Cuidados psicossociais e espirituais

Avec les progrès de la spectroscopie et de la modélisation des atmosphères stellaires, il est devenu possible de déterminer quantitativement les paramètres de surface (tempéra-ture effective, gravité de surface et abondances relatives) des étoiles sous-naines de type

B. Il ressort que les étoiles sdB présentent des températures effectives comprises entre 20 000 et 42 000 K, pour des gravités de surface, traditionnellement exprimées en logarithme, situées entre 5.0 " log g " 6.2 (e.g. Saffer et al. 1994). La région du diagramme HR oc-cupée par les étoiles sdB, entre la séquence principale et la séquence de refroidissement des naines blanches, peut alors être interprétée comme une extension vers de plus hautes températures et gravités de surface de la branche horizontale classique, appelée "branche horizontale extrême" ou EHB (Extreme Horizontal Branch ; Greenstein & Sargent 1974; Heber 1986).

La branche horizontale correspond à un stade évolué de la vie des étoiles, après la sé-quence principale et la première branche des géantes rouges ou RGB (Red Giant Branch). Les étoiles qui la composent sont en phase de combustion de l’hélium dans les régions cen-trales de leur cœur, dont la masse Mc est d’environ de 0.48 masses solaires (M_$) selon la composition chimique considérée (Vandenberg 1992 ; Dorman, Rood, & O’Connell 1993).

Ce cœur est entouré d’une enveloppe de masse Menv variable, dont la valeur détermine la

position de l’étoile sur la branche horizontale ainsi que son évolution subséquente (voir section 2.1.4). Plus l’enveloppe est épaisse (jusqu’à Menv ∼ 0.5 M_$), moins l’étoile est chaude en surface (Teff ∼5000 K), et inversement (Dorman et al. 1993).

Selon ce scénario, les sdB sont des étoiles de masse∼ 0.5 M_$, dans une phase stable

de combustion centrale de l’hélium en carbone et oxygène via le processus triple−α. La

structure interne d’une étoile sdB lors de sa vie sur la branche horizontale extrême est représentée schématiquement à la figure 2.2. Ce modèle issu de calculs évolutifs servira d’étoile sdB de référence dans la suite de ce chapitre, et correspond à une étoile de Teff =

31 310 K, log g =5.75, Mc =0.4758M_$ etMenv =0.0002 M_$ et d’un âge de 62 millions

d’années depuis son arrivée sur la EHB. La forte dépendance en température (∝ T32)

du taux de réactions nucléaires provoque l’apparition d’un noyau convectif au centre de l’étoile (région I). En remontant vers la surface et par conséquent vers de plus faibles tem-pératures, le taux de réactions nucléaires diminue rapidement et la convection disparaît, laissant un noyau externe radiatif presqu’exclusivement composé d’hélium (région II). Ce cœur est surmonté d’une enveloppe riche en hydrogène (régions III et IV), dont la masse (Menv) est comprise entre 0.00001 et 0.02 M_$. La base de l’enveloppe (entre les régions II et III) est habituellement, dans les étoiles de la branche horizontale, le siège d’une ac-tivité nucléaire de combustion en couche de l’hydrogène en hélium. Pour les étoiles sdB, identifiées aux étoiles de la branche horizontale extrême, la finesse de l’enveloppe rend l’intensité de la fusion en couche de l’hydrogène tout à fait négligeable devant celle de la combustion centrale de l’hélium. Ainsi, l’enveloppe est principalement inerte et agit comme un "isolant" vis-à-vis de la chaleur générée dans les couches internes de l’étoile. Enfin, la région IV indique l’emplacement d’une mince couche convective engendrée par l’ionisation partielle HeII/HeIII.

La durée de vie d’une étoile sur la branche horizontale extrême est de l’ordre de 100 millions d’années, ce qui correspond au temps où l’hélium est disponible dans les régions centrales pour assurer les réactions nucléaires nécessaires à l’équilibre global de l’étoile. Dans la figure 2.2, l’échelle de droite représente la fraction de masse log q ≡

log(1−M(r)/M_∗), où M(r) est la masse contenue dans la sphère de rayon r et M_∗ la masse totale de l’étoile. Cette échelle logarithmique (log q=0 au centre et log q=−∞à la surface) permet de mettre en valeur les couches externes de l’étoile, là où les phénomènes de pulsations se forment, comme nous le verrons à la section 2.2.

0.00 log q 6.67 4.50 log T Coeur Enveloppe 7.84 8.10 4.67 - oo - 12.2 - 3.95 - 0.23 II III I IV

Fig.2.2: Coupe représentative de la structure d’une sdB. Les régions I et II constituent le cœur,

tandis que les régions III et IV forment l’enveloppe de l’étoile (les détails sont donnés dans le

texte). Deux échelles, en fraction de masse log q ≡ log(1−M(r)/M_∗) et en température logT,

sont également indiquées.

En surface, les étoiles sdB présentent des compositions chimiques très particulières, montrant une atmosphère constituée presqu’exclusivement d’hydrogène pur. Les anoma-lies d’abondance observées pour l’hélium, le principal composant des étoiles et de l’Uni-vers après l’hydrogène, sont déficientes par un à quatre ordres de grandeur relativement à l’abondance cosmique (Fontaine & Chayer 1997). Les éléments lourds ou métaux, habituel-lement présents sous forme de traces dans les atmosphères stellaires, montrent égahabituel-lement des déficiences importantes en particulier pour C, N et Si (Heber 1991). Ces anomalies d’abondance sont attribuées à des processus de diffusion des éléments chimiques efficaces dans l’enveloppe des étoiles sdB, en particulier le triage gravitationnel tendant à faire couler les éléments lourds, en compétition avec la lévitation radiative qui soutient cer-tains éléments du gaz par pression sélective des photons. Néanmoins, l’efficacité de cette dernière n’est pas suffisante pour expliquer les abondances observées, et il est nécessaire d’invoquer la présence d’un vent stellaire faible qui, en imposant un champ de vitesse radial orienté vers l’extérieur, augmente considérablement l’opposition à la chute des élé-ments lourds sous l’effet du champ gravitationnel (Michaud et al. 1985). Des taux de perte de masse raisonnables, de _M˙ $ 10−14−10−13 M_$/an, permettent de maintenir des ni-veaux d’abondance semblables à ce qui est observé durant un laps de temps suffisamment long par rapport à la durée de vie de l’étoile (Fontaine & Chayer 1997, Unglaub & Bues 2001).

2.1.2 Les étoiles sdB parmi la population stellaire galactique