Detection of actinides in CEMP-rs stars

Résumé technique : Détection des actinides dans les étoiles CEMP-rs

Énoncé du problème
Les étoiles pauvres en métaux enrichies en carbone (CEMP) présentant des enrichissements hybrides d'éléments de capture neutronique lents (s) et rapides (r), connues sous le nom d'étoiles CEMP-rs, constituent un casse-tête nucléosynthétique de longue date. Bien que des études récentes suggèrent que le processus de capture neutronique intermédiaire (processus i) se produisant dans les étoiles de la branche asymptotique des géantes (AGB) de faible masse et de très faible métallicité peut expliquer les profils d'éléments lourds dans ces objets, l'origine des actinides (spécifiquement le thorium et l'uranium) reste controversée. La production d'actinides est traditionnellement associée à la nucléosynthèse de processus r explosive dans des environnements hautement riches en neutrons. Auparavant, la détection de ces éléments dans les spectres stellaires était notoirement difficile en raison d'un mélange sévère de raies provenant de molécules porteuses de carbone et d'autres éléments, particulièrement dans les étoiles riches en carbone. Avant ce travail, les mesures d'actinides dans les étoiles CEMP-rs étaient largement inexplorées, avec seulement des détections provisoires dans quelques étoiles à enrichissement hybride.

Méthodologie
Les auteurs ont étudié un échantillon de trois étoiles CEMP-rs (HD 187861, HD 224959 et CS 22891−171) précédemment analysées par Karinkuzhi et al. (2021). L'étude a utilisé des spectres à haute résolution et à rapport signal sur bruit élevé obtenus avec le spectrographe UVES de l'ESO VLT (Kueyen), couvrant des longueurs d'onde allant d'environ 3280 Å à 6835 Å.

Les étapes méthodologiques clés comprenaient :

• Paramètres stellaires : Les paramètres ($T_{\text{eff}}$, $\log g$, $\xi$, [Fe/H]) ont été affinés à l'aide de corrections de non-équilibre thermodynamique local (NLTE) basées sur le code TURBOSPECTRUM et les outils NLTE du MPIA, par itérations jusqu'à l'obtention de l'équilibre d'excitation et d'ionisation pour les raies du fer.
• Analyse spectrale : Les auteurs ont réalisé une synthèse spectrale utilisant la dernière version non-LTE de TURBOSPECTRUM. Ils se sont concentrés sur des raies spécifiques de Th II et U II, en tenant compte soigneusement du mélange avec les caractéristiques de CN et de Fe I.
• Détermination de l'abondance : Les abondances de thorium ont été dérivées de raies individuelles (par exemple, 3469,92 Å, 4019,13 Å, 4086,52 Å), tandis que les abondances d'uranium ont été contraintes par des limites supérieures en raison de la non-détection des raies U II clés.
• Comparaison théorique : Les profils d'abondance observés ont été comparés aux prédictions de nucléosynthèse des modèles AGB de STAREVOL. Ces modèles simulent le processus i lors des épisodes d'injection de protons (PIE) dans des étoiles de faible masse (1–2 $M_{\odot}$) et de faible métallicité ($-3 \le$ [Fe/H] $\le -2$). Une procédure de minimisation du $\chi^2$ a été utilisée pour trouver les facteurs de dilution et les paramètres de modèle optimaux, en comparant les prédictions du processus i aux modèles de processus s purs.

Résultats clés

• Détection du Thorium : Le thorium a été détecté de manière robuste dans les trois étoiles de l'étude. Les abondances dérivées correspondent à des valeurs de [Th/Fe] comprises entre 1,3 et 1,6, ce qui, bien qu'étant dans la limite supérieure, est comparable aux valeurs mesurées dans les étoiles enrichies par le processus r.
• Contraintes sur l'Uranium : L'uranium n'a pas été détecté de manière définitive dans les étoiles. Les raies U II à 3859,571 Å, 4050,041 Å et 4090,132 Å étaient trop faibles et mélangées pour permettre des mesures, ne fournissant que des limites supérieures.
• Origine nucléosynthétique : Les profils d'abondance observés, incluant la présence de thorium, sont mieux reproduits par les modèles AGB du processus i que par les modèles de processus s purs. Les modèles de processus i produisent des valeurs de $\chi^2$ réduit plus faibles pour l'échantillon d'étoiles. Notamment, les modèles de processus s surproduisent systématiquement les éléments Sr–Nb, tandis que les modèles de processus i (spécifiquement pour HD 224959) correspondent étroitement au profil observé, avec des divergences mineures pour l'iridium et l'ytterbium attribuées aux incertitudes de mesure ou aux limitations des modèles.
• Limitations de la chronométrie : Bien que la détection d'actinides permette théoriquement la cosmochronométrie, les auteurs ont constaté que les incertitudes actuelles empêchent une détermination fiable de l'âge. Les incertitudes théoriques dans les rapports de production du processus i (spécifiquement [Th/Eu] et [Th/U]), principalement dues aux taux de réactions nucléaires inconnus (par exemple, le taux de branchement $^{217}\text{Bi}(n,\gamma)^{218}\text{Bi}$), introduisent des incertitudes d'âge dépassant 20–100 Gyr. De plus, l'absence de mesures précises de l'uranium empêche l'utilisation du rapport Th/U, qui est généralement le chronomètre le plus fiable.

Signification et affirmations
Cette étude rapporte la première détection confirmée d'actinides (spécifiquement le thorium) dans des étoiles classées comme CEMP-rs. La principale signification réside dans la démonstration que le processus i dans les étoiles AGB de faible masse est capable de synthétiser des actinides sans nécessiter un site de processus r distinct. Cela soutient l'hypothèse selon laquelle les signatures chimiques hybrides des étoiles CEMP-rs proviennent d'un événement nucléosynthétique unique (le processus i) plutôt que d'une superposition de contributions indépendantes des processus s et r.

Bien que les auteurs reconnaissent que des prédictions quantitatives robustes pour les rendements des actinides nécessitent de nouveaux progrès en physique nucléaire et en modélisation stellaire, leurs résultats fournissent de nouvelles contraintes observationnelles sur la nucléosynthèse des éléments lourds. Ils avancent que ces détections offrent une voie potentielle, bien qu'actuellement limitée, pour estimer le temps écoulé depuis l'épisode d'injection de protons dans les étoiles AGB progénitrices et pour fixer des limites inférieures sur les âges des résidus de naines blanches résultants, à condition que les incertitudes nucléaires soient significativement réduites à l'avenir.