Détermination de l'abondance de soufre dans une étoile vieille

Certaines étoiles de notre galaxie contiennent très peu de fer par rapport à l'abondance de fer dans le soleil. Ces étoiles sont dites « metal poor », car on y observe aussi la sous-abondance d'autres éléments tels que Mg, Al, Si, Ni et Cr.

On explique ainsi la particularité de ces étoiles : nées bien avant le soleil, elles se sont formées à partir de nuages interstellaires contenant encore très peu de ces métaux. Ceux-ci sont présents dans le soleil après avoir été progressivement synthétisés, durant des milliards d'années, au cours d'une succession de nombreux cycles de naissance et mort d'étoiles.

L'étude des abondances relatives de ces différents éléments est donc une clé pour modéliser les processus de nucléosynthèse du cosmos, dans les étoiles et dans les supernovae, qui enrichissent la composition chimique de la matière.

Dans l'étoile étudiée ici, l'étoile G29-23, l'abondance du fer est inférieure d'un facteur 50 (10^1.7) à celle du soleil. La composition en soufre est déduite d'un triplet de raies observé en infra-rouge. La figure montre le spectre observé (spectre en points bleus) comparé à trois spectres synthétiques (courbes en rouges).

Légende originale : The CRIRES spectrum of the metal-poor ([Fe/H] = –1.7) dwarf star G29-23 around the 1.046 μm Si triplet (dots) compared with synthetic model-atmosphere line profiles for three sulphur abundances corresponding to [S/Fe] = 0.0, +0.3 and +0.6, respectively.

Source : Sulphur Abundances in Metal-Poor Stars – First Result from CRIRES Science Verification, P. E. Nissen, M. Asplund, D. Fabbian, F. Kerber, H. U. Käufl, M. Pettini, The Messenger, 128, p38, june 2007.

Figure 1. Comparaison entre le spectre observé de l'étoile G29-23 (points bleus) et trois spectres théoriques (courbes en rouge) calculés pour trois concentrations en soufre différentes

On voit que les raies du soufre sont faibles puisque le soufre est très peu abondant : l'absorption au centre de la plus intense du triplet dépasse à peine 10% du flux continu émis par l'étoile.

Parmi les spectres tracés en rouge qui sont calculés pour trois concentrations différentes en soufre de l'atmosphère de l'étoile, on voit que l'un permet de bien reproduire le spectre observé, les deux autres correspondants à des abondances de soufre différentes d'un facteur 1/2 et 2.

Le rapport d'abondance entre le soufre et le fer est comparé au rapport des mêmes éléments dans l'atmosphère du soleil, la donnée du logarithme [S/Fe]=+O.3 signifiant que le rapport soufre/fer est plus grand d'un facteur 2 dans l'étoile étudiée que dans le soleil.

Cet article améliore la mesure de l'abondance en soufre de l'étoile G29-23 : il conclut qu'elle est inférieure d'un facteur 25 seulement à celle du soleil. Le soufre a donc été produit plus rapidement que le fer. Ce type de résultat sert de contrainte pour valider les modèles théoriques d'évolution chimique dans la galaxie.

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