carbonées, étoiles - astronomie.

carbonées, étoiles - astronomie. 1 PRÉSENTATION carbonées, étoiles, classe d'étoiles géantes ou supergéantes atypiques qui, par définition, possèdent en surface davantage de carbone que d'oxygène, à la différence des étoiles de même statut évolutif. L'enrichissement en carbone observé dans l'atmosphère de ces étoiles froides serait dû, pour une grande partie d'entre elles, à une contamination de leur surface externe par la matière issue des régions internes où s'est effectuée la nucléosynthèse du carbone. Tous les éléments lourds existant dans l'Univers, dont le carbone, sont synthétisés dans les étoiles. Ces éléments sont ensuite dispersés dans le milieu interstellaire lors d'événements violents tels que les explosions en supernova ou bien lors des phases d'intense perte de masse (vents stellaires) propres aux étoiles évoluées. La vie sur Terre étant fondée sur des composés de carbone, nous sommes, d'une certaine façon, constitués de « poussières d'étoiles « (William A. Fowler) dont beaucoup sont issues de ces étoiles carbonées. La plupart des étoiles contiennent peu de carbone et d'oxygène, puisque ces deux éléments chimiques ne sont synthétisés que tardivement dans la vie de l'étoile, lorsque le coeur de celle-ci a épuisé ses ressources en hydrogène. L'évolution de l'étoile se poursuit, si elle est suffisamment massive, avec amorçage dans le coeur de la fusion nucléaire de trois noyaux d'hélium en un noyau de carbone (voir Triple-alpha, processus). Cette phase est caractérisée par une expansion de l'enveloppe de l'étoile provoquée par la fusion en couche de l'hydrogène : c'est le stade des géantes et des supergéantes rouges. La quasi totalité des atomes de carbone dans les atmosphères froides des étoiles géantes s'associent avec des atomes d'oxygène pour former des molécules de monoxyde de carbone (CO). Ce n'est que lorsque l'abondance du carbone est supérieure à celle de l'oxygène, que des associations différentes s'opèrent et que ces bandes moléculaires à base de carbone (C2, CN, CH, C3) sont observées dans le spectre de ces étoiles carbonées (voir Spectroscopie). La plupart des étoiles carbonées se situent dans cette phase de fusion de l'hélium se produisant dans le coeur ou dans l'enveloppe de l'étoile (fusion de l'hélium en couches). Les étoiles carbonées se subdivisent en différentes classes selon leurs propriétés (luminosité, température effective), leur statut évolutif et le mécanisme à l'origine de l'enrichissement en carbone de leur surface. 2 ÉTOILES R ET ÉTOILES N Les étoiles carbonées se répartissent en deux classes principales. Les étoiles R sont des étoiles géantes (leur taille est de l'ordre de 50 fois le diamètre du Soleil) caractérisées par une température de surface relativement élevée pour des étoiles froides (4 000 à 5 000 K) et une luminosité relativement faible pour des étoiles géantes (2 000 fois la luminosité solaire). L'abondance élevée du carbone à la surface de ces étoiles proviendrait des conditions physiques particulières du coeur (rotation rapide) lors du flash de l'hélium. La convection au sein de ces étoiles combinée à une rotation rapide amènerait une fraction des atomes récemment synthétisés dans le coeur à la surface. Une fois achevée la phase avec flash, la fusion de l'hélium se poursuit selon un processus non explosif. Les étoiles R seraient observées à ce stade de leur évolution. Les étoiles N sont des supergéantes (leur taille est supérieure à 300 fois le diamètre du Soleil), très froides (environ 3 000 K) et très lumineuses (entre 2 000 et 20 000 fois la luminosité solaire). De profondes bandes d'absorption moléculaires caractérisent le spectre de ces étoiles. Découvertes pour la première fois en 1868, elles sont aussi nommées étoiles carbonées classiques. Ces étoiles connaissent une intense perte de masse sous la forme de vent stellaire (10-7 à 10-4 masse solaire par an). Elles sont suffisamment brillantes pour être observées dans les Nuages de Magellan (galaxie voisine de la nôtre) et les autres galaxies du groupe local. Un peu plus massives que les étoiles R, les étoiles N verraient s'amorcer la fusion de l'hélium dans le coeur sans connaître la phase explosive caractérisant le flash de l'hélium (masse du coeur stellaire supérieure à 1,44 fois la masse solaire) pour se poursuivre par la fusion de l'hélium en double couche (branche asymptotique des géantes). Cependant, à une étape ultérieure de leur évolution, une instabilité thermique se développe dans l'enveloppe stellaire et provoque une catastrophe thermonucléaire : le flash de l'hélium en couche (voir Étoile). Cet événement serait parfois suffisamment violent pour projeter une poche de carbone dans des couches relativement externes de l'étoile. La convection, comme dans le cas précédent, amènerait à la surface une fraction de cette couche de gaz. 3 AUTRES CLASSES D'ÉTOILES CARBONÉES Les étoiles variables R Coronae Borealis (R CrB) et les étoiles HdC sont des étoiles carbonées supergéantes caractérisées par une déficience d'hydrogène dans leur atmosphère. Leur température est comprise entre 3 000 et 15 000 K et leur luminosité est comparable à celle des étoiles carbonées classiques (étoiles N). Ces deux types d'étoiles seraient plus évoluées que les étoiles N. Une fraction de leur enveloppe externe aurait été expulsée après le flash de l'hélium en couches découvrant des couches plus internes de l'étoile comportant les poches de carbone produites lors de cette catastrophe thermonucléaire. Les étoiles Wolf Rayet sont des étoiles très chaudes (entre 25 000 et 100 000 K) et très brillantes (entre 30 000 et 500 000 fois la luminosité solaire) ne comportant à leur surface aucune trace d'hydrogène. Une partie des étoiles Wolf Rayet sont des étoiles carbonées (étoiles WC). Leur taux de perte de masse est très intense (10-4 masse solaire par an). Ces étoiles auraient perdu la quasi totalité de leur enveloppe sous forme de vents stellaires, ce qui conduit à mettre à nu le coeur de carbone synthétisé lors de la fusion de l'hélium au centre de l'étoile. Une dernière catégorie d'étoiles carbonées regroupe les étoiles appartenant à des systèmes binaires (voir Binaire, étoile) et sur lesquelles un transfert de masse issu de l'étoile évoluée compagnon (étoile secondaire) aurait pour effet d'enrichir l'atmosphère de l'étoile primaire en éléments lourds, tels que le carbone. Ces étoiles (étoiles CH, étoiles sgCh et les étoiles à baryum) sont relativement chaudes (entre 4 000 et 6 000 K) et très peu brillantes (entre 1 et 2 000 fois la luminosité solaire). Microsoft ® Encarta ® 2009. © 1993-2008 Microsoft Corporation. Tous droits réservés.