L'étoile J0815+4729 est l'une des étoiles les plus pauvres en fer connues ([Fe/H]=−5.49), et sa composition chimique est considérée comme une empreinte de la nucléosynthèse des premières étoiles. Dans les archives, on trouve à côté des travaux sur le lithium, les molécules organiques dans l'espace, les disques planétaires et les étoiles à neutrons, mais il n'y a presque pas de voisins directs sur ce sujet : ce travail est isolé. Jusqu'à présent, l'abondance du carbone dans de tels objets était déterminée presque exclusivement par les bandes moléculaires CH, car les raies atomiques C I sont trop faibles. J0815+4729 est unique en ce que son enrichissement extrême en carbone et en oxygène rend les raies atomiques C I et O I mesurables, permettant pour la première fois de vérifier la fiabilité de l'indicateur CH.
À partir de spectres à haute résolution obtenus avec le télescope Keck I (R~37 500), de nouveaux modèles d'atomes de carbone et d'oxygène ont été construits et une analyse a été réalisée dans le cadre de l'équilibre thermodynamique local (ETL) et hors ETL (non-ETL). Pour les raies atomiques C I, un ajustement raie par raie a été utilisé ; pour les bandes moléculaires CH et C2, une minimisation du chi-carré sur des spectres synthétiques. Les paramètres de l'atmosphère stellaire ont été déterminés indépendamment à partir des raies de l'hydrogène et du fer : température effective de 6050 K, gravité de surface log g=4.6, métallicité [Fe/H]=−5.49.
L'abondance du carbone dérivée des raies C I en non-ETL est A(C)=8.08±0.07, ce qui est cohérent avec le résultat des bandes C2 (A(C)=7.96±0.08 en ETL), mais supérieur de 0.6 dex à la valeur issue des bandes CH (A(C)=7.47±0.17). L'écart ne peut être expliqué ni par une variation de température dans des limites raisonnables, ni par des effets 3D, qui ne font qu'augmenter la différence. Il pourrait être partiellement dû à des effets non-ETL pour les raies moléculaires ou à des erreurs systématiques dans la région saturée de la bande G de CH. L'abondance de l'oxygène, dérivée du triplet infrarouge O I, est A(O)=7.25±0.11 en non-ETL, et le rapport carbone/oxygène [C/O]=1.06±0.11.
Ce travail utilise pour la première fois les raies atomiques C I pour une étoile avec [Fe/H]<−5 et montre que l'indicateur traditionnel CH sous-estime systématiquement l'abondance du carbone d'environ 0.6 dex. Cela remet en question les conclusions quantitatives sur l'évolution chimique fondées sur les mesures CH dans les étoiles les plus primitives et pourrait modifier la classification de ces objets en CEMP-no ou CEMP-s. Contrairement aux travaux voisins, où CH restait le seul indicateur disponible, ici une vérification croisée a pu être effectuée par trois méthodes indépendantes.
Le sujet pourrait évoluer vers une modélisation détaillée des effets non-ETL pour les bandes moléculaires CH et C2 dans les étoiles extrêmement pauvres en métaux, ainsi que vers une révision systématique des abondances de carbone dans les étoiles hyper-pauvres en fer connues, en utilisant les raies atomiques C I lorsque cela est possible. De nouvelles observations avec un rapport signal sur bruit plus élevé et, éventuellement, des modèles d'atmosphères 3D seront nécessaires.
Les résultats influenceront l'interprétation de la composition chimique des étoiles les plus anciennes et les modèles de nucléosynthèse des premières supernovae, ainsi que les critères de classification des étoiles CEMP.
Mener une analyse similaire pour d'autres étoiles avec [Fe/H]<−4.5 où les raies C I sont accessibles, et développer des modèles non-ETL fiables pour les bandes moléculaires CH et C2 dans des conditions de métallicité extrêmement faible.
Ce travail est directement lié au problème non résolu de la détermination de l'abondance du carbone dans les étoiles les plus primitives : les écarts systématiques entre les indicateurs CH, C2 et C I remettent en question la fiabilité des estimations existantes de [C/Fe] et, par conséquent, les conclusions sur la nature des premières étoiles et les sources d'enrichissement de la Galaxie primitive.
Cette section s'adresse à l'auteur du travail et à ses collègues. Les travaux voisins ont été trouvés par une recherche sémantique dans notre archive, et non par correspondance de mots. Nous n'évaluons pas : nous montrons le champ autour.
Ce que fait ce travail
Dans cette étude, pour l'étoile J0815+4729 avec [Fe/H]=−5.49, la teneur en carbone a été mesurée par trois méthodes indépendantes : les raies atomiques C I, les raies moléculaires C2 et CH. Les raies atomiques C I et C2 donnent des valeurs cohérentes, autour de A(C)=8.0, tandis que CH indique une valeur inférieure de 0.6 dex. Cet écart remet en question l'utilisation de CH comme indicateur principal du carbone dans les étoiles les plus primitives.
Où est sa force
Pour la première fois, pour une étoile avec [Fe/H]<−5, il a été possible d'utiliser les raies atomiques C I, ce qui a permis une vérification croisée des trois indicateurs et a révélé une sous-estimation systématique de la teneur en carbone par les raies CH.
Vers où avancer
À essayer
Travaux voisins dans notre archive
L'archive est vide autour de ce travail : l'analyse la plus proche n'est qu'à 0.54, contre 0,64 d'ordinaire. Il semble qu'on ait peu foré à côté.
J0815+4729 est si riche en carbone que son spectre montre non seulement des bandes moléculaires, mais aussi de faibles raies atomiques du carbone neutre, une opportunité rare pour une étoile avec [Fe/H]=−5.49. Parmi les 16 étoiles connues avec [Fe/H]<−4.5, elle possède la plus forte abondance de carbone.