Étoile sous-naine de type O

Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.
Aller à : navigation, rechercher
Coupe transversale schématique d'une étoile sous-naine de type O

Une étoile sous-naine de type O (sdO - subdwarf O) est une étoile chaude, mais de faible masse. Les étoiles sous-naines de type O sont beaucoup moins lumineuses que les étoiles bleues de la séquence principale normales, mais leur luminosité est environ 10 à 100 fois supérieure à celle du Soleil[1] et leur masse est environ deux fois moins importante que celle du Soleil. Leur température est comprise entre 40 000 et 100 000 K. L'hélium ionisé est bien visible sur leur spectre. L'accélération gravitationnelle, exprimée en log « g », est comprise entre 4,0 et 6,5[2]. Beaucoup d'étoiles sdO se déplacent à grande vitesse à travers la Voie lactée et sont identifiées à des latitudes galactiques élevées[3].

Structure[modifier | modifier le code]

Une étoile sdO est considérée comme étant constituée d'un noyau de carbone et d'oxygène entouré d'une couche d'hélium en combustion. Le spectre indique que les étoiles sdO sont composées de 50 à 100 % d'hélium[2].

Historique[modifier | modifier le code]

Au début des années 1970, Jesse Greenstein et Anneila Sargent ont mesuré les températures et les forces gravitationnelles de ces étoiles et ont ainsi pu déterminer leur position exacte sur le diagramme de Hertzsprung-Russell. L'étude Palomar-Green, les études Hambourg, le Sloan Digital Sky Survey et le Supernova Ia Progenitor Survey (ESO-SPY) ont permis de récolter des données sur un certain nombre de ces étoiles[4].

Occurrence[modifier | modifier le code]

Les étoiles sdO sont trois fois moins nombreuses que les étoiles sous-naines de type B (sdB)[4].

Spectre[modifier | modifier le code]

En réalité, il existe plusieurs spectres pour les étoiles sdO. Ils peuvent être regroupés en deux catégories : ceux ayant des raies d'hélium intenses, appelés He-sdO, et ceux ayant des raies d'hydrogène très intenses, appelés H intense sdO. Les He-sdO ne sont pas très fréquents[4]. Généralement, l'azote est enrichi et le carbone, appauvri. Cependant, il existe des variations, avec une augmentation de la concentration d'éléments chimiques dont le nombre atomique est pair, tels que le carbone, l'oxygène, le néon, le silicium, le magnésium ou le fer[2].

Exemples[modifier | modifier le code]

  • HD 128220 a été étudiée par Corrado Bartolini[2].
  • HIP 52181 pulse à une fréquence de 1,04 millihertz[2].
  • HD 49798 (en) est une étoile binaire à rayon X faible en carbone située à 830 pc[3].
  • US 708 est une étoile à très grande vitesse qui dépasse la vitesse de libération de la Voie lactée[5].

Évolution stellaire[modifier | modifier le code]

Elles peuvent être représentées sur le diagramme de Hertzsprung-Russell. Elles représentent deux stades de l'évolution stellaire : post-branche asymptotique des géantes AGB (étoile sdO lumineuse) et post-branche horizontale extrême (étoile sdO compacte). Les étoiles post-AGB sont normalement situées dans des nébuleuses planétaires, mais seules quatre étoiles sdO sont connues pour se trouver dans une telle nébuleuse. Les étoiles sdO compactes seraient des descendantes des étoiles sdB. Cependant, leurs données statistiques ne correspondent pas à celles des étoiles sdB. Selon une théorie alternative, les étoiles sdO se seraient formées suite à la fusion de deux naines blanches. Ce phénomène peut se produire lorsqu’une étoile binaire proche se décompose à cause des ondes gravitationnelles[2].

Références[modifier | modifier le code]

  1. (en) Ralf Napiwotski, « The Origin of Helium Rich Subdwarf O Stars » (consulté le 9 juin 2011).
  2. a, b, c, d, e et f (en) Raquel Obeiro Rey, « Asterosismology of Hot Subdwarf Stars » (consulté le 9 juin 2011).
  3. a et b (en) R. Viotti, D. Cardini, A. Emanuele et M. Badiali, « The Luminosity and Kinematics of a Sample of Hot Subdwarfs » (consulté le 9 juin 2011), p. 395–396.
  4. a, b et c (en) Ulrich Heber, « Hot Subdwarf Stars », Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 47,‎ , p. 211–251 (DOI 10.1146/annurev-astro-082708-101836, Bibcode 2009ARA&A..47..211H, lire en ligne).
  5. Texte en accès libre sur arXiv : 0805.1050..