Étoile de type S - S-type star

W Aquilae est une étoile de type S et une variable Mira avec un compagnon proche résolu par le télescope spatial Hubble .

Une étoile de type S (ou simplement une étoile S ) est une géante froide avec des quantités à peu près égales de carbone et d' oxygène dans son atmosphère. La classe a été définie à l'origine en 1922 par Paul Merrill pour les étoiles avec des raies d'absorption inhabituelles et des bandes moléculaires maintenant connues pour être dues aux éléments du processus s . Les bandes de monoxyde de zirconium (ZrO) sont une caractéristique déterminante des étoiles S.

Les étoiles de carbone ont plus de carbone que d'oxygène dans leur atmosphère. Dans la plupart des étoiles, comme les géantes de classe M, l'atmosphère est plus riche en oxygène qu'en carbone et on les appelle étoiles riches en oxygène . Les étoiles de type S sont intermédiaires entre les étoiles de carbone et les géantes normales. Elles peuvent être regroupées en deux classes : les étoiles S intrinsèques , qui doivent leur spectre à la convection des produits de fusion et des éléments du processus s à la surface ; et les étoiles S extrinsèques , qui sont formées par transfert de masse dans un système binaire .

Les étoiles intrinsèques de type S sont sur la partie la plus lumineuse de la branche géante asymptotique , une étape de leur vie durant moins d'un million d'années. Beaucoup sont des étoiles variables à longue période . Les étoiles S extrinsèques sont des variables semi - régulières ou irrégulières moins lumineuses et à durée de vie plus longue, souvent de plus petite amplitude . Les étoiles S sont relativement rares, les étoiles S intrinsèques formant moins de 10 % des étoiles à branches géantes asymptotiques de luminosité comparable, tandis que les étoiles S extrinsèques forment une proportion encore plus faible de toutes les géantes rouges.

Caractéristiques spectrales

Les étoiles froides, en particulier de classe M , présentent des bandes moléculaires, avec l' oxyde de titane (II) (TiO) particulièrement fort. Une petite proportion de ces étoiles froides montre également de fortes bandes d'oxyde de zirconium (ZrO) correspondantes. L'existence de bandes ZrO clairement détectables dans les spectres visuels est la définition d'une étoile de type S.

Les principales séries ZrO sont :

• série , dans le bleu à 464,06 nm, 462,61 nm et 461,98 nm
• série β, dans le jaune à 555,17 nm et 571,81 nm
• série γ, dans le rouge à 647,4 nm, 634,5 nm et 622,9 nm

La définition originale d'une étoile S était que les bandes de ZrO devraient être facilement détectables sur des plaques spectrales photographiques à faible dispersion, mais des spectres plus modernes permettent l'identification de nombreuses étoiles avec un ZrO beaucoup plus faible. Les étoiles MS, intermédiaires avec les étoiles de classe M normales, ont un ZrO à peine détectable mais des spectres de classe M par ailleurs normaux. Les étoiles SC, intermédiaires avec les étoiles au carbone, ont des ZrO faibles ou indétectables, mais des raies D de sodium fortes et des bandes C ₂ détectables mais faibles .

Les spectres d'étoiles S montrent également d'autres différences par rapport à ceux des géantes normales de classe M. Les bandes TiO caractéristiques des géantes froides sont affaiblies dans la plupart des étoiles S, par rapport aux étoiles M de température similaire, et complètement absentes dans certaines. Caractéristiques relatives aux processus s isotopes tels que YO bandes , Sr I lignes , Ba II des lignes et des bandes LaO , ainsi que des lignes D de sodium sont tous beaucoup plus forts. Cependant, les bandes VO sont absentes ou très faibles. L'existence de raies spectrales de la période 5 éléments Technetium (Tc) est également attendue à la suite de la capture de neutrons du processus s, mais une fraction substantielle des étoiles S ne montre aucun signe de Tc. Les étoiles avec de fortes raies Tc sont parfois appelées étoiles au Technétium , et elles peuvent être de classe M, S, C ou des classes intermédiaires MS et SC.

Certaines étoiles S, en particulier les variables Mira , présentent de fortes raies d' émission d' hydrogène . Le H _de l'émission est souvent exceptionnellement forte par rapport aux autres lignes de la série de Balmer dans une étoile de M normal, mais cela est dû à la faiblesse de la bande TiO qui, autrement , diluer le H _de l'émission.

Schémas de classification

La classe spectrale S a été définie pour la première fois en 1922 pour représenter un certain nombre de variables à longue période (c'est-à-dire des variables Mira) et d'étoiles avec des spectres particuliers similaires. De nombreuses raies d'absorption dans les spectres ont été reconnues comme inhabituelles, mais leurs éléments associés n'étaient pas connus. Les bandes d'absorption maintenant reconnues comme dues au ZrO sont clairement répertoriées comme caractéristiques majeures des spectres de type S. À cette époque, la classe M n'était pas divisée en sous-classes numériques, mais en Ma, Mb, Mc et Md. La nouvelle classe S était simplement laissée en S ou Se en fonction de l'existence de raies d'émission. Il a été considéré que les étoiles Se étaient toutes des LPV et que les étoiles S étaient non variables, mais des exceptions ont depuis été trouvées. Par exemple, π ¹ Gruis est maintenant connu pour être une variable semi - régulière .

La classification des étoiles S a été révisée plusieurs fois depuis sa première introduction, pour refléter les progrès dans la résolution des spectres disponibles, la découverte d'un plus grand nombre d'étoiles de type S et une meilleure compréhension des relations entre les différents types spectraux de géantes lumineuses froides .

Notation virgule

La formalisation de la classification en étoile S en 1954 a introduit un schéma à deux dimensions de la forme SX,Y. Par exemple, R Andromedae est répertorié comme S6,6e.

X est la classe de température . Il s'agit d'un chiffre entre 1 (bien que le plus petit type répertorié soit S1.5) et 9, destiné à représenter une échelle de température correspondant approximativement à la séquence de M1 à M9. La classe de température est en fait calculée en estimant les intensités pour les bandes ZrO et TiO, puis en additionnant la plus grande intensité avec la moitié de la plus petite intensité.

Y est la classe d'abondance . C'est aussi un chiffre entre 1 et 9, attribué en multipliant le rapport des bandes ZrO et TiO par la classe de température. Ce calcul donne généralement un nombre qui peut être arrondi pour donner le chiffre de la classe d'abondance, mais il est modifié pour des valeurs plus élevées :

• 6,0 - 7,5 cartes à 6
• 7,6 - 9,9 cartes à 7
• 10.0 – 50 cartes à 8
• > 50 cartes à 9

En pratique, les types spectraux des nouvelles étoiles seraient attribués en se référant aux étoiles standards, car les valeurs d'intensité sont subjectives et seraient impossibles à reproduire à partir de spectres pris dans des conditions différentes.

Un certain nombre d'inconvénients sont apparus au fur et à mesure que les étoiles S étaient étudiées de plus près et que les mécanismes derrière les spectres étaient compris. Les forces du ZrO et du TiO sont influencées à la fois par la température et par les abondances réelles. Les étoiles S représentent un continuum allant de l'oxygène légèrement plus abondant que le carbone au carbone légèrement plus abondant que l'oxygène. Lorsque le carbone devient plus abondant que l'oxygène, l'oxygène libre est rapidement lié au CO et les abondances de ZrO et de TiO chutent considérablement, ce qui en fait un mauvais indicateur dans certaines étoiles. La classe d'abondance devient également inutilisable pour les étoiles avec plus de carbone que d'oxygène dans leur atmosphère.

Cette forme de type spectral est un type courant observé pour les étoiles S, peut-être encore la forme la plus courante.

Intensités élémentaires

La première révision majeure de la classification des étoiles S abandonne complètement la classe d'abondance à un chiffre au profit d'intensités d'abondance explicites pour Zr et Ti. Donc R And est répertorié, à un maximum normal, avec un type spectral de S5e Zr5 Ti2.

En 1979, Ake a défini un indice d'abondance basé sur les intensités des bandes ZrO, TiO et YO. Ce seul chiffre entre 1 et 7 était destiné à représenter la transition des étoiles MS à travers des rapports C/O croissants vers les étoiles SC. Les types spectraux étaient toujours répertoriés avec des valeurs d'intensité explicites pour le Zr et le Ti, et l'indice d'abondance était inclus séparément dans la liste des étoiles standard.

Notation de barre oblique

L' indice d'abondance a été immédiatement adopté et étendu pour passer de 1 à 10, différenciant les abondances dans les étoiles SC. Il était maintenant cité comme faisant partie du type spectral de préférence pour séparer les abondances de Zr et de Ti. Pour la distinguer de la classe d'abondance précédemment abandonnée, elle a été utilisée avec une barre oblique après la classe de température, de sorte que la classe spectrale pour R And est devenue S5/4.5e.

Le nouvel indice d'abondance n'est pas calculé directement, mais est attribué à partir des forces relatives d'un certain nombre de caractéristiques spectrales. Il est conçu pour indiquer précisément la séquence des rapports C/O de moins de 0,95 à environ 1,1. Principalement, la force relative des bandes ZrO et TiO forme une séquence allant des étoiles MS aux indices d'abondance 1 à 6. Les indices d'abondance 7 à 10 sont les étoiles SC et ZrO est faible ou absent, donc la force relative des raies du sodium D et des bandes C _s est utilisé. L'indice d'abondance 0 n'est pas utilisé, et l'indice d'abondance 10 est équivalent à une étoile carbonée Cx,2 donc il n'est également jamais vu.

La dérivation de la classe de température est également affinée, pour utiliser des rapports de ligne en plus de la résistance totale du ZrO et du TiO. Pour les étoiles MS et celles avec un indice d'abondance 1 ou 2, les mêmes critères de force de bande TiO que pour les étoiles M peuvent être appliqués. Les rapports de différentes bandes de ZrO à 530,5 nm et 555,1 nm sont utiles avec les indices d'abondance 3 et 4, et l'apparition soudaine de bandes de LaO à des températures plus froides. Le rapport des raies Ba II et Sr I est également utile aux mêmes indices et pour les étoiles riches en carbone avec un indice d'abondance de 7 à 9. Lorsque ZrO et TiO sont faibles ou absents, le rapport des caractéristiques mélangées à 645,6 nm et 645,0 nm peut être utilisé pour attribuer la classe de température.

Notation astérisque

Avec les différents schémas de classification et les difficultés d'attribuer une classe cohérente à toute la gamme d'étoiles MS, S et SC, d'autres schémas sont parfois utilisés. Par exemple, une étude de nouvelles étoiles S/MS, carbone et SC utilise un schéma bidimensionnel indiqué par un astérisque, par exemple S5*3. Le premier chiffre est basé sur la force TiO pour se rapprocher de la séquence de classe M, et le second est basé uniquement sur la force ZrO.

Étoiles standards

Ce tableau montre les types spectraux d'un certain nombre d'étoiles S bien connues telles qu'elles ont été classées à différents moments. La plupart des étoiles sont variables, généralement de type Mira. Dans la mesure du possible, le tableau montre le type à luminosité maximale, mais plusieurs types d'Ake en particulier ne sont pas à luminosité maximale et ont donc un type plus récent. Les intensités des bandes ZrO et TiO sont également affichées si elles sont publiées (un x indique qu'aucune bande n'a été trouvée). Si les abondances font partie du type spectral formel, alors l'indice d'abondance est affiché.

Formation

Il existe deux classes distinctes d'étoiles de type S : les étoiles intrinsèques S ; et les étoiles S extrinsèques. La présence de Technétium est utilisée pour distinguer les deux classes, ne se trouvant que dans les étoiles intrinsèques de type S.

Étoiles S intrinsèques

Stellar propriétés en tant que 2  M _de Soleil-metallicity géante rouge évolue le long de la TP-AGB pour devenir une étoile de S et ensuite une étoile de carbone

Les étoiles intrinsèques de type S sont des étoiles à branche géante asymptotique à pulsation thermique (TP-AGB). Les étoiles AGB ont des noyaux de carbone-oxygène inertes et subissent une fusion à la fois dans une enveloppe d'hélium interne et une enveloppe d'hydrogène externe. Ce sont de grands géants cool de classe M. Les impulsions thermiques, créées par les éclairs de la coque d'hélium, provoquent une forte convection dans les couches supérieures de l'étoile. Ces impulsions deviennent plus fortes à mesure que l'étoile évolue et dans les étoiles suffisamment massives, la convection devient suffisamment profonde pour draguer les produits de fusion de la région entre les deux coquilles vers la surface. Ces produits de fusion comprennent du carbone et des éléments de procédé s . Les éléments du processus s comprennent le zirconium (Zr), l' yttrium (Y), le lanthane (La), le technétium (Tc), le baryum (Ba) et le strontium (Sr), qui forment le spectre de classe S caractéristique avec ZrO, YO et Les bandes LaO, ainsi que les lignes Tc, Sr et Ba. L'atmosphère des étoiles S a un rapport carbone/oxygène compris entre 0,5 et < 1. L'enrichissement en carbone se poursuit avec des impulsions thermiques ultérieures jusqu'à ce que l'abondance de carbone dépasse l'abondance d'oxygène, moment auquel l'oxygène dans l'atmosphère est rapidement bloqué en CO et en formation des oxydes diminue. Ces étoiles présentent des spectres SC intermédiaires et un enrichissement supplémentaire en carbone conduit à une étoile en carbone .

Étoiles S extrinsèques

L'isotope du technétium produit par capture de neutrons dans le processus s est de ⁹⁹ Tc et il a une demi-vie d'environ 200 000 ans dans une atmosphère stellaire. N'importe quel isotope présent lorsqu'une étoile s'est formée se serait complètement désintégré au moment où elle est devenue une géante, et tout ⁹⁹ Tc nouvellement formé dragué dans une étoile AGB survivrait jusqu'à la fin de la phase AGB, ce qui rend la tâche difficile pour une géante rouge d'avoir d'autres éléments du processus s dans son atmosphère sans technétium. Les étoiles de type S sans technétium se forment par transfert de matière riche en technétium, ainsi que d'autres éléments de dragage, d'une étoile S intrinsèque dans un système binaire vers un compagnon plus petit et moins évolué. Après quelques centaines de milliers d'années, le ⁹⁹ Tc se sera désintégré et il restera une étoile sans technétium enrichie de carbone et d'autres éléments du processus s. Lorsque cette étoile sera, ou deviendra, une géante rouge de type G ou K, elle sera classée comme étoile de Baryum . Lorsqu'elle évoluera à des températures suffisamment froides pour que des bandes d'absorption de ZrO apparaissent dans le spectre, approximativement de classe M, elle sera classée comme une étoile de type S. Ces étoiles sont appelées étoiles S extrinsèques.

Répartition et nombres

Les étoiles avec une classe spectrale de S ne se forment que dans une gamme étroite de conditions et elles sont rares. Les distributions et les propriétés des étoiles S intrinsèques et extrinsèques sont différentes, reflétant leurs différents modes de formation.

Les étoiles TP-AGB sont difficiles à identifier de manière fiable dans les grands relevés, mais les décomptes d'étoiles AGB lumineuses normales de classe M et d'étoiles similaires de type S et de carbone ont montré des distributions différentes dans la galaxie. Les étoiles S sont réparties de la même manière que les étoiles au carbone, mais il n'y en a qu'environ un tiers autant que les étoiles au carbone. Les deux types d'étoiles riches en carbone sont très rares près du centre galactique , mais représentent 10 à 20 % de toutes les étoiles AGB lumineuses du voisinage solaire, de sorte que les étoiles S représentent environ 5 % des étoiles AGB. Les étoiles riches en carbone sont également concentrées plus étroitement dans le plan galactique . Les étoiles de type S représentent un nombre disproportionné de variables Mira , 7 % dans une enquête contre 3 % de toutes les étoiles AGB.

Les étoiles extrinsèques S ne sont pas sur le TP-AGB, mais sont des étoiles à branches géantes rouges ou des étoiles AGB précoces. Leur nombre et leur répartition sont incertains. On estime qu'elles représentent entre 30 % et 70 % de toutes les étoiles de type S, bien qu'elles ne représentent qu'une infime fraction de toutes les étoiles à branches géantes rouges. Ils sont moins fortement concentrés dans le disque galactique, indiquant qu'ils appartiennent à une population d'étoiles plus ancienne que le groupe intrinsèque.

Propriétés

Très peu d'étoiles S intrinsèques ont vu leur masse mesurée directement à l'aide d'une orbite binaire, bien que leurs masses aient été estimées à l'aide des relations période-masse de Mira ou des propriétés de pulsations. On a trouvé les masses observées à environ 1,5 à 5  M _☉ jusqu'à très récemment , quand Gaia parallaxes a aidé à découvrir étoiles intrinsèques S avec solaire comme des masses et métallicité . Les modèles d'évolution du TP-AGB montrent que le troisième dragage devient plus grand à mesure que les coquilles se déplacent vers la surface, et que les étoiles moins massives subissent moins de dragages avant de quitter l'AGB. Les étoiles avec des masses de 1,5 à 2,0  M _☉ connaîtront suffisamment de dragages pour devenir des étoiles de carbone, mais ce seront de grands événements et l'étoile passera généralement directement au-delà du rapport C/O crucial proche de 1 sans devenir une étoile de type S. Les étoiles plus massives atteignent progressivement des niveaux égaux de carbone et d'oxygène au cours de plusieurs petits dragages. Les étoiles de plus de 4  M _☉ subissent une combustion à fond chaud (la combustion du carbone à la base de l'enveloppe convective) qui les empêche de devenir des étoiles de carbone, mais elles peuvent encore devenir des étoiles de type S avant de revenir à un état riche en oxygène. Les étoiles S extrinsèques sont toujours dans des systèmes binaires et leurs masses calculées sont d'environ 1,6 à 2,0  M _☉ . Ceci est cohérent avec les étoiles RVB ou les premières étoiles AGB.

Les étoiles S intrinsèques ont des luminosités d'environ 5 000 à 10 000  L _☉ , bien qu'elles soient généralement variables. Leurs températures moyennes sont d'environ 2 300 K pour les étoiles Mira S et 3 100 K pour les étoiles non Mira S, quelques centaines de K plus chaudes que les étoiles AGB riches en oxygène et quelques centaines de K plus froides que les étoiles au carbone. Leur moyenne rayons sur les 526  R _☉ pour la Miras et 270  R _☉ pour les non-Miras, plus que les étoiles riches en oxygène et plus petits que les étoiles de carbone. Étoiles extrinsèque S ont luminosités typiquement autour de 2000  L _☉ , des températures comprises entre 3150 et 4000 K, et des rayons inférieurs à 150  R _☉ . Cela signifie qu'elles se trouvent sous la pointe de la géante rouge et seront généralement des étoiles RVB plutôt que des étoiles AGB.

Perte de masse et poussière

Les étoiles S extrinsèques perdent une masse considérable à cause de leurs vents stellaires , comme les étoiles TP-AGB riches en oxygène et les étoiles au carbone. En règle générale, les taux sont d'environ 1/10 000 000ème de la masse du soleil par an, bien que dans des cas extrêmes tels que W Aquilae, ils puissent être plus de dix fois plus élevés.

On s'attend à ce que l'existence de poussière entraîne la perte de masse dans les étoiles froides, mais on ne sait pas quel type de poussière peut se former dans l'atmosphère d'une étoile S avec la plupart du carbone et de l'oxygène enfermés dans le gaz CO. Les vents stellaires des étoiles S sont comparables à ceux des étoiles riches en oxygène et en carbone ayant des propriétés physiques similaires. Il y a environ 300 fois plus de gaz que de poussière observé dans la matière circumstellaire autour des étoiles S. On pense qu'il est composé de fer métallique , de FeSi, de carbure de silicium et de forstérite . Sans silicates et carbone , on pense que la nucléation est déclenchée par TiC , ZrC et TiO ₂ .

Des coquilles de poussière détachées sont visibles autour d'un certain nombre d'étoiles en carbone, mais pas d'étoiles de type S. Les excès infrarouges indiquent qu'il y a de la poussière autour de la plupart des étoiles S intrinsèques, mais le flux sortant n'a pas été suffisant et assez durable pour former une coquille détachée visible. On pense que les coquilles se forment au cours d'une phase de supervent très tardive dans l'évolution de l'AGB.

Exemples

BD Camelopardalis est un exemple à l'œil nu d'une étoile S extrinsèque. C'est une variable irrégulière lente dans un système binaire symbiotique avec un compagnon plus chaud qui peut également être variable.

La variable Mira Chi Cygni est une étoile S intrinsèque. Lorsqu'elle est proche de la lumière maximale, c'est l'étoile de type S la plus brillante du ciel. Il a un spectre de type tardif variable d'environ S6 à S10, avec des caractéristiques d'oxydes de zirconium, de titane et de vanadium, parfois proches du type intermédiaire MS. Un certain nombre d'autres importantes telles que les variables Mira R Andromedae et R Cygni sont également étoiles S-type, ainsi que la propre variables semi - régulière π ¹ Gruis .

L'étoile à l'œil nu ο ¹ Ori est une étoile MS intermédiaire et variable semi-régulière de faible amplitude avec une compagne naine blanche DA3. Le type spectral a été donné comme S3.5/1-, M3III(BaII) ou M3.2IIIaS.

Les références