Astronomie

Masse du noyau stellaire en fonction de la métallicité

Masse du noyau stellaire en fonction de la métallicité

En utilisant l'article 2000 de Hurley sur l'évolution stellaire unique, j'ai représenté graphiquement la masse du noyau d'une étoile à trois stades en fonction de la métallicité, Z, pour une masse ZAMS choisie : au début du HG (MS), à la fin du Hertzprung-Gap (HG), et à la base de la branche géante asymptotique (BAGB).

Les trois fonctions ont une cuspide à Z = 0,0005 que je 1) ne comprends pas physiquement et 2) me demande si c'est incorrect ? Est-ce prévu ? Je me serais attendu à ce que la masse centrale soit monotone en métallicité, Z. La cuspide est présente pour toute masse ZAMS choisie.

EDIT : Les équations que j'utilise sont...

Masse centrale au début de HG : $Mc_{MS}$ est le produit de l'équation 29 et la masse centrale à la fin de la HG décrite ci-dessous ($ ho$ est toujours $< 1$).

Masse du noyau à la fin de HG : $Mc_{HG}$ est, en utilisant l'équation 28 sur la plage de masse pertinente, le HG se termine à l'allumage à l'hélium, donné par l'équation 44, où j'ai résolu pour le moment, $t$, dans l'équation 35 et substitué cela dans l'équation 34 pour trouver que $M_{c} = Big(frac{L}{D}Big)^{1/5}$, et en suivant la procédure donnée dans le paragraphe ci-dessous l'équation 65 (où il fait référence à l'équation 44). J'ai utilisé l'équation 49b pour la luminosité ici.

Masse du noyau à BAGB : $Mc_{BAGB}$ est l'équation 66.

Je ne m'intéresse qu'aux étoiles supérieures à 10 $ odot{M}$, donc je n'envisage pas la possibilité d'une phase Blue Loop pour plus de simplicité.


Je me sens idiot, n'hésitez pas à en rire, mais j'ai trouvé mon erreur. Dans l'article de Hurley, il utilise "log" pour le logarithme de la base 10. J'avais utilisé le logarithme népérien. Avec le correctif, le graphique semble plus réaliste :


Fonction de masse initiale

Les étoiles les plus massives des galaxies semblent se former en groupes. C'est pratiquement tout ce que nous pouvons dire sur l'origine de ces objets à l'heure actuelle. Les associations dans lesquelles ils se forment varient en masse de plusieurs centaines à plusieurs milliers de masses solaires, souvent fortement pondérées vers l'extrémité supérieure de la masse. En général, les étoiles se forment dans une variété d'amas et d'associations, avec une fonction de masse asymétrique vers l'extrémité inférieure de la masse. Cette distribution en masse, connue sous le nom de fonction de masse initiale (FMI), peut être une propriété universelle de la formation d'étoiles, échantillonnée différemment dans différentes régions de formation d'étoiles, mais cela reste controversé.

La distribution des étoiles très massives dans d'autres galaxies, telles que les Grands Nuages ​​de Magellan (LMC), montre clairement que ces étoiles se forment souvent en sous-groupes compacts étroitement liés au sein de complexes plus étendus. L'un des meilleurs exemples est le 30 Doradus, un énorme complexe H II près du bar du LMC. Le mécanisme de déclenchement n'est pas bien compris, mais un point est certain : une fois qu'un nuage commence à former des étoiles massives, il est définitivement modifié. De telles étoiles peuvent induire la formation d'étoiles dans tout le nuage, conduisant à sa perturbation sur des échelles de temps courtes (10 6 ans).


1. Introduction

Plusieurs séries d'enquêtes au cours des soixante-dix dernières années ont montré que les étoiles massives de la séquence principale au-dessus d'une masse critique proche de 100 M sont vibratoirement instables dans leur mode radial fondamental (par exemple Ledoux, 1941 Schwarzschild & Härm, 1959 Simon & Stothers, 1970 Ziebarth, 1970). Dans ces étoiles, le faible contraste de densité entre le noyau et l'enveloppe stellaire permet au mode fondamental d'atteindre une grande amplitude près du noyau, où il peut facilement se coupler à la génération d'énergie nucléaire hautement sensible à la température (le mécanisme ϵ). Il en résulte une instabilité linéaire avec des temps de croissance plus courts que le temps d'évolution stellaire. L'évolution non-linéaire résultante de cette instabilité, que plusieurs auteurs ont proposée pourrait conduire à une perte de masse importante due aux pulsations, reste un problème non résolu malgré des efforts considérables (e.g. Appenzeller, 1970 Ziebarth, 1970 Papaloizou, 1973) .

L'introduction des opacités OPAL dans les modèles stellaires au début des années 90 (Rogers & Iglesias, 1992) a amélioré l'instabilité linéaire des étoiles massives de métallicité approximativement solaire. Glatzel et al. (1993 1999) ont découvert que l'opacité accrue dans l'enveloppe stellaire due aux transitions dans les isotopes des éléments lourds peut produire un fort rayonnement (mécanisme κ) et un mode étrange. Aujourd'hui, ces mécanismes sont généralement considérés comme les sources les plus importantes d'instabilité de mode fondamental dans les étoiles massives de métallicité solaire (Glatzel, 2005) .

Dans les enquêtes menées à ce jour, la convection a été traitée dans l'approximation « figée en », dans laquelle l'interaction entre la pulsation et la convection est entièrement ignorée. La validité de cette approximation n'est pas claire et doit être explicitement quantifiée. Le traitement de l'interaction convection-pulsation comme une viscosité améliorée a une longue histoire enracinée dans les études des facteurs Q de marée et des oscillations solaires de 5 minutes (par exemple, Goldreich & Nicholson, 1977 Zahn, 1989). Ce n'est que récemment, cependant, que ces estimations théoriques ont été calibrées avec des expériences numériques. En particulier, Penev et al. (2009b 2011) ont montré que pour des échelles de temps d'oscillation du même ordre que le temps de renouvellement convectif externe, l'interaction est bien représentée par une viscosité anisotrope qui évolue linéairement avec le rapport des temps d'oscillation et de renouvellement convectif externe (comme le soutient Zahn , 1989) . Sur des échelles de temps inférieures à environ un tiers du temps de renouvellement externe, ces auteurs plaident en faveur d'une mise à l'échelle quadratique conformément à Goldreich & Nicholson (1977) .

Dans cet article, nous reconsidérons la stabilité linéaire des oscillations radiales dans les étoiles massives, y compris les étoiles primordiales de Population III. Pour les étoiles primordiales, le manque de métaux exclut les instabilités induites par l'opacité dans l'enveloppe (c'est-à-dire le mécanisme κ et les modes étranges). Le moteur trouvé précédemment pour les étoiles de la population III au-dessus d'environ 120 M ⊙ repose sur le moteur nucléaire dans le noyau stellaire convectif (mécanisme ϵ), avec des temps de croissance résultants qui sont beaucoup plus longs que pour les modes pilotés par l'opacité (Baraffe et al., 2001 Sonoi & Umeda, 2011) . Il est donc particulièrement important de vérifier l'effet de l'amortissement convectif sur ces modes faiblement entraînés. Nous étendons également notre enquête à des métallicités plus élevées pour des modèles ∼ 100 M to afin d'examiner l'effet de l'amortissement convectif sur la stabilité des étoiles massives d'une gamme de métallicités.

Nous commençons par décrire les modèles stellaires d' équilibre utilisés dans ce travail dans la section 2 . Dans la section 3, nous décrivons notre analyse de stabilité linéaire quasi-adiabatique, en soulignant les contributions importantes à la conduite et à l'amortissement des modes. Nous décrivons ensuite nos principaux résultats dans la section 4 et discutons de leurs implications dans la section 5 .


Avancées récentes dans l'effondrement et la fragmentation des noyaux de nuages ​​moléculaires turbulents

0,01M⊙. Cependant, le pic observé de la fonction de masse initiale (FMI) est un facteur de 20 à 30 plus élevé en masse, ce qui suggère qu'un autre mécanisme arrête la fragmentation avant que la limite d'opacité ne soit atteinte. Ici, nous analysons des simulations de rayonnement-magnétohydrodynamique de la formation d'amas d'étoiles dans des environnements typiques de la Voie lactée afin de déterminer quel processus physique limite la fragmentation en plus d'eux. Nous examinons les régions à proximité des étoiles qui se forment dans les simulations pour déterminer les quantités de masse qui sont empêchées de se fragmenter par la pression thermique et magnétique. Nous montrons qu'à petite échelle, la pression thermique renforcée par le chauffage par rayonnement stellaire est le mécanisme dominant limitant la capacité du gaz à se fragmenter davantage. Dans le régime de masse de la naine brune,

0,01 M⊙, l'objet typique qui se forme dans les simulations est entouré de gaz dont la masse est plusieurs fois la sienne qui est incapable de s'échapper ou de se fragmenter, et à la place est susceptible de s'accréter. Ce mécanisme explique pourquoi

Les objets de 0,01M⊙ sont rares : à moins qu'un agent extérieur n'intervienne (par exemple, un choc enlève le gaz qui les entoure), ils se développeront en accrétant le gaz réchauffé autour d'eux. En revanche, au moment où les étoiles atteignent des masses de

0,2M⊙, la masse de gaz chauffé ne représente que quelques dizaines de pour cent de la masse centrale de l'étoile, trop petite pour modifier sa masse finale par un facteur important. Ceci explique naturellement pourquoi le pic du FMI est à


Contenu

La composition stellaire, telle que déterminée par spectroscopie, est généralement simplement définie par les paramètres X, Oui et Z. Ici X est le pourcentage fractionnaire d'hydrogène, Oui est le pourcentage fractionnaire d'hélium, et tous les éléments chimiques restants en pourcentage fractionnaire, Z. Il est simplement défini comme

Dans la plupart des étoiles, nébuleuses et autres sources astronomiques, l'hydrogène et l'hélium sont les deux éléments dominants. La fraction massique d'hydrogène est généralement exprimée en est la masse totale du système et la masse fractionnaire de l'hydrogène qu'il contient. De même, la fraction massique d'hélium est notée . Le reste des éléments sont collectivement appelés « métaux », et la métallicité (la fraction massique des éléments plus lourds que l'hélium) peut être calculée comme suit :

Pour le Soleil, ces paramètres sont souvent supposés avoir les valeurs approximatives suivantes, [12] bien que des recherches récentes montrent que des valeurs plus faibles pour pourrait être plus approprié : [13] [14]

La description Valeur solaire
Fraction massique d'hydrogène
Fraction massique d'hélium
Metallicité

La métallicité de nombreux objets astronomiques ne peut pas être mesurée directement. Au lieu de cela, des approximations sont utilisées pour obtenir une estimation indirecte. Par exemple, un observateur peut mesurer directement la teneur en fer d'une galaxie (par exemple en utilisant la luminosité d'une raie d'émission de fer), puis comparer cette valeur avec des modèles pour estimer la métallicité totale.

Calcul

La métallicité stellaire globale est souvent définie en utilisant la teneur totale en fer de l'étoile "[Fe/H]", car le fer n'est pas seulement l'élément lourd le plus abondant, mais il est parmi les plus faciles à mesurer avec des données spectrales dans le spectre visible. . Le rapport d'abondance est défini comme le logarithme du rapport d'abondance de fer d'une étoile par rapport à celui du Soleil et s'exprime ainsi :

et sont respectivement le nombre d'atomes de fer et d'hydrogène par unité de volume. L'unité souvent utilisée pour la métallicité est le "dex" qui est une contraction (maintenant obsolète) de " exposant décimal ". [15] Par cette formulation, les étoiles avec une plus haute métallicité que le Soleil ont une valeur logarithmique positive, alors que celles avec une plus faible métallicité que le Soleil ont une valeur négative. Le logarithme est basé sur les puissances de 10 étoiles de valeur +1 ayant dix fois la métallicité du Soleil (10 1 ). A l'inverse, ceux avec une valeur de -1 ont un dixième (10 -1 ), tandis que ceux avec une valeur de -2 ont un centième (10 -2 ), et ainsi de suite. [3] Les jeunes étoiles de la population I ont des rapports fer/hydrogène significativement plus élevés que les étoiles plus anciennes de la population II. On estime que les étoiles primordiales de la Population III ont une métallicité inférieure à -6,0, c'est-à-dire moins d'un millionième de l'abondance du fer dans le Soleil. [ citation requise ]

Le même type de notation est utilisé pour exprimer les différences entre les éléments individuels et la proportion solaire. Par exemple, la notation "[O/Fe]" représente la différence entre le logarithme de l'abondance en oxygène de l'étoile par rapport à celui du Soleil et le logarithme de l'abondance en fer de l'étoile par rapport au Soleil :

Le point de cette notation est que si une masse de gaz est diluée avec de l'hydrogène pur, alors sa valeur [Fe/H] diminuera (car il y a moins d'atomes de fer par atome d'hydrogène après la dilution), mais pour tous les autres éléments X, les rapports [X/Fe] resteront inchangés. En revanche, si une masse de gaz est polluée par une certaine quantité d'oxygène pur, alors son [Fe/H] restera inchangé mais son rapport [O/Fe] augmentera. En général, un processus nucléosynthétique stellaire donné ne modifie les proportions que de quelques éléments ou isotopes, de sorte qu'un échantillon d'étoile ou de gaz avec des valeurs [X/Fe] non nulles peut montrer la signature de processus nucléaires particuliers.

Relation entre Z et [Fe/H]

Ces deux manières d'exprimer la métallique contenu d'une étoile sont liés par l'équation:

où [M/H] est l'abondance totale de métal de l'étoile (c'est-à-dire tous les éléments plus lourds que l'hélium) définie comme une expression plus générale que celle de [Fe/H] :

L'abondance du fer et l'abondance totale des métaux sont souvent supposées être liées par une constante A telle que :

où A prend des valeurs comprises entre 0,9 et 1. En utilisant les formules présentées ci-dessus, la relation entre Z et [Fe/H] peut finalement être écrite comme :


La faute dans notre étoile (populations) : résoudre le problème des populations stellaires multiples avec la matière noire

Plus nous découvrons sur l'univers, plus nous découvrons de mystères. Dans l'article d'aujourd'hui, nous explorerons l'une des nombreuses questions actuelles qui affligent les astronomes : le problème des populations stellaires multiples.

Les amas globulaires sont de grands rassemblements d'étoiles anciennes qui sont étroitement entassées dans une forme sphérique. Bien qu'il y ait encore beaucoup de choses que nous ne comprenons pas sur la formation des amas globulaires, on pense actuellement que les étoiles dans toutes les formes se forment à partir du même nuage moléculaire géant. Au sein de ces nuages ​​se trouvent des régions denses de gaz qui commencent à s'agglutiner pour former des étoiles. Parce qu'elles évoluent toutes à partir du même environnement, il va de soi que toutes les étoiles d'un amas auraient des âges et une métallicité (c'est-à-dire des quantités de métal) similaires. Pourtant, les observations d'amas globulaires ont révélé que ce n'était pas le cas - nous avons en fait observé plusieurs populations stellaires à l'intérieur d'amas globulaires. Les populations stellaires se réfèrent ici à des étoiles ayant le même âge et les mêmes propriétés chimiques, nous voyons donc des groupes d'étoiles avec des métallicités distinctes. Alors que différentes solutions potentielles ont été théorisées, les auteurs de l'article d'aujourd'hui suggèrent que la matière noire est le dernier sujet à explorer.

Évolution stellaire traditionnelle

Le diagramme de Hertzsprung-Russell (abrégé en diagramme H-R) montre la manière traditionnelle dont les étoiles évoluent, il trace la température d'une étoile (c'est la couleur astronomique B-V) par rapport à sa luminosité ou luminosité (magnitude absolue V). Dans le cas d'un amas globulaire, il est prévu que les étoiles suivraient un chemin évolutif étroit le long du diagramme H-R. Pourtant, la plupart des études spectroscopiques des amas globulaires montrent au moins deux voies pour l'évolution stellaire.

Figure 1: Diagramme H-R de &omega Centauri GC (ou NGC 5139, le plus grand amas globulaire connu de notre Galaxie). Les étoiles avec différentes valeurs [Fe/H] sont codées par couleur. Trois populations stellaires distinctes avec des valeurs [Fe/H] uniques sont détectées dans le GC. Figure 1 en papier.

Le diagramme illustré ci-dessus montre trois générations distinctes d'étoiles avec des compositions chimiques différentes. Les valeurs [Fe/H] indiquent l'abondance de fer détectée dans l'étoile, c'est-à-dire sa métallicité. Clairement, ces étoiles évoluent différemment. Mais comment? Cela nous amène à la matière noire.

Matière noire : l'histoire jusqu'à présent

Lorsqu'il s'agit d'étudier les galaxies, nous ne voyons qu'une petite pièce du puzzle galactique : une grande partie de notre univers est constituée de matière que nous ne pouvons pas voir ! Dans les années 1960-1980, les observations de la rotation des galaxies spirales ont soulevé une question intéressante concernant la masse du système. Nous pouvons obtenir une estimation générale de la masse stellaire des galaxies en additionnant toute la lumière que nous recevons et en la convertissant en sa masse stellaire équivalente. La masse d'un système peut aussi être utilisée pour prédire sa vitesse pour les galaxies spirales, cela peut être aussi simple que d'appliquer le théorème du viriel. (Cela peut également être fait pour les galaxies non spirales, comme expliqué dans cette morsure) Cependant, les observations de galaxies spirales ont révélé que les étoiles éloignées du centre se déplaçaient beaucoup plus rapidement que cela ne devrait être possible compte tenu de sa masse. Ergo, il y avait beaucoup plus de masse dans ces galaxies qui n'émettaient pas de lumière ! Ce rapport masse-lumière nous aide aujourd'hui à estimer la quantité de matière noire. Un rapport masse-lumière plus élevé indique une plus grande abondance de matière noire.

Il a été théorisé que les étoiles en présence de matière noire évoluent différemment de celles qui ne sont pas entourées de matière noire. Considérons la phase de séquence principale des étoiles. La séquence principale est une étape de la vie d'une étoile au cours de laquelle elle convertit l'hydrogène en hélium via la fusion nucléaire dans son cœur. Ce processus est fonction de la température. Si les particules de matière noire devaient s'annihiler dans les étoiles, cela modifierait la température à leur cœur et affecterait à son tour la vitesse à laquelle les étoiles consomment de l'hydrogène. Dans ce cas, il serait juste de suggérer que la présence de matière noire modifierait non seulement la température des étoiles, mais aussi sa composition chimique. Les étoiles passeraient moins de temps à certaines étapes, créant des populations plus/moins métalliques. À partir de ce raisonnement, les auteurs d'aujourd'hui théorisent que plus la région de matière noire entourant une étoile est dense, plus nous verrions d'écarts extrêmes par rapport au chemin évolutif stellaire standard.

Les simulations

Les auteurs de l'article d'aujourd'hui ont calculé la vitesse à laquelle les étoiles capteraient la matière noire en utilisant MESA, un code open source utilisé pour simuler l'évolution stellaire. La figure 2 ci-dessous montre que les étoiles de trajectoire traditionnelles évoluent sous la forme d'une ligne bleue épaisse, où les lignes rouges correspondent à l'évolution stellaire d'une étoile de masse fixe dans des environnements contenant différentes quantités de matière noire. La figure 3 maintient la quantité de matière noire fixe et fait varier à la place la masse de l'étoile cible.

Figure 2: Evolution stellaire d'une étoile la masse de notre soleil en fonction de la température et de la luminosité. La ligne bleue représente l'évolution stellaire standard dans un environnement sans influence de la matière noire (&rho&chi = 0). La ligne rouge dans les graphiques (b)-(f) représente l'évolution stellaire dans des environnements avec une densité de matière noire croissante (&rho&chi ≠ 0). Figure 2 en papier.

Figure 3: Evolution stellaire d'étoiles de masses différentes sur le diagramme H-R. Dans chaque graphique, la ligne bleue épaisse représente l'évolution standard dans un environnement sans influence de la matière noire (&rho&chi = 0), et la ligne rouge représente l'évolution stellaire à une densité de matière noire fixe non nulle. La masse de l'étoile varie, passant de 0,5x les masses solaires en (a) à 1,0x, 1,5x, 2,0x, 2,5x et 3,0x les masses solaires dans les graphiques suivants. Figure 3 en papier.

Les simulations présentées ci-dessus suggèrent que l'évolution stellaire dévie de la trajectoire attendue lorsqu'elle est sous l'influence de la matière noire. Si les particules de matière noire s'annihilent à l'intérieur des étoiles, elles fournissent une nouvelle source d'énergie dans les étoiles, créant une luminosité supplémentaire et affectant sa place sur le diagramme H-R. Des densités de matière noire plus élevées sont en corrélation avec des écarts plus importants.

Conclusion

Il est possible que la matière noire ne soit pas répartie uniformément dans un amas globulaire. Les observations de &omega Centauri GC révèlent que la région centrale a un rapport masse/lumière plus élevé que le rapport masse/lumière moyen de l'ensemble de l'amas, ce qui implique que la matière noire est plus abondante vers le centre. Dans ce cas, il y aura des régions au sein d'une galaxie qui sont plus denses en matière noire, et des étoiles qui sont donc en contact avec plus de matière noire. Les simulations de ces environnements révèlent que les étoiles qui sont dans des concentrations plus élevées de matière noire ont des écarts plus importants par rapport à l'évolution stellaire standard. Nous verrions donc de multiples populations stellaires dans une distribution non uniforme de matière noire.

Il y a encore tellement de choses à comprendre sur la matière noire. Parce que nous manquons actuellement d'informations sur la nature physique précise de la matière noire, il est difficile de tirer une conclusion solide sur la façon dont elles interagissent avec les étoiles. L'argument avancé ici repose sur la capacité de la matière noire à affecter les étoiles de manière significative. Si la théorie discutée ici est correcte, dans la mesure où la matière noire peut modifier la luminosité et la composition chimique des étoiles, le problème des populations stellaires multiples pourrait s'expliquer par la présence non uniforme de matière noire.


Sujet : La fonction de masse stellaire est-elle statique ?

La fonction de masse initiale stellaire (FMI), _(m) dm, où m est la masse stellaire, est la fonction de distribution parente des masses d'étoiles formées lors d'un événement.

Le FMI varie-t-il ? Est-ce significativement différent dans les environnements riches en métaux que dans les environnements pauvres en métaux ? Les travaux théoriques le prédisent.

Il existe deux arguments de base suggérant que le FMI devrait dépendre des conditions physiques de la formation des étoiles :

Une région d'un nuage moléculaire subissant un effondrement gravitationnel aura des sous-régions trop denses en son sein qui sont également Jeans-instables s'effondrant indépendamment pour former des structures plus petites qui elles-mêmes peuvent à nouveau se sous-fragmenter. En fin de compte, des étoiles résultent.

« Bien que le concept de la masse de Jeans soit très naturel et permette de bien visualiser le processus physique de fragmentation, il pose le problème que les régions les plus denses d'un noyau de nuage pré-étoile devraient avoir les plus petites masses de fragments, mais à la place les étoiles les plus massives se forment dans les régions les plus denses.

Cette théorie de l'évolution des étoiles et des galaxies soutient directement l'idée que lorsque le rapport Fe/H augmente, la masse du système diminue.

Un modèle physique assez convaincant du FMI qui évite le problème avec l'argument de masse de Jeans a été suggéré par Adams & Fatuzzo (1996) et Adams & Laughlin (1996). L'argument ici est que la masse de Jeans n'a pratiquement rien à voir avec la masse finale d'une étoile car la structure d'un nuage moléculaire existe à toutes les échelles. Par conséquent, aucune densité caractéristique ne peut être identifiée et « aucune masse de Jeans unique n'existe ». Lorsqu'une région nuageuse devient instable, un noyau hydrostatique se forme après l'effondrement libre initial.

Le point important cependant est que cette théorie s'attend également à une variation de la masse caractéristique résultante avec la métallicité comme ci-dessus

Ainsi, ce scénario de formation de base concurrente soutient également la prédiction selon laquelle à mesure que le rapport Fe/H augmente, la masse du système diminue. Pourtant:

Les calculs qui existent démontrent à maintes reprises que l'IMF est invariant : il n'existe aucune preuve statistiquement significative d'une variation de l'IMF des populations pauvres en métaux aux populations riches en métaux. Cela signifie que la théorie de la formation d'étoiles actuellement existante ne parvient pas à décrire le résultat stellaire. Des preuves indirectes, basées sur des calculs d'évolution chimique, indiquent cependant que les explosions d'étoiles extrêmes qui ont assemblé des renflements et des galaxies elliptiques peuvent avoir eu un FMI très lourd

Il aurait semblé que lorsque deux théories mutuellement plus ou moins exclusives de l'origine des masses stellaires font la même prédiction de base concernant la variation de la masse stellaire moyenne avec des conditions physiques, cette variation attendue serait très robuste et confirmée par les données d'observation .

Hélas, les données d'observation sur le FMI sont résilientes - elles ne donnent pas ce que nous souhaitons voir. Le FMI stellaire est invariant et peut être mieux décrit par une forme de loi de puissance en deux parties. Ceci est vrai pour les métallicités
allant de celles des amas globulaires aux valeurs super-solaires près du centre galactique, et pour des densités inférieures à environ 106 étoiles/pc3. Même la masse stellaire maximale d'environ 150M⊙ semble être indépendante de la métallicité pour Z>∼ 0,008.

Compte tenu de l'incapacité assez totale à expliquer la résilience du FMI stellaire face aux changements, il est clair que ce conservatisme du FMI pose des défis assez graves à la théorie libérale de la formation des étoiles.


Quand la métallicité stellaire déclenche la formation des planètes

Concept d'artiste montrant une jeune étoile semblable au Soleil entourée d'un disque de gaz et de poussière formant une planète. Crédit : NASA/JPL-Caltech/T. Pylé

De nouvelles recherches prédisent les critères nécessaires pour que des planètes semblables à la Terre se forment autour d'une étoile ayant un dixième de la métallicité de notre Soleil. Si les chercheurs découvrent de petites planètes rocheuses en orbite autour d'étoiles avec une métallicité inférieure, cela pourrait remettre en question le modèle d'« accrétion de noyau » actuellement accepté de la formation planétaire.

Dans de nouvelles recherches, les scientifiques ont tenté de déterminer les conditions précises nécessaires à la formation des planètes dans un système stellaire. Jarrett Johnson et Hui Li du Laboratoire national de Los Alamos affirment que les observations suggèrent de plus en plus que la formation des planètes a lieu dans des systèmes stellaires avec des métallicités plus élevées.

Les astronomes utilisent le terme « métallicité » en référence à des éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium, tels que l'oxygène, le silicium et le fer. Dans le modèle "d'accrétion du noyau" de la formation planétaire, un noyau rocheux se forme progressivement lorsque les grains de poussière qui composent le disque de matière qui entoure une jeune étoile se heurtent les uns aux autres pour créer de petites roches appelées "planétésimaux". Citant ce modèle, Johnson et Li soulignent que des éléments plus lourds sont nécessaires pour former les grains de poussière et les planétésimaux qui construisent les noyaux planétaires.

De plus, des preuves suggèrent que les disques de poussière circumstellaires qui entourent les jeunes étoiles ne survivent pas aussi longtemps lorsque les étoiles ont une métallicité plus faible. La raison la plus probable de cette durée de vie plus courte est que la lumière de l'étoile provoque l'évaporation des nuages ​​de poussière.

Notre histoire cosmique a plusieurs « époques » déterminantes, dont l'une est le moment où les systèmes stellaires ont commencé à former des planètes. Les éléments lourds tels que le carbone, le silicium et l'oxygène devaient d'abord être créés à partir des supernovae et des noyaux stellaires des premières générations d'étoiles avant que les premières planètes puissent se former.

"Notre calcul est une estimation de la quantité minimale d'éléments lourds qui doivent être présents dans les disques circumstellaires avant que les planètes puissent se former", explique Johnson. “Parce que ces éléments lourds doivent être produits par les premières étoiles de l'univers, les premières planètes ne pouvaient se former qu'autour des générations d'étoiles ultérieures.”

Comprendre comment les premières planètes se sont formées fournit des informations cruciales sur l'univers primitif. De plus, une meilleure compréhension de la formation planétaire précoce a un impact sur de nombreuses facettes de l'astronomie, y compris la recherche de la vie ailleurs.

Image HST d'un Dust Disk Around Star HD141569. Crédit : NASA, M. 1Clampin (STScI), H. Ford (JHU), G. Illingworth (UCO/Lick), J. Krist (STScI), D. Ardila (JHU), D. Golimowski (JHU), l'ACS Equipe scientifique et ESA

Selon l'équipe, une théorie réussie de la formation des planètes devrait faire des prédictions sur les propriétés des premières planètes et de leurs étoiles hôtes. Une telle théorie pourrait être testée en étudiant des systèmes planétaires très anciens dans notre galaxie. On pense que l'enrichissement du gaz avec des métaux provenant des supernovae affecte non seulement la formation planétaire, mais aussi la formation d'étoiles de faible masse comme notre Soleil.

"Une planète aussi massive et dense que la Terre ne pourrait se former qu'une fois que les étoiles et les supernovae auraient enrichi le gaz d'une abondance d'éléments lourds qui représente au moins 10 % de celle du Soleil", ajoute Johnson. “Cela suggère que de nombreuses générations d'étoiles ont dû se former et évoluer avant que les planètes habitables puissent se former.”

Une considération importante pour la formation planétaire est le taux de dispersion du disque circumstellaire de gaz et de poussière autour d'une étoile hôte. Deux des mécanismes les plus importants pour disperser un disque planétaire sont la formation de planètes géantes et la photoévaporation par l'étoile hôte. La photoévaporation semble être le processus le plus dominant qui dicte la durée de vie d'un disque planétaire autour d'une étoile. Les observations montrent que les disques à faible métallicité ont une durée de vie plus courte, ce qui est renforcé par les données montrant que les disques à plus haute métallicité sont mieux protégés de l'évaporation par le rayonnement d'une étoile hôte.

Johnson et Li déclarent en outre que les disques avec une métallicité plus élevée ont tendance à former un plus grand nombre de planètes géantes de masse élevée.

Cette image montre la métallicité critique pour la formation d'une planète semblable à la Terre, exprimée en abondance de fer par rapport à celle du Soleil, en fonction de la distance (r) de l'étoile hôte. Si des systèmes avec des planètes sont découverts dans la « zone interdite », cela peut poser un défi au modèle « d'accrétion de noyau » de la formation planétaire. Crédit : Johnson & Li

Afin d'obtenir des estimations de la métallicité critique nécessaire à la formation des planètes, Johnson et Li ont comparé la durée de vie du disque et le temps nécessaire pour que les grains de poussière dans le disque se déposent. Fondamentalement, pour qu'un système stellaire forme des planètes, le temps nécessaire pour que les grains de poussière se déposent ne peut excéder la durée de vie du disque planétaire.

L'équipe explique que le rapport poussière/gaz qui se produit lorsque les échelles de temps sont égales donne une estimation de la métallicité critique, le point auquel leur modèle suggère que les planètes peuvent se former. Étant donné que le temps de sédimentation des grains de poussière dépend de la densité et de la température du disque, qui sont liées à la distance de l'étoile hôte, la métallicité critique est également fonction de la distance de l'étoile hôte.

"Notre calcul est vraiment assez simple par rapport à beaucoup d'autres, car nous nous sommes concentrés uniquement sur ce que nous pensons être les processus clés qui définissent l'échelle de temps requise pour la formation planétésimale à faible métallicité", explique Johnson. Il s'agit de la croissance des grains de poussière en planétésimaux et de la destruction du disque par le rayonnement à haute énergie de l'étoile hôte. Bien que le calcul soit simple, il montre que les modèles actuels de formation des planètes peuvent en principe expliquer comment se forment les planètes à plus faible métallicité.

L'équipe note plusieurs hypothèses formulées dans leurs comparaisons avec les données. La première hypothèse est que la métallicité de surface de l'étoile hôte est la même que celle du disque protostellaire à partir duquel elle et ses planètes se sont formées. Deuxièmement, l'équipe suppose des orbites planétaires circulaires. Lorsque les orbites sont très excentriques, il est plus difficile de comparer les données aux prédictions théoriques. Enfin, l'équipe suppose que les planètes n'ont pas migré vers leur étoile depuis leur lieu de naissance initial dans le disque.

Mercure transit du Soleil le 8 novembre 2006. Une tache solaire située juste en dessous de l'équateur sur le côté gauche est beaucoup plus grande que Mercure, qui ressemble à un petit point noir au milieu inférieur du disque solaire.

L'équipe a découvert que la formation de planétésimaux ne peut avoir lieu qu'une fois qu'une métallicité minimale est atteinte dans un disque protostellaire. Étant donné que les premières étoiles qui se sont formées dans l'univers (étoiles de la population III) n'ont pas la métallicité requise pour héberger des planètes, on pense que les explosions de supernova de ces étoiles ont contribué à enrichir les étoiles suivantes (de la population II), dont certaines peuvent encore être en existence et pourrait héberger des planètes.

Sur la base de leurs équations, l'équipe constate que certaines des premières planètes se sont peut-être formées à une distance de 0,03 UA de leur étoile mère (à titre de comparaison, Mercure orbite à un peu moins de 0,4 UA). Compte tenu des températures élevées sur des orbites aussi compactes (estimées à environ 1600 K ou 1 300 C), la formation des planètes est susceptible d'avoir donné lieu à des planètes trop chaudes pour accueillir la vie telle que nous la connaissons.

Il est intéressant de noter que nos résultats suggèrent également que les premières planètes semblables à la Terre se sont peut-être formées dans les zones habitables d'étoiles légèrement plus massives que le Soleil, ajoute Johnson. “Parce que les étoiles plus massives s'éteignent plus rapidement, il est possible que toute vie qui a évolué sur ces planètes ait déjà péri avec la mort de son étoile hôte, qui n'a vécu que 4 milliards d'années par rapport aux 10 milliards d'années attendus pour le soleil.”

Johnson and Li also note that the formation of Earth-like planets is not itself a sufficient prerequisite for life to take hold, stating that early galaxies contained numerous supernovae and black holes - both strong sources of radiation that would threaten life. Given the hostile conditions in the early universe, it is expected that conditions suitable for life were only present after early galaxy formation.

“However, with the wealth of new exoplanets being discovered and characterized, our theory of the minimum metallicity for planet formation may yet be challenged,” Johnson concludes. “It will be exciting to see how [our model] holds up.”

Johnson and Li’s research is scheduled to appear in the Journal d'astrophysique.


The Faintest Dwarf Galaxies

Joshua D. Simon
Vol. 57, 2019

Abstrait

The lowest luminosity ( L) Milky Way satellite galaxies represent the extreme lower limit of the galaxy luminosity function. These ultra-faint dwarfs are the oldest, most dark matter–dominated, most metal-poor, and least chemically evolved stellar systems . Lire la suite

Supplemental Materials

Figure 1: Census of Milky Way satellite galaxies as a function of time. The objects shown here include all spectroscopically confirmed dwarf galaxies as well as those suspected to be dwarfs based on l.

Figure 2: Distribution of Milky Way satellites in absolute magnitude () and half-light radius. Confirmed dwarf galaxies are displayed as dark blue filled circles, and objects suspected to be dwarf gal.

Figure 3: Line-of-sight velocity dispersions of ultra-faint Milky Way satellites as a function of absolute magnitude. Measurements and uncertainties are shown as blue points with error bars, and 90% c.

Figure 4: (a) Dynamical masses of ultra-faint Milky Way satellites as a function of luminosity. (b) Mass-to-light ratios within the half-light radius for ultra-faint Milky Way satellites as a function.

Figure 5: Mean stellar metallicities of Milky Way satellites as a function of absolute magnitude. Confirmed dwarf galaxies are displayed as dark blue filled circles, and objects suspected to be dwarf .

Figure 6: Metallicity distribution function of stars in ultra-faint dwarfs. References for the metallicities shown here are listed in Supplemental Table 1. We note that these data are quite heterogene.

Figure 7: Chemical abundance patterns of stars in UFDs. Shown here are (a) [C/Fe], (b) [Mg/Fe], and (c) [Ba/Fe] ratios as functions of metallicity, respectively. UFD stars are plotted as colored diamo.

Figure 8: Detectability of faint stellar systems as functions of distance, absolute magnitude, and survey depth. The red curve shows the brightness of the 20th brightest star in an object as a functi.

Figure 9: (a) Color–magnitude diagram of Segue 1 (photometry from Muñoz et al. 2018). The shaded blue and pink magnitude regions indicate the approximate depth that can be reached with existing medium.


Stellar core mass as a function of metallicity - Astronomy

The spectra observed from galaxies are formed from a combination of stars, molecular clouds, and star-forming regions. We can examine them to determine many properties, among them the radial velocity of the galaxy, the star-formation rate, and the average age and metallicity of the stellar populations, and the kinematics (mass) of the galaxy. A spectrum has three components: the continuum, absorption lines, and emission lines.

Solar spectrum
This detailed spectrum shows the spectrum of the Sun, a nearly continuous function broken by absorption features. Can you identify any of the species present in the solar atmosphere, from the wavelengths or colours of the absorption lines? What elements do you expect to feature prominently in the solar spectrum?

The diagram below shows how one could observe a continuum spectrum, and emission spectrum, or an absorption spectrum from different positions around a continuum source partially shrouded by a cool gas cloud.