Ba Isotope Ratio in CEMP-s and CEMP-rs Stars as a Signature of s-Process and i-Process

Résumé technique : Le rapport isotopique du Ba dans les étoiles CEMP-s et CEMP-rs comme signature des processus s et i

Énoncé du problème
Les étoiles enrichies en carbone et pauvres en métaux (CEMP) sont cruciales pour la compréhension de la nucléosynthèse par capture de neutrons. Ces étoiles sont classées comme CEMP-s (traçant le processus s lent) ou CEMP-rs (traçant le processus i intermédiaire) en fonction de leurs profils d'abondance chimique. Cependant, la distinction entre ces classes à l'aide de rapports d'abondance standards, tels que [Ba/Eu], est souvent ambiguë en raison du chevauchement des critères et de l'absence de consensus dans la littérature. Par exemple, l'étoile bien étudiée HD 196944 a été classée à la fois comme CEMP-s et CEMP-rs par différents auteurs, les rapports [Ba/Eu] rapportés variant considérablement selon que les effets de l'équilibre thermodynamique local (LTE) ou de la non-équilibre thermodynamique locale (NLTE) sont pris en compte. Les auteurs postulent que la fraction des isotopes impairs du Baryum ($F_{odd}$) offre un diagnostic plus physiquement motivé pour distinguer la nucléosynthèse des processus s et i, car le processus i est prédit pour produire des valeurs de $F_{odd}$ nettement plus élevées (0,60–0,80) par rapport au processus s (0,10).

Méthodologie
L'étude se concentre sur trois étoiles CEMP spécifiques précédemment classées dans la littérature : SDSS J1349-0229 (CEMP-rs), BPS CS 29512-073 (CEMP-s) et SDSS J1036+1212 (CEMP-s). Les auteurs ont sélectionné ces étoiles car elles possèdent des températures effectives ($T_{eff}$) et des gravités de surface ($\log g$) élevées, ce qui minimise la saturation des raies de résonance Ba II et réduit le mélange avec les raies moléculaires de carbone, les rendant adaptées à l'analyse des rapports isotopiques.

1. Observations et paramètres : Des spectres à haute résolution ont été obtenus à partir de l'archive UVES de l'ESO. Les paramètres atmosphériques stellaires ($T_{eff}$, $\log g$, [Fe/H]) ont été dérivés en utilisant la photométrie Gaia, les parallaxes et les abondances de fer en NLTE. Les auteurs ont noté des divergences entre leurs paramètres dérivés par photométrie et ceux issus d'études spectroscopiques antérieures, attribuant ces différences à des erreurs systématiques des méthodes d'équilibre d'excitation pour les étoiles à faible métallicité.
2. Analyse spectrale : L'analyse a utilisé le code SYNTHVB couplé à BinMag pour ajuster les profils de raies synthétiques aux spectres observés. L'étude a employé des calculs NLTE en utilisant des modèles atomiques mis à jour pour Ba II et Eu II, incorporant des données de collision inélastique avec l'hydrogène.
3. Détermination des isotopes : La méthode repose sur la structure hyperfine (HFS) des raies de Ba II. Les isotopes impairs ($^{135}$Ba et $^{137}$Ba) provoquent un élargissement des raies. Les auteurs ont comparé les abondances dérivées de la raie de résonance Ba II (4934 Å), qui est sensible à $F_{odd}$, par rapport aux abondances des raies subordonnées (5853 Å, 6141 Å, 6496 Å), qui sont largement insensibles au mélange isotopique. En faisant varier $F_{odd}$ dans les modèles synthétiques, ils ont déterminé la valeur qui minimisait la différence d'abondance entre la raie de résonance et les raies subordonnées.
4. Outils : Un outil pour générer des listes de raies Ba II pour des valeurs spécifiques de $F_{odd}$ a été développé et mis à disposition sur GitHub.

Résultats clés
L'étude a déterminé les abondances NLTE et les valeurs de $F_{odd}$ pour les trois étoiles cibles :

• SDSS J1349-0229 (CEMP-rs) : Le $F_{odd}$ dérivé est de $0,65^{+0,35}_{-0,34}$. Bien que l'incertitude soit grande, cette valeur est cohérente avec les prédictions des modèles du processus i ($F_{odd} \approx 0,60–0,80$) et exclut un processus s pur ou un mélange solaire. Cela soutient sa classification en tant qu'étoile CEMP-rs.
• BPS CS 29512-073 (CEMP-s) : Le $F_{odd}$ dérivé est de $0,23^{+0,19}_{-0,10}$.
• SDSS J1036+1212 (CEMP-s) : Le $F_{odd}$ dérivé est de $0,23^{+0,22}_{-0,11}$.

Les valeurs de $F_{odd}$ pour les deux étoiles CEMP-s sont cohérentes avec la valeur solaire (0,18) et les prédictions du processus s pur, bien que les auteurs notent qu'une contribution mineure du processus r (jusqu'à ~20 %) ne peut être exclue.

En traçant $F_{odd}$ en fonction de [Ba/Eu], les auteurs observent une séparation claire :

• Les étoiles CEMP-s se regroupent avec [Ba/Eu] > -0,1 et $F_{odd} < 0,25$.
• Les étoiles CEMP-rs (incluant les nouvelles données et les résultats précédents de Sitnova et al.) présentent [Ba/Eu] > 0 et $F_{odd} \approx 0,6$.
• Les auteurs identifient un groupe distinct d'étoiles "CEMP-r+s" (ex: 2MASS J09124370+0216236) où [Ba/Eu] < 0 et $F_{odd} > 0,3$, suggérant un mélange de matériaux issus des processus s et r.

Signification et affirmations
L'article affirme que le rapport isotopique du Baryum ($F_{odd}$) sert de signature robuste et physiquement motivée pour distinguer la nucléosynthèse des processus s et i dans les étoiles CEMP, surmontant les ambiguïtés des schémas de classification traditionnels [Ba/Eu]. Les résultats soutiennent la classification antérieure des trois étoiles étudiées et renforcent la conclusion selon laquelle les étoiles CEMP-s et CEMP-rs possèdent des signatures isotopiques distinctes.

Les auteurs concluent que parmi les 12 étoiles CEMP analysées dans ce travail et leur étude précédente, quatre sont identifiées comme des traceurs du processus i. Ils soulignent que, bien que les résultats actuels soient prometteurs, l'obtention de nouvelles contraintes observationnelles sur la nucléosynthèse du processus i nécessite des déterminations d'abondances NLTE pour une gamme plus large d'éléments chimiques. L'étude ne propose pas de nouveaux sites astrophysiques pour le processus i, mais fournit plutôt des contraintes observationnelles pour affiner les modèles existants.