Naines blanches de type DBA

Découvertes en grand nombre à partir de 20,000 K, les naines blanches de type DBA possèdent un spectre exhibant une combinaison de raies d’hélium et de la série de Balmer. Avec des abondances photosphériques allant de log H/He = −2 à log H/He = −6, ces hybrides peuvent potentiellement imposer des contraintes cruciales à la compréhension de l’évolution spectrale comme le démontre la figure 1.16. Malgré plus de 375 objets connus, leur détection demeure toutefois limitée par les capacités instrumentales. Cette réalité expose l’importance de l’enjeu lié à l’obtention d’observations à haut rapport signal-sur-bruit et, idéalement, de la

1.3. IMPORTANCE DES ÉLÉMENTS TRACES

Figure 1.16 – Haut : abondance d’hydrogène en fonction de la température effective pour des étoiles de type DB (blanc) et DBA (rouge). Les limites de détection imposées par Hα (courbe inférieure) et Hβ (courbe supérieure) sont indiquées à l’aide de lignes pointillées. Les abondances déterminées pour les objets DB représentent des limites supérieures (Bergeron et al. 2011). Bas: abondance d’hydrogène en fonction de la température effective. Les cercles rouges indiquent une détection et les symboles gris sont des limites supérieures. (Koester & Kepler 2015). Notez l’inversion des échelles en température propre à chaque panneau.

raie Hα afin de caractériser adéquatement les étoiles DBA.

Présentes majoritairement en-deçà de ∼20,000 K, leur existence coïncide avec les phases de croissance convective identifiées précédemment à la figure 1.12. De plus, le comportement du ratio H/He semble, à première vue, correspondre avec une disparition progressive de l’hy- drogène au niveau de la photosphère. Ces propriétés intrigantes ont historiquement mené à la conclusion que ces hybrides sont probablement le résidu du processus de dilution convective visant à expliquer la brèche des DB (Voss et al. 2007; Bergeron et al. 2011; Koester & Kepler 2015). En dépit de l’élégance de ce scénario, la masse totale inférée pour reproduire les données doit se situer entre MH= 10−13M et 10−10M. Cette quantité d’hydrogène devrait techni-

quement inhiber la formation des instabilités hydrodynamiques associées à l’hélium, limitant la possibilité d’éroder les couches de surface (voir figure 1.15). Un tel progéniteur apparaitrait indéniablement sous la forme d’une étoile DA et aurait évolué avec une enveloppe stratifiée jusqu’à des températures effectives beaucoup plus basses (T_eff ∼ 12, 000 K). Une seconde approche envisage plutôt que la dilution convective engendre des abondances beaucoup trop faibles pour expliquer les naines blanches DBA et nécessiterait donc l’existence de sources ex- ternes d’hydrogène. MacDonald & Vennes (1991) ont aussi convergé vers ce paradoxe à l’aide de leur simulations d’enveloppes comme en témoigne la figure 1.17.

En raison des incohérences reliées à la dilution convective, une alternative aux mécanismes physiques misant sur l’origine fossile s’est avérée nécessaire. Favorisant plutôt les sources ex- ternes, l’accrétion est la solution plus couramment utilisée pour tenter de résoudre le problème. Selon ce scénario, un progéniteur riche en hélium serait progressivement enrichi, notamment en hydrogène, grâce à une pollution provenant du milieu interstellaire, de planétoïdes, d’as- téroïdes ou de comètes (Voss et al. 2007; MacDonald & Vennes 1991; Bergeron et al. 2011; Koester & Kepler 2015). Comme la convection dans l’enveloppe s’intensifie avec le temps (voir figure 1.12), l’abondance photosphérique pourrait alors diminuer lorsque que la température effective chute sous 20,000 K. Malgré la simplicité de cette hypothèse, les taux nécessaires, allant de M˙H= 10−21M/an à M˙H= 10−19 M/an, posent problème. En effet, ils excèdent

d’au moins 100 fois les valeurs obtenues par Dufour et al. (2007a) pour les étoiles DZA. Les données disponibles semblent donc indiquer que l’efficacité de l’accrétion d’hydrogène ne se-

1.3. IMPORTANCE DES ÉLÉMENTS TRACES

Figure 1.17 – Emplacement des naines blanches de type DBA à l’intérieur du dia- gramme H/He − T_eff. (MacDonald & Vennes 1991).

rait pas uniforme d’une population à l’autre. De plus, ces taux dépassent également la limite supérieure de 5 × 10−21 M/an calculée par MacDonald & Vennes (1991) et imposée par

l’existence des objets de type DB à 15,000 K. En dépit de ses faiblesses, le scénario d’accrétion pourrait potentiellement s’arrimer avec la prédiction de Koester & Kepler (2015) envisageant une éventuelle omniprésence des hybrides DBA grâce à des observations de qualité.

Malgré ces lacunes, certains cas particuliers semblent soutenir l’hypothèse de l’accrétion en raison de la présence commune de métaux et de raies de la série de Balmer dans leur spectre. Des candidats tels que GD 40, GD 61 et G241-6 possèdent également une surabondance relative en oxygène souvent associée à la réception de matériel riche en eau à la surface de ces naines blanches (Jura & Xu 2010; Farihi et al. 2013; Raddi et al. 2015; Gentile Fusillo et al. 2017). Comme le montre la figure 1.18, une autre caractéristique en leur faveur concerne la similitude entre les abondances photosphériques calculées pour ces objets et les résultats connus pour les étoiles DZA et DBA. De plus, les taux d’accrétion nécessaires pour représenter ces astres suroxygénés correspondent aux valeurs envisagées pour les autres groupes d’hybrides contenant des traces d’hydrogène. Indépendamment du petit nombre de prototypes connus, ces différents facteurs ont mené à l’émergence d’une théorie stipulant que l’accrétion de débris riches en eau

pourrait expliquer toutes les traces d’hydrogène observées dans les enveloppes riches en hélium.

Figure 1.18 – Masse totale d’hydrogène en gramme (axe gauche), ou en masse solaire (axe droit), dans la zone de convection de naines blanches riches en hélium en fonction de T_eff. Les temps de refroidissement pour une DB typique de Bergeron et al. (2011) sont indiqués par l’axe supérieur. Les objets du champ (voir légende) ont été ajoutés à des fins de complétude. Les lignes pointillées et la région ombragée représentent la masse d’hydrogène en eau pour Ceres, Callisto et la Terre. Les tracés hachurés suivent l’accrétion cumulative au fil du temps (Raddi et al. 2015).