Fitz]

J'ai lu que c'était des étoiles géantes rouges de 4 à 8 fois la masse du Soleil.

 

Toutes les étoiles géantes rouges en fin de vie de cette masse deviennent elles des étoiles carbonées?

[sunfish22]

Toutes les étoiles géantes rouges en fin de vie de cette masse deviennent elles des étoiles carbonées?

 

Bonne question Fitz !

 

Le site de l'Observatoire de Paris donne une réponse :http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/jul03/irts.fr.shtml

 

""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.""

 

Jean

[Fitz]

Merci sunfish22

 

Mais ça ne répond pas vraiment à ma question :/

 

Les étoiles de 4 à 8 fois la masse du Soleil peuvent très bien êtres plus rares à mesure que l'on se raproche du centre galactique.

[ChiCyg]

Les étoiles carbonées sont supposées être sur la branche asymptotique des géantes (AGB ). Ce sont des étoiles géantes et "froides" en "fin de vie".

 

Les étoiles qui ont plus d'oxygène que de carbone dans leurs atmosphères sont dites riches en oxygène (oxygen-rich). C'est le cas, par exemple, de Mira. Dans ce cas, de l'oxyde de titane (TiO) se forme qui a un effet énorme sur le spectre (voir par exemple http://www.webastro.net/forum/showthread.php?t=40626 et http://www.webastro.net/forum/showthread.php?t=40713 ) : pratiquement toutes les bandes d'absorption sont dues au TiO.

 

Si l'atmosphère est plus riche en carbone qu'en oxygène (carbon-rich), tout l'oxygène est pratiquement consommé en oxyde de carbone (CO) il n'en reste plus suffisamment pour former du TiO. Le spectre de l'étoile est alors complètement différent : les bandes d'absorption sont alors dues à des molécules à base de carbone : C2, CN, CH.

 

Les différences de composition entre oxygen-rich et carbon-rich peuvent être faibles : c'est la formation du CO qui fait la bascule : un excès de C et tout l'oxygène est consommé, un excès de O et tout le carbone est consommé.

 

A ma connaissance, on ne sait pas avec certitude si une AGB passe successivement par une phase oxygen-rich puis carbon-rich ou s'il existe à la base des oxygen-rich et des carbon-rich. Pour compliquer la situation certaines carbon-rich ont un environnement oxygen-rich (silicates) ...

[zaurel]

Ben moi, tout ce que j'en sais, c'est qu'elles sont drôlement belles ces petites-pardon!-géantes carbonées!

[Fitz]

de l'étoile elied

 

l'étoile brille, et les éventuels gaz et poussières de son "atmosphère" absorbent une partie de ce rayonnement. Chaque espèce chimique absorbe des bandes (couleurs) spécifiques.

['Bruno]

Elied : une étoile émet de la lumière dans toutes les longueurs d'onde. La couleur de l'étoile est due à la somme de toutes les longueurs d'onde. Mais le carbone absorbe les courtes longueurs d'onde, donc le bleu (je ne tiens compte ici que des longueurs d'onde visibles, puisque l'infrarouge, l'ultraviolet, etc. n'interviennent pas dans le rendu final de la couleur d'une étoile, vu qu'elles sont invisibles). Du coup, la couleur de l'étoile est due à la somme de toutes les longueurs d'onde sauf le bleu. C'est pour ça qu'elle est rouge.

 

C'est pareil que le Soleil couchant : il semble rouge parce que les molécules de l'atmosphère absorbent les courtes longueurs d'onde du Soleil, donc le bleu (d'ailleurs je crois que c'est lié au fait que le ciel est bleu).

[Fitz]

Elied : une étoile émet de la lumière dans toutes les longueurs d'onde. La couleur de l'étoile est due à la somme de toutes les longueurs d'onde. Mais le carbone absorbe les courtes longueurs d'onde' date=' donc le bleu (je ne tiens compte ici que des longueurs d'onde visibles, puisque l'infrarouge, l'ultraviolet, etc. n'interviennent pas dans le rendu final de la couleur d'une étoile, vu qu'elles sont invisibles). Du coup, la couleur de l'étoile est due à la somme de toutes les longueurs d'onde sauf le bleu. C'est pour ça qu'elle est rouge.

 

C'est pareil que le Soleil couchant : il semble rouge parce que les molécules de l'atmosphère absorbent les courtes longueurs d'onde du Soleil, donc le bleu (d'ailleurs je crois que c'est lié au fait que le ciel est bleu).[/quote']

 

Je ne pense pas me tromper en disant que les bandes d'absorption ne jouent aucun rôle dans la couleur de ces étoile. Ce sont des géantes rouges car elles sont gigantesques et froides, pas parce que le bleu est absorbé.

['Bruno]

Oui, elles sont rouges parce que le pic de lumière est dans le rouge. Mais les étoiles carbonées sont anormalement rouges, et ça, c'est dû à l'absorption de la lumière bleue (non pas à des raies d'absorption, mais à l'absorption tout court, de même que l'atmosphère absorbe le bleu du Soleil et le rougit, ou que les poussières interstellaires absorbent le bleu des astres situées derrières et le rougissent - le rougissement est d'ailleurs lié à l'extinction interstellaire).

 

Comparons les indices de couleurs :

- Une géante rouge normale, comme Mira Ceti, a un B-V de +1,0. Pour Aldébaran il est de +1,5.

- Pour comparer, Bételgeuse (supergéante rouge) a un B-V de +1,5 aussi.

- Dans le cas des étoiles carbonées, ça va nettement plus loin. L'« étoile cramoisie » (R Lep) est à +2,7. T Lyrae est à +5,5 ! (Je ne connais pas mieux.)

[Fitz]

Ha ok merci.... C'est bon à savoir:)

 

C'est un peu la dispersion de Rayleigh à grande échelle non?

[ChiCyg]

Encore une fois, le spectre des étoiles carbonées n'est pas dû au carbone (qui provoque peu de raies dans les spectres) mais dû à différentes molécules carbonées qui provoquent l'essentiel de l'absorption sur un peu tout le spectre de ces étoiles.

 

Les étoiles carbonées ne sont pas anormalement rouges. Il y a des étoiles carbonées plus ou moins "froides" donc plus ou moins "rouges".

 

En fait, la forme générale du spectre dépend d'abord de la température de l'atmosphère (corps noir). Cette forme est plus ou moins "amputée" par les bandes d'absorption moléculaires soit du côté des grandes longueurs d'onde (rouge) soit du côté des petites longueurs d'ondes (bleu), soit des deux. Les molécules se forment en fonction de la composition de l'atmosphère (en particulier rapport C/O) et aussi de la température, certaines molécules comme CO étant très "solides" (il y en a dans l'atmosphère solaire), d'autres plus fragiles C2H2, ... mais, de manière générale, plus la température est froide, plus de molécules se forment.

 

Betelgeuse a une température effective de l'ordre de 3500 K : son rayonnement maximum est donc à la limite de la "fenêtre" spectrale de nos yeux. Mira est encore plus froide (au-dessous de 3000 K) son maximum est donc vers 1 micron.

 

Certaines carbonées sont relativement "chaudes", d'autres très "froides". Idem pour les "oxygen-rich".

['Bruno]

Ah, zut, c'est donc plus compliqué que ce que je croyais ? J'avais pourtant consulté un peu de documentation à ce sujet, à une époque, et c'est ce qui en ressortait... Tu es sûr que T Lyrae a une température aussi faible que ne l'indique son indice de couleur ?

[ChiCyg]

T Lyr est une irregulière qui varie grosso modo entre 7.5 et 9. en général, le type spectral varie probablement avec la magnitude, et donc la température aussi.

 

Il est difficile de déterminer la température des étoiles les plus froides à partir de leur seul type spectral parce que l'absorption moléculaire "masque" ou déforme le spectre de corps noir et aussi parce que les étoiles les plus froides sont aussi les plus "poussiéreuses" ce qui contribue aussi à cacher la photosphère. Par exemple les OH-IR qui sont parmi les plus brillantes du ciel en magnitudes absolues sont absolument invisibles dans le visible : elles ne sont vues qu'en infrarouge.

 

T Lyr est de spectre C6,5 il est probable que sa température effective soit de l'ordre de 3200 K plus que Mira (en dessous de 3000 K).

[Fitz]

Donc si on résume.

 

Ce sont des géantes rouges issues d'étoiles de masse 4-8 Ms. Elle sont étendues et froides.

 

Les mouvement de convection remontent pour une raison encore inconnue le carbone fabriqué dans le coeur de l'étoile.

 

Ce carbone réagit dans l'atmosphère avec d'autres atomes pour former des molécules de monoxyde de carbone et de composés organiques.

 

Comme toutes les géantes rouges (ou alors plus que la moyenne?), les étoiles carbonées perdent une partie de leur atmosphère sous forme de vent stellaire.

 

Une fois suffisamment refroidit, le vent stellaire riche en composés organiques se condense en poussières qui masque complètement l'étoile dans le visible. Les étoiles carbonées ne sont donc visibles que dans l'infrarouge.

 

comme toutes les géantes rouges, les étoiles carbonées perdent petit à petit leur enveloppe externe tandis que leur coeur se contracte. Il ne reste alors qu'une nébuleuse planétaire (ou pas?) et une naine blanche.

['Bruno]

Lyr est de spectre C6,5 il est probable que sa température effective soit de l'ordre de 3200 K plus que Mira (en dessous de 3000 K).

Donc elle devrait être un peu moins rouge que Mira. C'est dans ce sens que l'imaginais qu'on pouvait parler d'"anormalement rouge".

[ArthurDent]

Donc si on résume.

 

Ce sont des géantes rouges issues d'étoiles de masse 4-8 Ms. Elle sont étendues et froides.

Ou des naines blanches, qui ne collent avec aucun modèle de formation connu ...

http://www.nature.com/nature/journal/v450/n7169/abs/nature06318.html

[Fitz]

ouais mais c'est pas de ça qu'on parles. Même si ces dites naines blanches peuvent être les coeurs éteints de ces ex géantes rouges...

['Bruno]

Je viens de relire ce que dit Michel Petit dans L'évolution stellaire, et il appelle "étoiles carbonées" les étoiles variables de type RCB. Moi je pensais qu'on donnait ce nom aux étoiles de type spectral C quelque chose. Mais peut-être que les RCB en sont un sous-ensemble ?

[ChiCyg]

Ce sont des géantes rouges issues d'étoiles de masse 4-8 Ms. Elle sont étendues et froides.

Comme le précise ArthurDent il n'y a pas que des AGB qui ont un spectre de carbonées bien qu'elles soient les plus nombreuses parmi les carbonées.

 

Elles peuvent avoir des masses plus faibles que 4 à 8 masses solaires. Simplement si ce sont des AGB (sur la branche asymptotique des géantes), il faut qu'elles aient eu le temps d'évoluer en moins de 14 milliards d'années. Leur masse ne peut donc pas être bien inférieure à 1 masse solaire sinon elles seraient encore sur la séquence principale (à moins que l'univers ait plus de 14 milliards d'années ;) ).

Les mouvement de convection remontent pour une raison encore inconnue le carbone fabriqué dans le coeur de l'étoile.

Non, dans le coeur le carbone, l'oxygène et l'azote sont normalement produits et participent à la production d'helium (cycle CNO). Il est normal qu'une partie plus ou moins importante du coeur se mélange à l'enveloppe et de là à l'atmosphère. A ma connaissance, on ne sait pas pourquoi certaines étoiles ont un peu plus de carbone que d'oxygène dans leur atmosphère.

Ce carbone réagit dans l'atmosphère avec d'autres atomes pour former des molécules de monoxyde de carbone et de composés organiques.

Oui, en fait dès que la température est suffisamment faible, les ions se recombinent avec les électrons en atome et ensuite, les atomes en molécules. Comme dans le coeur, pour les réactions nucléaires, il s'agit d'un équilibre. Des molécules sont constamment détruites et reconstituées, de même que dans le coeur des noyaux sont constamment détruits et reconstitués. Les molécules les plus importantes en nombre sont surtout H2, puis CO, H2O, N2 s'il y a plus d'oxygène que de carbone, sinon H2 et CO, N2, CN, CH, CH4, HCN, ...

H2 et N2 ne produisent aucune absorption dans le spectre visible ou infrarouge.

Comme toutes les géantes rouges (ou alors plus que la moyenne?), les étoiles carbonées perdent une partie de leur atmosphère sous forme de vent stellaire.

Les AGB en général perdent de la masse avant de devenir des nébuleuses planétaires. Voir par exemple la trainée de Mira qui est une AGB "oxygen-rich".

Une fois suffisamment refroidit, le vent stellaire riche en composés organiques se condense en poussières qui masque complètement l'étoile dans le visible. Les étoiles carbonées ne sont donc visibles que dans l'infrarouge.

La poussière se forme près de l'atmosphère dès que la température est suffisamment basse. Elle est soit carbonée si l'étoile est carbonée, soit silicatée si l'étoile est "oxygen-rich". En fait, la poussière est en partie responsable de la perte de masse parce que la pression de radiation de l'étoile s'applique surtout sur les grains de poussière qui entrainent le gaz. Si l'étoile est entourée de beaucoup de poussière, elle devient invisible dans le visible, elle reste visible dans l'infrarouge.

comme toutes les géantes rouges, les étoiles carbonées perdent petit à petit leur enveloppe externe tandis que leur coeur se contracte. Il ne reste alors qu'une nébuleuse planétaire (ou pas?) et une naine blanche.

Oui, mais c'est le cas aussi pour les "oxygen-rich". Il semble que cette perte de masse se fasse plus violemment à certains épisodes de la vie de l'AGB lors de "flashes d'helium" et que la transformation définitive en nébuleuse planétaire + naine blanche ait lieu au cours d'un dernier flash d'helium.

['Bruno]

Voici un extrait du site de J. Kaler ( http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/sowlist.html ) :

 

« There is little doubt, however, about the redness of the select set of deep red "carbon stars." Not only are they among the coolest known (such that red and infrared dominate), but they have also -- through internal nuclear fusion and convection (up and down gas motion) -- changed their external ratios of carbon to oxygen. Oxygen usually well dominates carbon, but in the carbon stars, carbon is in the ascendancy, and the resulting carbon molecules remove what little blue light is left, leaving the stars a vivid red. »

 

Ça a l'air de dire que dans ces étoiles, le ratio carbone/oxygène est modifié par fusion nucléaire interne et convection.

[ChiCyg]

Rien n'est simple en physique stellaire (c'est pas comme en cosmologie où tout est limpide :) ... excusez, j'ai pas pu m'en empêcher ).

 

Sérieux, chaque fois qu'on a l'impression de trouver une piste solide, il y a des contre-exemples. Une des idées est qu'une étoile AGB, en fin de vie, est d'abord riche en oxygène et qu'après plusieurs flashes d'helium elle s'enrichit en carbone. Pourtant on trouve des AGB très évoluées encore riches en oxygène et, au contraire, des étoiles riches en carbone a priori moins évoluées.

 

On peut imaginer plusieurs causes :

1) l'étoile est née dans un environnement riche en carbone et elle en garde la trace,

2) du carbone est "remonté" dans les phases convectives des flashes d'helium,

3) l'atmosphère de l'étoile a été enrichie en carbone par un transfert de masse d'un compagnon,

4) la perte de masse s'est faite au dépend de l'oxygène, laissant plus de carbone.

 

Aucune explication n'est complètement satisfaisante. Par exemple, l'enrichissement par convection depuis le coeur, ne permet pas d'expliquer pourquoi il ne se produit pas pour toutes les AGB.

 

Il se trouve qu'il y a des étoiles qui présentent d'autres anomalies de composition : riches en barium, en helium, en lithium, en azote, ... suivant les cas des explications différentes sont proposées.

[ArthurDent]

Rien n'est simple en physique stellaire (c'est pas comme en cosmologie où tout est limpide :) ... excusez, j'ai pas pu m'en empêcher ).

 

J' allais le dire

 

Même pas foutu d' expliquer le taux de carbone dans l'atmosphère d'une naine blanche, et ça se permet de critiquer le Big Bang sous prétexte qu'il ne colle pas pile poil aux observations (désolé. Promis, j' arrête).

 

Certains mauvais esprits prétendent même que les carbonées de type AGB sont en fait atypiques (simplement, elle sont brillantes donc plus facile à repérer, mais des obervations plus systématiques ont remonté plein d' étoiles riches en carbone, de luminosité faible, et avec un mouvement propre élevé, ce qui laisse comme seule explication plausible des naines proches.

 

Il semblerait que personne ne sache expliquer la présence de ces étoiles (qui sont de toutes les couleurs et toutes les températures). Les naines carbonées, ça a surpris tout le monde, on dirait.

 

Les hypothèses évoquées par ChiCyg ("pollution" de l' atmosphère par des AGBs de la génération précédente ou autres générateurs de carbone, systèmes multiples, convection, etc) peinent à expliquer les observations. Pour l' instant, mystère et boule de gaz.

 

 

Pour rappel, aux dernières nouvelles, personne ne sait comment on allume une supernovae, non plus. Ni comment marche les mécanismes d' effondrement des proto-étoiles (cf une vieille discussion sur le sujet).

 

C'est vachement compliqué, une étoile, dès qu' on creuse un poil.

[Fitz]

Attendez je ne comprend plus rien.

 

Que veut dire AGB?

 

Comment ça on a trouvé des étoiles "carbonées" de toutes les couleurs et températures "carbonées"? (sources?)

 

[ChiCyg, t'as oublié les étoiles à rubidium]

[Invité akira]

Attendez je ne comprend plus rien.

 

Que veut dire AGB?

 

Comment ça on a trouvé des étoiles "carbonées" de toutes les couleurs et températures "carbonées"? (sources?)

 

[ChiCyg, t'as oublié les étoiles à rubidium]

 

asymptotic giant branch ?

[ArthurDent]

AGB : voir la réponse d' Akira. C' est ce qu' on appelle, nous amateurs , "étoiles carbonées" : Des géantes rouges avec abondance de carbone anormale , et celles-là sont bien rouges.

 

Mais les pros ont aussi découvert de nombreuses naines blanches carbonées (qui ne sont pas rouges) et quelques étoiles sur la séquence principale, carbonées aussi. L' hypothèse étant que celles-ci ont été "contaminées" par le milieu interstellaire ou un compagnon (mais je crois que ces hypothèses ne marchent pas fantastiquement bien).

 

J' ai pas les références sous la main, donc j' ai peut-être confondu ? Si j' ai le temps, je

rechercherais ça ce WE.

[sunfish22]

Bonsoir,

 

Un document ou l'on voit page 3 un diagramme HR montrant le cycle :

- RGB : Géantes Rouges

- AGB : Branche asymptotique des Géantes

- HB : Branche Horizontale (dont les RR Lyrae font partie)

- Post AGB

 

http://ster.kuleuven.be/pub/verhoelst_phd/chapter1.pdf

 

Agnès Acker "Astronomie - Astrophysique introduction" P218/219:

 

"Les vieilles étoiles géantes rouges sont des usines à poussières" ("shells of dust" chez les rosbifs)

 

"La fin du stade AGB s'accompagne d'une intense perte de masse (superwind) 10^-5 à 10^-4 Masses solaire par an (contre 10^-14 masse solaire pour le vent solaire actuel)"

 

Jean

[ChiCyg]

ArthurDent, il me semble que ce tu dis plus haut n'est pas tout à fait exact .

Les AGB (des étoiles qui sont sur la branche asymptotique des géantes) sont en fin de vie - elles finissent de brûler leur helium. On voit bien cette branche asymptotique sur le diagramme HR de M3 qui est sur la droite de la figure 1.2 de la thèse citée par sunfish22 au #29.

 

On trouve :

. des AGB qui ont plus d'oxygène que de carbone dans leur atmosphère : ce sont des "oxygen-rich" (plus nombreuses que les carbonées)

. des AGB qui ont plus de carbone que d'oxygène dans leur atmosphère : on le voit dans le schéma de la figure 1.3 de la même thèse.

 

Ce schéma présente de gauche à droite (du centre de l'étoile vers l'extérieur):

. le coeur formé de carbone et d'oxygène ("résidus" de la fusion de l'helium)

. les "coquilles" dans lesquelles l'helium et l'hydrogène fusionnent encore ainsi que la zone "s-process" dans lesquels des éléments lourds sont formés par capture de neutrons,

. l'enveloppe convective,

. l'atmosphère, convective elle aussi, et assez agitée,

. la zone juste au-dessus de l'atmosphère où se forme la poussière et le "vent" stellaire.

 

Dans la partie supérieure il y a le cas des étoiles oxygénées avec des molécules riches en oxygène : H2O, TiO, VO, SiO qui forment ensuite des poussières à base de silicate,

Dans la partie inférieure il y a le cas des étoiles carbonées avec des molécules riches en carbone : CN, C2H2, C2, HCN, SiC qui forment ensuite des poussières à base de carbone amorphe ou de carbure de silicium.

 

La figure 1.4 présente trois spectres :

. en haut celui de Mira (omicron Ceti) qui est une AGB "oxygen-rich" et qui montre des bandes de molécules et de poussières oxygénées,

. en bas celui de RY Dra qui est une carbonée avec des bandes de molécules carbonées,

. entre les deux une "ni-ni" qui doit avoir à peu près autant d'oxygène que de carbone et qui montre des similitudes avec les deux autres spectres.

 

Toutes les carbonées ne sont pas des géantes AGB mais c'est l'immense majorité des carbonées. Les naines carbonées sont rares et froides. On décrète le caractère "carboné" si le spectre montre des bandes d'absorption de molécules carbonées. Donc toutes les carbonées sont assez froides, enfin suffisamment froides pour former des molécules.

[ArthurDent]

ArthurDent, il me semble que ce tu dis plus haut n'est pas tout à fait exact

Possible ChiCyg.

 

Les naines carbonées sont rares et froides. On décrète le caractère "carboné" si le spectre montre des bandes d'absorption de molécules carbonées

Donc, selon toi, ce type de naines blanches ne rentre pas dans la catégorie "étoile carbonée" malgré la présence dominante du carbone dans l' atmosphère ?

 

http://www.nature.com/nature/journal/v450/n7169/abs/nature06318.html

http://www.sciencedaily.com/releases/2007/11/071121145005.htm

http://arxiv.org/abs/0711.3227

In May 2007, "out of pure desperation, I decided to try modeling a pure-carbon atmosphere. It worked," Dufour said. "I found that if I calculated a pure carbon atmosphere model, it reproduces the spectra exactly as observed. No one had calculated a pure carbon atmosphere model before. No one believed that it existed. We were surprised and excited."

Dufour and his colleagues have identified eight carbon-dominated atmosphere white dwarf stars among about 200 DQ stars they've 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. "These stars are too hot to be explained by the standard convective dredge-up scenario, so there must be another explanation," Dufour said.

 

18000~23000 K, pour moi, ça n' est pas vraiment froid.

 

Mais peut-être que ça n' entre pas dans la définition d' étoiles carbonées, vu que l' athmospère est supposée être constituée de pratiquement 100% de carbone (et non de molécules carbonées) ?

 

Et sinon, que penser de :

http://arxiv.org/abs/astro-ph/9608003

Most stars in our Galaxy with photospheric C/O>1 (carbon stars) are not giants but dwarfs.

qui laisse penser que la définition de "carbon star" est juste que dans l' atmosphère, la proportion de carbone est plus importante que la proportion d' oxygène, et non une histoire de molécules carbonées, d'où ma confusion ...