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

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
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