Rapport quadriennal 2002 - Laboratoire d'Astrophysique de l ...

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Rapport d’activité 1999-2001 LAOG 2 Evolution stellaire 2.1 Composition de l’équipe Permanent: Manuel Forestini (MCF) Thésitive: Gwenaëlle Leclair (1ère année) 2.2 Faits saillants • Nous avons développé pour la première fois un site Internet interactif permettant à des observateurs d’introduire leurs données et d’avoir en retour des informations très complètes sur le statut évolutif et les caractéristiques de surface des étoiles observées. Cela concerne actuellement des grilles d’étoiles PMS et MS de 0.1 à 7 M o pour quatre métallicités différentes (voir Sect. 2.3.1). A terme, nous comptons non seulement entretenir mais davantage développer ce site très utilisé. • Nous avons effectué les premiers calculs évolutifs à la phase RGB en couplant la résolution du transport de matière à celle des équations de la structure stellaire. Cela nous a déjà permis de démontrer l’existence, au début de cette phase, d’une instabilité thermique (que nous avons baptisée flash du Lithium; voir section 2.32 liée à ce transport). • La question demeurait ouverte de savoir si les étoiles AGB primordiales (c’est-à-dire à métallicité nulle) connaissaient une phase de pulses thermiques. Nous avons effectué de premiers calculs montrant que c’est bien le cas et avons calculé en détail la nucléosynthèse des éléments lourds dont ces étoiles peuvent être la source (voir Sect. 2.3.3). 2.3 Bilan Nos activités de recherche en évolution stellaire poursuivent un double objectif: calculer des modèles évolutifs d’étoiles constituant un outil d’interprétation de données observationnelles et progresser dans notre compréhension du fonctionnement des étoiles ainsi que dans la modélisation des phénomènes complexes qui s’y déroulent. Le premier objectif n’a de sens qu’en interface étroite avec d’autres équipes de recherche menant des observations photométriques, spectroscopiques, voire interférométriques d’étoiles particulières. Des modèles stellaires dédiés peuvent alors être calculés en fonction des observables. Le second objectif constitue une démarche opposée, et concerne de manière privilégiée des objets stellaires pour lesquels plusieurs observations demeurent en désaccord avec les prédictions des modèles. Cela concerne principalement les phases ultimes de l’évolution stellaire. A l’instar des contraintes apportées par l’astérosismologie pour les étoiles de la séquence principale, l’observation de l’évolution de la composition chimique à la surface d’étoiles évoluées permet de sonder leur intérieur également, et produit actuellement les contraintes les plus précises concernant les mécanismes couplés de transport et de nucléosynthèse caractéristiques des intérieurs de tels objets. C’est donc grâce à de telles déterminations que la théorie des processus stellaires gouvernant l’évolution interne des étoiles évoluées peut être améliorée, mieux modélisée, et finalement, mieux traitée dans un code d’évolution stellaire. Les enjeux dépassent ici largement le cadre stellaire, puisque, entre autres, une meilleure modélisation des phases avancées de l’évolution des étoiles représente l’ingrédient de base pour une meilleure compréhension de l’évolution chimique et spectrophotométrique des galaxies. 56
Chapitre B Thèmes: Bilan et prospective 2.3.1 Grilles de modèles PMS et MS Nous avons poursuivi la modélisation d’étoiles Pré-Séquence Principale en tenant compte de l’accrétion de matière qui caractérise bon nombre d’entre elles. Un modèle d’accrétion avait été développé dans le cadre de la thèse de Lionel Siess (1993-1996). Nous l’avons utilisé pour le calcul de quelques grilles de modèles évolutifs incluant ce traitement de l’accrétion, ce qui nous a permis de fournir des prédictions nouvelles concernant les tracés évolutifs PMS, influencés par les actions mécanique (accrétion de matière) et énergétique (combustion du Deutérium) de ce phénomène d’accrétion (Siess et al. 1999). Par ailleurs, dans le cadre de la thèse d’Emmanuel Dufour (1997-2000), nous avons mis au point une nouvelle équation d’état pour notre code d’évolution stellaire. Bien plus rigoureuse et adaptée pour les phases évolutives qui nous intéressent (voir Sect. 2.3.5), cela nous a entre autres permis de réaliser des modèles d’étoiles de très faible masse de qualité comparable aux meilleurs publiés. Nous avons par conséquent entrepris le calcul de vastes grilles de modèles évolutifs Pré-Séquence Principale et Séquence Principale pour des étoiles dont la masse initiale est comprise entre 0.1 et 7 M o , pour 4 métallicités différentes (Siess et al. 2000). Ces nouvelles données permettent d’interpréter de nombreuses observations. Nous avons créé un site Internet interactif à disposition de la communauté, permettant de fournir un vaste ensemble de prédictions (masse, âge, statut évolutif, caractéristiques de surface, composition chimique superficielle, ...) en entrant des données observées (couleurs, indices de couleur). Nous assurons le calcul de nouvelles grilles de modèles évolutifs pour alimenter ce site chaque fois que les développements effectués dans notre code d’évolution stellaire le justifieront. Enfin, nous continuons à effectuer des modèles évolutifs sur mesure en fonction des besoins d’autres équipes du LAOG ou d’autres équipes françaises. Nous avons ainsi calculé par exemple récemment des modèles évolutifs d’étoiles de 0.8 et 1.5 M o (par pas de 0.1 M o ) et quatre métallicités plus élevées que celle du Soleil jusqu’au terme de la phase RGB, pour Claude Bertout (IAP). 2.3.2 Vers une nouvelle génération de modèles évolutifs Au cours de ces dernières années, nous avons beaucoup travaillé au développement et au traitement de divers mécanismes de transport de matière. Selon les données spectroscopiques, de tels processus jouent manifestement un rôle déterminant aux phases avancées de l’évolution des étoiles de masse faible (c’est-àdire les phases Post-Séquence Principale). Traités de manière paramétrique et empirique jusqu’à présent dans les modèles évolutifs publiés, ces mécanismes se sont avérés indispensables pour expliquer l’évolution de la composition chimique à la surface des étoiles géantes rouges. Nous avons entrepris, avec Corinne Charbonnel (du laboratoire d’Astrophysique de Toulouse), de les modéliser de manière rigoureuse et cohérente, c’est-à-dire en couplant leur traitement à la résolution des équations de la structure stellaire. Notre objectif est de produire des modèles évolutifs de nouvelle génération pour les phases avancées RGB et AGB. Ce travail théorique et numérique vient d’être achevé dans notre code d’évolution stellaire (voir Sect. 2.3.5), en partie dans le cadre de la thèse d’Ana Palacios (1999-2002, co-dirigée par les laboratoires d’Astrophysique de Toulouse et de Grenoble). En particulier, nous traitons à présent de manière couplée le transport de moment cinétique, ainsi que celui des espèces chimiques induit par la rotation différentielle (cisaillement et circulation méridienne). Nous avons déjà obtenu quelques résultats tout-à-fait originaux, dus au traitement couplé, dans notre code d’évolution stellaire, de ces mécanismes de transport, des réactions nucléaires spécifiques que ceux-ci induisent et de le rétroaction énergétique qui en résulte. Nous avons ainsi mis en évidence l’existence d’un flash de Lithium au tout début de la phase RGB, instabilité thermique liée au transport rapide de Béryllium sous l’enveloppe convective de tels objets au moment précis où le transport devient très efficace (Palacios et al. 2001). Des résultats nouveaux ont également été obtenus même sur la Séquence Principale (publication en préparation pour A&A). Nous mettons donc beaucoup d’espoir dans le calcul de nouveaux modèles évolutifs pour les phases RGB et AGB, avec cette physique très sophistiquée. Des premiers modèles exploratoires sont en cours de calcul pour la phase RGB. Ils sont, évidemment, assez difficiles à calculer (voir Sect. 2.4.2). Ces divers travaux en cours s’effectuent dans le cadre d’une vaste collaboration nationale, dont nous sommes pilote au LAOG, projet soutenu de manière prioritaire et financé comme tel par le Programme National de Physique Stellaire (PNPS), depuis trois ans. La principale originalité de cette collaboration est la réunion, au sein de notre équipe, de spécialistes de modèles évolutifs, d’observations spectroscopiques d’étoiles géantes 57
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