Étoile pauvre en hélium

Les Pléiades

Su-Shu Huang et Otto Struve, en 1956, font une étude exhaustive des raies d'absorption de l'étoile Maïa. Les deux chercheurs remarquent que l'étoile semble posséder des raies d'hélium moins marquées que les autres étoiles de type B. Ils supposent que cela s'explique par le fait que sa partie équatoriale soit plus froide et qu'elle comprend des raies métalliques plus élevées, tandis que les raies He I soient du côté plus chaud de l'étoile, au niveau des pôles.

Plusieurs éléments ont été trouvés, mais ils ont concentré leur effort sur les raies d'hydrogène et d'hélium. Ils remarquent une disparité de l'hélium et de l'hydrogène, mais ne tirent pas de conclusion définitive sur le sujet, car certains facteurs restent non résolus. Aussi, ils théorisent que l'étoile possède la même rotation rapide que ses étoiles sœurs des Pléiades, mais que depuis la Terre elle est vue par les pôles[5].

En 1965, John T. Guthrie (en) reprend l'idée de Huang et Struve et suppose que ces étoiles sont effectivement des étoiles de type B sur la séquence principale mais qu'elles sont plus pauvres en hélium, et que ces étoiles particulières permettraient de reconnaître les étoiles de type B à rotation rapide vue d'un pôle[6].

Leonard Searle (en), Wallace Sargent et plus tard, Peter Strittmatter (de), rejettent la supposition de Huang et Struve sur la vitesse de rotation du fait que Maïa, 36 Lyncis (en) et α Sculptoris ont des raies de C_II qui ne sont pas faibles. L'excitation et l'ionisation de ces raies sont similaires aux raies He_I. Ils proposent en fait qu'il s'agisse d'un nouveau sous-groupe d'étoile CP faisant partie des séquences Ap. Ils s'attaquent aussi à l'hypothèse de Guthrie sur la vitesse de rotation. Ils argumentent que les étoiles B qui on une rotation rapide presque vue d'un pôle possède pas de raie He_I faible selon leur couleur UBV. Les chercheurs font la remarque que les étoiles Be, qui on une rotation si rapide qu'elle éjecte de la matière, et vu d'un pôle ont des raies d'hélium normal pour leur couleur. Ils amènent aussi le fait que la comparaison des étoiles He-weak se fait en pratique avec des étoiles B "normales", qui sont vues de plusieurs angles et pas seulement vu d'un pôle au lieu d'étoiles B sans rotation. Alors que toutes les étoiles faibles en hélium sont vues d'un pôle. Ils ne continuent pas sur ce cas, car cela demanderait d’accéder l'intérieur de l'étoile pour en étudiez leurs compositions. Ils portent ensuite leur attention sur les étoiles faibles en hélium découvert par Sharpless. Leur calculs donnent des résultats similaires, mais dus à l’incertitude causée par les raies d'absorptions totales aux sélectives, ils laissent la conclusion de Sharpless inchangé[7] - [8].

La série de Balmer.

Une étude fait par Francesco Leone et Manfré montre que la composition de l'atmosphère des étoiles CP peut altérer le profil des raies de Balmer[9].

Comme le résument Catanzaro, Leone et Dall[10]

« The latter authors (Leone & Manfré 1997) found that the H_β line profile depends on the metal and helium abundances. Hence, the metal opacity scale and the microturbulence velocity adopted to compute the atmosphere model have to be consistent with the derived abundances, measured microturbulence, T_eff and log g. »

En reprenant la méthode de Leone et Manfré, ils ajoutent les raies H_δ et H_γ pour le calcul de la température effective (T_eff) et la gravité de surface (log g). Ils étudient l'étoile HR 6000, considérée comme très pauvre en hélium. Après l'analyse des informations calculées et observées, ils en concluent que la raie H_δ est plus sensible et donc une meilleure indication pour le calcul de T_eff et log g, comparée à la raie H_γ. Dans une étoile "normale", les raies d'hélium sont normalement fortes, à une température effective de 13 K. Dans le cas de HR 6000, les raies d'hélium sont peu visibles car elles sont mélangées avec des raies métalliques, dont majoritairement celles du fer. Ils démontrent que la modélisation des raies de H_δ et H_γ, qui sont utilisées pour le calcul de T_eff et log g, est sensible à la composition de l'étoile, surtout si la chimie de l'étoile diffère beaucoup d'une étoile normale[10].

Plusieurs autres études ont été entreprises, et il a été conclu que les étoiles faibles en hélium sont des sous-catégories des étoiles de la séquence B, et ont un lien avec les étoiles Ap et Bp[11] - [12] - [13].