Les étoiles poids lourds changent de composition en couple express
Dans les pouponnières d'étoiles, les astres massifs naissent rarement seuls : ils naissent en couples. Deux étoiles tournent autour d'un centre commun, et la plus lourde gonfle la première, éjectant ses couches externes. Une partie de cette matière ne s'échappe pas dans l'espace, mais s'écoule vers la voisine, comme l'eau d'un verre trop plein se déverse dans un autre. Résultat : l'étoile réceptrice s'enrichit en hélium, accumulé dans les profondeurs de l'étoile donneuse.
Les astronomes du projet IACOB ont vérifié ce scénario sur un vaste échantillon : 318 étoiles massives de classe spectrale O dans notre Galaxie. Pour 22 % d'entre elles, l'hélium atmosphérique est nettement plus abondant que la norme cosmique (environ 0,098 par rapport à l'hydrogène). De plus, la plupart de ces étoiles montrent des signes de compagnonnage : soit un compagnon visible à proximité, soit une vitesse anormalement élevée à travers la Galaxie, trace d'une interaction passée.
C'est crucial pour comprendre le destin des étoiles les plus chaudes et les plus brèves. Les étoiles massives explosent en supernovae, laissant derrière elles des étoiles à neutrons ou des trous noirs. Si une part significative d'entre elles a connu une phase d'échange de masse, les explosions elles-mêmes et leurs vestiges seront différents. Une étoile apparemment solitaire pourrait en réalité être le produit d'une histoire mouvementée en couple.
Résumé original
tel que rédigé par les auteurs, en anglais arXiv:2601.20698
The presence of massive O-type stars with surfaces enriched by CNO-cycle products has been known since the early 1980s. For many years, internal rotational mixing was assumed to be the dominant mechanism responsible for this chemical contamination. However, accumulating evidence now suggests that binary interaction -- particularly mass-transfer episodes -- may play an equally important, if not dominant, role. We aim to carry out a large-scale investigation of surface helium (He) abundances in Galactic O-type stars, based on the results from the analysis of high-quality spectroscopic data from the IACOB project. We perform a homogeneous spectroscopic analysis of 318 Galactic O-type stars with the IACOB-BROAD and FASTWIND/IACOB-GBAT tools, deriving rotational velocities, atmospheric parameters, and He abundances. We also account for the influence of binarity, runaway status, and parameter degeneracies (e.g., microturbulence, wind properties, diagnostic lines, and companion contamination) on the abundance determinations. We present homogeneously determined surface He abundances (YHe=N(He)/N(H)) for the so far largest, statistically significant sample of Galactic O-type stars. About 78% of the stars show He abundances consistent with the previously proposed cosmic abundance standard of YHe=0.098$$\pm$$0.002. The remaining 22% display clear He enrichment (YHe>0.13). We also provide observational evidence indicating that most of these He-enriched stars are likely the products of binary interaction. Our study highlights how large spectroscopic surveys are gradually opening robust observational avenues to identify the products of massive binary interaction. It also emphasizes the need for caution when interpreting the spectroscopic properties of apparently single O-type stars. A significant fraction may in fact be the outcome of binary evolution rather than isolated stellar birth.
Chez 22 % des étoiles massives, l'hélium atmosphérique dépasse 13 % en nombre d'atomes — c'est comme si, dans un verre d'eau, au lieu d'une cuillère de sucre, il y en avait une et demie.