Les étoiles carbonées
Les étoiles carbonées sont des étoiles qui ont plus de carbone que d’oxygène dans leurs atmosphères. Ce sont généralement des étoiles évoluées, approchant de la fin de leur vie. La plupart des étoiles carbonées connues sont des géantes ou supergéantes mais on trouve aussi des naines. Les étoiles carbonées se trouvent dans toutes les parties de la galaxie, mais plus couramment dans les bras bombés et spiraux de la Voie lactée.
Les étoiles carbonées se forment lorsqu’une étoile manque d’hydrogène dans son cœur. L’étoile commence alors à brûler de l’hélium dans son noyau, qui produit du carbone comme sous-produit. Le carbone diffuse ensuite vers l’extérieur à travers l’atmosphère de l’étoile, atteignant finalement la surface.
La présence de carbone dans l’atmosphère d’une étoile lui confère une couleur rouge particulère. En effet, le carbone absorbe la lumière bleue et verte, tout en permettant à la lumière rouge de se diffuser . Les étoiles carbonées peuvent varier en couleur du rose pâle à l’orange vif en passant par le rouge profond et saturé. Leurs spectres présentent de fortes bandes d’absorption moléculaire d’espèces chimiques contenant du carbone comme le CH,CN et C2 et pour les plus froides d’entre elles du SiC2 , C3 et d’autres molécules riches en carbone
La différence essentielle avec les étoiles de type M et les étoiles carbonées est la répartition relative de l’oxygène et du carbone. Dans les étoiles riches en oxygène , typiquement le type M, la plus grande partie du carbone est consommée dans la formation de molécules de CO, et le peu qui reste se combine pour former du CN et C2.
Quant aux étoiles carbonées, l’oxygène étant moins abondant que le carbone , il est essentiellement consommé pour former du CO et le reste, produit du TiO.
Les étoiles carbonées sont importantes pour plusieurs raisons. Elles sont une source de carbone pour le milieu interstellaire et peuvent aider à créer de nouvelles étoiles. Elles sont également importantes pour comprendre l’évolution des étoiles. En étudiant les étoiles carbonées, les astronomes peuvent en savoir plus sur la mort des étoiles et la naissance de nouvelles étoiles.
Certaines des étoiles de carbone les plus célèbres comprennent:
- R Leporis, également connue sous le nom de « star de Noël »
- BL Orionis, également connu sous le nom de « géant rouge »
- WZ Cassiopeiae, également connue sous le nom de « étoile variable »
- V Hydrae, également connu sous le nom de « supergéant rouge »
- La Superba, également connue comme la « plus grande star du carbone »
Les étoiles carbonées sont des objets fascinants qui peuvent nous apprendre beaucoup sur l’univers. Elles rappellent l’immensité et la beauté du cosmos, et ils offrent un aperçu des dernières étapes de la vie d’une étoile.
Voici quelques faits supplémentaires sur les étoiles carbonées:
- sont généralement beaucoup plus grandes que le Soleil, avec des diamètres pouvant aller de 100 à 1 000 fois le diamètre du Soleil.
- sont des étoiles froides, avec des températures de surface pouvant aller de 2 000 à 3 000 degrés Kelvin.
- sont très lumineuses, avec des luminosités qui peuvent varier de 100 à 10 000 fois la luminosité du Soleil.
- ont une durée de vie très courte, ne durant généralement que quelques millions d’années.
- sont importantes pour l’évolution chimique de la galaxie, car elles sont une source de carbone et d’autres éléments pour les nouvelles étoiles et planètes.
La première classification spectrale de A. Secchi
Les étoiles de carbone ont été découvertes pour la première fois dans les années 1860 par Angelo Secchi, un astronome italien. Secchi étudiait les spectres des étoiles quand il a remarqué que certaines étoiles avaient une couleur rouge distinctive. Il a appelé ces étoiles « étoiles de carbone » car leurs spectres montraient de fortes raies d’absorption de carbone. Il a créé ainsi un quatrième type de sa classification qui était la suivante :
Type 1: Comprend des étoiles blanc bleuâtre avec des spectres relativement simples, qui semblent être dominées par quelques lignes, mais très audacieuses. Il s’est avéré plus tard être les lignes d’hydrogène de la série Balmer. Cette caractéristique simple permet même aux débutants de classer grossièrement ces étoiles dans la classe A ou B tardive actuellement utilisée ( par ex. Sirius, Vega et Castor ).
Type 2: Contient des étoiles brillantes jaunes avec des spectres complexes, dominées par de nombreuses lignes métalliques, comme celles exposées par le Soleil, Capella, Arcturus et Pollux ( à peu près les classes actuelles F, G, K ).
Type 3: Comprend des étoiles orange rougeâtre avec des spectres de bande vibrante complexes et seulement quelques lignes discrètes. Ces larges absorbptions asymétriques atteignent la plus grande intensité à gauche, extrémité de la bande à ondes courtes et s’estompe lentement vers le côté à ondes longues ( rouge ). Ces fonctionnalités montrent, par exemple, Bételgeuse, Antares et Mira ( la classe M ) d’aujourd’hui.
Type 4: Contient des étoiles très rares et rougeâtres avec des bandes d’absorption vibrationnelles, mais leur intensité s’estompe vers le côté ( bleu ) ( par ex. étoile de carbone Z Piscium ). Secchi déjà reconnu que ces caractéristiques sont générées par le carbone.
Type 5: Comprend des étoiles ou des nébuleuses avec des lignes d’émission “ ” — comme nous le savons aujourd’hui.
Au début des années 1900, les astronomes ont commencé à étudier plus en détail les étoiles de carbone. Ils ont constaté que les étoiles de carbone sont généralement très froides, avec des températures de surface pouvant aller de 2 000 à 3 000 degrés Kelvin. Ils sont également très lumineux, avec des luminosités qui peuvent aller de 100 à 10 000 fois la luminosité du Soleil.
Classification spectrale
Dans la classification Henry Draper, ces étoiles sont regroupées dans les type R et N. Ces classes ont été définies en se basant sur l’apparence des spectres des étoiles carbonées, notamment la force des bandes d’absorption de C2 et CN ainsi que la teinte rouge des spectres. La classification R-N repose sur ces critères, mais il existe des incohérences et des doutes quant à la variation continue de la température de surface le long de cette séquence.
Keenan et Morgan ont suggéré que les étoiles R et N se distinguent des étoiles ordinaires par une plus grande abondance de carbone dans leur atmosphère. Cependant, la variation de cette abondance de carbone au sein du groupe des étoiles carbonées peut rendre difficile une classification basée uniquement sur les intensités absolues des bandes d’absorption.
Pour résoudre ce problème, ils proposèrent en 1941 d’organiser les étoiles dans une séquence basée sur deux indices : l’un relatif à la température, et le deuxiéme sur la composition en carbone (« C-classification system).
L’intensité des bandes C2 (bandes de Swann) donne le second paramétre, de 1 (à peine détectable) à 5 (pour les plus fortes). Ainsi une étoile C4,2 et une étoile carbonée du type spectral K3-K4 avec de faibles bandes de Swan.
Dans la classification Henry Draper, ces étoiles sont regroupées dans les type R et N. Ces classes ont été définies en se basant sur l’apparence des spectres des étoiles carbonées, notamment la force des bandes d’absorption de C2 et CN ainsi que la teinte rouge des spectres. La classification R-N repose sur ces critères, mais il existe des incohérences et des doutes quant à la variation continue de la température de surface le long de cette séquence.
Keenan et Morgan ont suggéré que les étoiles R et N se distinguent des étoiles ordinaires par une plus grande abondance de carbone dans leur atmosphère. Cependant, la variation de cette abondance de carbone au sein du groupe des étoiles carbonées peut rendre difficile une classification basée uniquement sur les intensités absolues des bandes d’absorption.
Pour résoudre ce problème, ils proposèrent en 1941 d’organiser les étoiles dans une séquence basée sur deux indices : l’un relatif à la température, et le deuxiéme sur la composition en carbone (« C-classification system).
L’intensité des bandes C2 (bandes de Swann) donne le second paramétre, de 1 (à peine détectable) à 5 (pour les plus fortes). Ainsi une étoile C4,2 et une étoile carbonée du type spectral K3-K4 avec de faibles bandes de Swan.
| Type spectral équivalent | sequence K & M 1941 |
|---|---|
| G4-G6 | C0 |
| G7-G8 | C1 |
| G9-K0 | C2 |
| K1-K2 | C3 |
| K3-K4 | C4 |
| K5-M0 | C5 |
| M1-M2 | C6 |
| M3-M4 | C7 |
Le "Système MK révisé 1993"
En 1993, l’ancien « système C » a été révisé pour devenir le « Système MK révisé 1993 » et adapté aux nouvelles découvertes. Il comprend cinq sous-classes (!), classées selon les symptômes spectraux – dont l’origine astrophysique reste cependant largement floue. Cela pourrait être une raison pour laquelle l’acceptation de ce système complexe, même près de 20 ans après son introduction, semble encore limitée. Le « système Keenan 1993 » utilise le format suivant :
C-Sub X n Sub : correspond à la sous-classe de l’étoile carbonée selon le tableau suivant
X : définit la position de l’étoile dans la séquence de température de la classe C. Cela forme une séquence parallèle aux classes spectrales de G4 à M4 (voir le tableau)
n : différents indices tels que répertoriés ci-dessous
| Type spectral équivalent | temperature effective de la photosphére (K) |
séquence C k & M 1993 |
séquence N k & M 1993 |
séquence CH K & M 1993 |
|---|---|---|---|---|
| G4-G6 | 4500 | C-R0 | C-H0 | |
| G7-G8 | 4300 | C-R1 | C-N1 | C-H1 |
| G9-K0 | 4100 | C-R2 | C-N2 | C-H2 |
| K1-K2 | 3900 | C-R3 | C-N3 | C-H3 |
| K3-K4 | 3650 | C-R4 | C-N4 | C-H4 |
| K5-M0 | 3450 | C-R5 | C-N5 | C-H5 |
| M1-M2 | -- | C-R6 | C-N6 | C-H6 |
| M3-M4 | -- | C-N7 | ||
| M5-M6 | -- | C-N8 | ||
| M7-M8 | ~2500 | C-N9 |
| Sous classe | Etat | Critéres et spécificités |
|---|---|---|
| G-R | intrinséque | Bandes de Swan fortes (C2) dans la partie bleue du spectre. Flux considérable dans la zone bleue/violette - diminuant avec des températures plus basses. Les types ultérieurs montrent des raies H - Balmer plus faibles, la raie Hβ servant d'indicateur de température. Les éléments du processus S présentent une intensité moyenne. L'intensité de la tête de bande C12 C13 à λ 4737 est supérieure à la moyenne. |
| C-N | intrinséque | Les éléments du processus S sont exceptionnellement intenses. Les premiers types C-N montrent une tendance aux bandes de Merril Sanford (carbure de silicium SiC2). Une absorption forte, large et diffuse, voire un flux à peine détectable, dans la plage bleue λ < 4400. Les bandes de Swan C2 sont plus faibles que celles des types C-R. |
| C-J | intrinséque | Bandes de Swan très intenses (C2) et absorptions de CN, ainsi que bandes de Merril Sanford (SiC2) et un excès infrarouge. |
| C-H | extrinséque | Absorptions de CH dominantes dans la zone bleue/violette. La bande de Fraunhofer G à λ 4300 est exceptionnellement présente, et les éléments du processus S sont intensifs et au-dessus de la moyenne. |
| C-Hd | -- | Hd indique une carence en hydrogène. Les raies d'hydrogène ou les absorptions de CH sont faibles, voire absentes. Les bandes de CN et de Swan (C2) sont intensives, souvent au-dessus de la moyenne. Il s'agit souvent de variables irrégulières de type R CrB, qui présentent des baisses soudaines et dramatiques de luminosité en raison de l'occultation de la photosphère par des nuages de poussière circumstellaires. |
Exemples de spectre :
WZ Cas - HD 224855
WZ Cas (1 500 al) est étoile carbonée veillissante sur la branche des géantes asymptotique (AGB), de température 2 500 K. .
C’est une étoile variable dont la magnitude varie de 6.3 à 8.8. Elle est située à environ 1540 al. Son rayon est 600 fois plus grand que celui du Soleil.
L’étoile bleu visible ( de type B magnitude 8.4) sur la photo, n’est pas liée gravitationnellement à WZ Cas. Il s’agit d’une étoile double optique.
Keenan (1993) lui a attribué une classification de C-N7 III : C 2 2 Li 10 , ce qui indique qu’il est du sous-type d’étoile N dans le système Morgan-Keenan révisé, avec un indice de force C 2 de 2 (un mesure de l’excès de carbone sur l’oxygène) et une ligne anormalement forte de lithium à 6707 Å .
Outre les bandes du cygne plutôt faibles (ici classifiées avec un indice de valeur 2), ce spectre est dominé par la ligne de Na I frappante, presque entièrement saturée (!). De plus, on observe une impressionnante absorption de lithium Li I (λ 6708), dont l’intensité est notée ici à 10. C’est pourquoi WZ Cassiopeiae est souvent appelée « étoile au lithium ». Cette intense ligne d’absorption Li I a été la première preuve de lithium en dehors du système solaire, découverte par McKellar en 1941. De plus, le profil est dominé par des bandes d’absorption de CN et de C2, et les raies de Balmer de l’hydrogène sont à peine reconnaissables ici.
