Étoile à baryum

Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.
Aller à : navigation, rechercher

Une étoile à baryum est une géante rouge de type spectral G ou K dont le spectre indique une surabondance d'éléments chimiques issus du processus S à travers la présence de la raie Ba II à λ = 455,4 nm du baryum ionisé une fois Ba+.

Ces étoiles présentent également des caractéristiques spectrales du carbone à travers les raies du méthylidyne CH, du cyanogène CN et du carbone diatomique C2 (raies de Swan pour ce dernier).

L'étude de leur vitesse radiale indique que ce sont toujours des étoiles binaires[1],[2],[3], tandis que leur étude dans l'ultraviolet par l’International Ultraviolet Explorer a permis d'identifier au siècle dernier la présence de naines blanches dans certains de ces systèmes. On pense que les étoiles à baryum sont le résultat d'un transfert de masse — sous l'effet du vent stellaire notamment — au sein d'un système binaire d'une étoile carbonée de la branche asymptotique des géantes (AGB) vers une étoile de la séquence principale, qui se trouve de ce fait enrichie en carbone et en éléments synthétisés par son compagnon : après que ce transfert est terminé, l'étoile carbonée devient une naine blanche tandis que l'étoile de la séquence principale devient la géante rouge enrichie en carbone, baryum et autres éléments issus d'une nucléosynthèse stellaire par capture neutronique lente (processus S) qu'on observe aujourd'hui[4],[5].

Au cours de son évolution, une étoile à baryum est susceptible d'être plus grosse et plus froide qu'une étoile de type spectral G ou K, d'où un type spectral M mais avec une surabondance en éléments synthétisés par processus S qui lui confèrent une signature spectrale riche en zirconium Zr et monoxyde de zirconium ZrO, ce qui en fait une étoile de type S « extrinsèque ».

Zeta Capricorni, HR 774 et HR 4474 sont des étoiles à baryum.

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. (en) R. D. McClure, J. M. Fletcher et J. M. Nemec, « The binary nature of the barium stars », The Astrophysical Journal Letters, vol. 238,‎ , p. L35-L38 (lire en ligne) DOI:10.1086/183252.
  2. (en) Robert D. McClure et A. W. Woodsworth, « The binary nature of the barium and CH stars. III - Orbital parameters », The Astrophysical Journal, vol. 352,‎ , p. 709-723 (lire en ligne) DOI:10.1086/168573.
  3. (en) A. Jorissen et M. Mayor, « Radial velocity monitoring of a sample of barium and S stars using CORAVEL - Towards an evolutionary link between barium and S stars? », Astronomy and Astrophysics, vol. 198, no 1-2,‎ , p. 187-199 (ISSN 0004-6361, lire en ligne).
  4. (en) R. D. McClure, « The carbon and related stars », Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, vol. 79,‎ , p. 277-293 (ISSN 0035-872X, lire en ligne).
  5. (en) H. M. J. Boffin et A. Jorissen, « Can a barium star be produced by wind accretion in a detached binary? », Astronomy and Astrophysics, vol. 205, no 1-2,‎ , p. 155-163 (ISSN 0004-6361, lire en ligne).