Carbonaceous compounds in carbon stars and planetary nebulae

¹ Laboratoire de Radioastronomie Millimétrique, Ecole Normale Supérieure, Paris, France
² Service d'Astrophysique, Centre d'Etudes Nucléaires de Saclay, France

Abstract

A recent count of the stars leaving the main sequence and the method to estimate the return of matter to the interstellar medium due to mass-loss is summarized. Stars of (1 - 5) M⊚ would replenish the interstellar medium in (6 - 12) x 109 years. Carbonaceous compounds of the interstellar dust are believed to be formed in the atmosphere of carbon stars, but I bring evidences that the fraction of it made of very small particles and most frequently referred to as polycyclic aromatic hydrocarbons (PAH), which on average are believed to accommodate > 15% of the interstellar carbon, are not formed as soon as the dust condenses in the atmosphere of red giants. Some kind of processing seems to be required, very likely induced by the exposition of the dust to the ultraviolet radiation of the central star when the red giant becomes a planetary nebula. Heating of small grains by hard photons is believed to heat them to high enough a temperature to produce some morphological or crystallographic evolution, roughly from aliphatic to aromatic stucture. Further processing of the interstellar medium along the same line is suggested by observations of reflection nebulae, which display properties of the dust and gas at the site of star formation.

Résumé

Les résultats de comptages récents d'étoiles quittant la séquence principale et la méthode permettant d'évaluer le taux de perte de masse sont brièvement présentés. On trouve que les étoiles de 1 à 5 M⊙ reconstituent la masse du milieu interstellaire en (6 -12) x 109 années. Il est plausible que les géantes rouges forment d'abord les composants sHicés, puis lorsqu'elles atteignent la phase à carbone, qu'elles produisent la composante carbonée de la poussière interstellaire. Cette dernière comporte une importante fractions de très petites particules, le plus souvent considérées comme formées de grosses molécules polycycliques aromatiques (PAH), et qui contiennent au moins 15 % du carbone interstellaire. Bien qu'il soit tentant de considérer ces molécules comme les briques de base dont sont constituées les plus grosses particules de poussière (grains standards) produisant l'extinction interstellaire, je présente quelques arguments tendant à montrer que ce n'est peut-être pas le cas. Il semble que les propriétés typiques des PAH (les bandes dites non-identifiées à λ = 3,3; 6,2; 7,7; 8,2; 11,3 μm) apparaissent plus tard, lorsqu'une certaine évolution s'est produite, sans doute induite par le rayonnement ultraviolet de l'étoile centrale lorsque l'enveloppe est rejetée et que la géante rouge devient nébuleuse planétaire. Il semble que cette évolution, qui est mesurée par le rapport des intensités des raies à 7,7 et 6,2 μm de longueur d'onde, se poursuive dans le milieu interstellaire lorsque l'enveloppe est complètement dispersée et contribue à la formation des nuages dont parfois les propriétés sont révélées par les nébuleuses en réflection dans les régions où viennent de se former de nouvelles étoiles.