Étoile d'hélium extrême - Extreme helium star
Une étoile à l'hélium extrême (abrégé EHe ), ou une variable PV Telescopii , est une supergéante de faible masse qui est presque dépourvue d' hydrogène , l' élément chimique le plus commun de l' Univers . Puisqu'il n'y a pas de conditions connues où des étoiles dépourvues d'hydrogène peuvent être formées à partir de nuages moléculaires , il est théorisé qu'elles sont le produit de la fusion de naines blanches à noyau d'hélium et à noyau de carbone-oxygène .
Propriétés
Les étoiles à l'hélium extrême forment un sous-groupe dans la catégorie plus large des étoiles déficientes en hydrogène . Ce dernier comprend fraîches étoiles de carbone comme R Coronae les variables Borealis , hélium riche classe spectrales O ou B étoiles, population I étoiles Wolf-Rayet , AM étoiles CVn , naines blanches de WC de type spectral, et les étoiles de transition comme PG 1159 .
La première étoile d'hélium extrême connue, HD 124448 , a été découverte en 1942 par Daniel M. Popper à l' observatoire McDonald près de Fort Davis, Texas , États-Unis. Cette étoile ne présentait pas de raies d'hydrogène dans son spectre, mais de fortes raies d'hélium ainsi que la présence de carbone et d'oxygène. Le second, PV Telescopii , a été découvert en 1952 et en 1996, 25 candidats au total avaient été trouvés. (Cette liste a été réduite à 21 en 2006.) Une caractéristique commune de ces étoiles est que le rapport d'abondance du carbone à l'hélium est toujours de l'ordre de 0,3 à 1%. Ceci malgré une grande variation des autres rapports d'abondance dans les étoiles EHe.
Les étoiles à hélium extrêmes connues sont des supergéantes où l'hydrogène est sous-abondant d'un facteur 10 000 ou plus. Les températures de surface de ces étoiles varient de 9 000 à 35 000 K. Elles sont principalement composées d'hélium, le deuxième élément le plus abondant, le carbone, formant environ un atome pour 100 atomes d'hélium. La composition chimique de ces étoiles implique qu'elles ont subi à la fois de l'hydrogène et de l'hélium à un certain stade de leur évolution .
Modèles théoriques
Deux scénarios possibles ont été proposés pour expliquer la composition des étoiles à hélium extrêmes.
- Le modèle double dégénéré (DD) expliquait que les étoiles se formaient dans un système binaire composé d'une naine blanche d'hélium plus petite et d'une naine blanche carbone-oxygène plus massive. Les deux étoiles avaient cessé de produire de l'énergie par fusion nucléaire et étaient désormais des objets compacts . L'émission de rayonnement gravitationnel a provoqué la désintégration de leur orbite jusqu'à leur fusion. Si la masse combinée ne dépasse pas la limite de Chandrasekhar , l'hélium s'accroîtra sur le nain CO et s'enflammera pour former une supergéante. Plus tard, cela deviendra une étoile EHe avant de se refroidir pour devenir une naine blanche.
- Le modèle du flash final (FF) a suggéré qu'une étoile EHe pourrait se former comme un stade évolutif tardif d'une étoile après avoir quitté la branche géante asymptotique . Alors que l'étoile se refroidit pour former une naine blanche, l'hélium s'enflamme dans une coquille autour du noyau, provoquant une expansion rapide des couches externes. Si l'hydrogène de cette enveloppe est consommé, l'étoile devient déficiente en hydrogène et se contracte pour former un EHe.
L'examen de l'abondance des éléments de sept étoiles EHe concordait avec ceux prédits par le modèle DD.