Nos tutelles

Nos partenaires

annuaire

aigle

Rechercher




Accueil > Recherche > Les Axes et Activités de Recherche > Astrophysique Stellaire > Thèmes de recherche

Astrophysique Stellaire - Thèmes de Recherche

publié le

Les travaux menés au sein de l’équipe Astrophysique Stellaire visent à mieux comprendre l’évolution des étoiles en se basant sur des modèles théoriques (structures interne et évolution, atmosphères, astro-chimie) et des observations (photométrie, spectroscopie, spectropolarimétrie dans les domaines optique, infrarouge, et radio). Ces travaux portent sur une grande variété d’étoiles à travers tout le diagramme de Hertzsprung-Russell et se répartissent en six thèmes de recherche décrits ci-dessous :

1. Magnétisme Stellaire

2. Rotation stellaire et processus de transport

3. Perte de masse des étoiles évoluées

4. Rôle de la binarité dans l’évolution stellaire

5. Astro-chimie

6. Conditions initiales pour la formation des premières structures de l’Univers

Magnétisme Stellaire

Les champs magnétiques jouent un rôle de premier plan dans plusieurs processus physiques centraux de la physique stellaire. Il est donc primordial de mieux prendre en compte leurs effets dans la modélisation de l’évolution stellaire.

Un premier pas important dans cette direction consiste à caractériser les champs magnétiques des étoiles tout au long de leur évolution. Cela est désormais possible grâce au développement de la spectropolarimétrie stellaire à haute-résolution.

Les champs magnétiques jouent un rôle de premier plan dans plusieurs processus physiques centraux de la physique stellaire. Il est donc primordial de mieux prendre en compte leurs effets dans la modélisation de l’évolution stellaire. Un premier pas important dans cette direction consiste à caractériser les champs magnétiques des étoiles tout au long de leur évolution. Cela est désormais possible grâce au développement de la spectropolarimétrie stellaire à haute-résolution.

Plus spécifiquement, nous nous intéressons aux champs magnétiques des étoiles de type solaire jeunes, aux étoiles de faible masse, aux systèmes binaires serrés, ainsi qu’aux étoiles froides évoluées. Ces nouvelles contraintes observationnelles sont essentielles pour comprendre le rôle du champ magnétique dans les processus de transport de moment cinétique et de perte de masse notamment.


Rotation stellaire et processus de transport

Les abondances chimiques mesurées dans l’atmosphère des étoiles changent au cours de l’évolution et peuvent ne pas être représentatives des abondances internes.

En effet des phénomènes de transport, dont certains dépendent de la rotation, modifient la composition chimique de surface des étoiles. Nous menons des études théoriques (amélioration des codes d’évolution et d’atmosphères stellaires) et observationnelles (spectroscopie) afin de mieux comprendre l’évolution conjointe de la rotation et de la composition chimique des étoiles.

Les abondances chimiques mesurées dans l’atmosphère des étoiles changent au cours de l’évolution et peuvent ne pas être représentatives des abondances internes. En effet, des phénomènes de transport modifient la composition chimique de surface des étoiles.

Nous menons des études théoriques (amélioration des codes d’évolution et d’atmosphères stellaires) et observationnelles (spectroscopie) afin de mieux comprendre l’évolution conjointe de la rotation et de la composition chimique des étoiles.

Par exemple la convection peut faire remonter à la surface des élément synthétisés par fusion nucléaire dans les régions internes. Dans les zones radiatives, les espèces atomiques peuvent migrer en profondeur ou au contraire vers la surface sous l’effet combiné de la gravité et de la pression de radiation. Cet effet est le plus souvent atténué par les mouvements macroscopiques de matière (turbulence, mélange dû à la rotation) qui sont, pense-t-on, à l’œuvre dans la plupart des étoiles.

Afin de mieux comprendre l’évolution de la rotation et de la composition chimique des étoiles, nous menons des études théoriques et observationnelles. D’une part, nous améliorons les codes d’évolution stellaire. Pour cela nous cherchons à caractériser l’interaction entre les différents processus de transport. Nous nous intéressons en particulier aux ondes internes de gravité, à la convection thermohaline, ainsi qu’à la prise en compte du transport associé aux instabilités magnétohydrodynamiques.

D’autre part, nous menons des études spectroscopiques afin de déterminer la composition de surface d’étoiles. L’interprétation des spectres observés se base notamment sur nos modèles d’atmosphères stellaires. La confrontation de ces mesures de composition avec les prédictions théoriques issues de nos modèles d’évolution stellaire nous permet de quantifier l’efficacité des différents processus de transport à l’œuvre en fonction de la masse, des propriétés des étoiles, et de leur stade évolutif.

Nous nous intéressons particulièrement à l’évolution des étoiles de faible masse à différentes métallicités ainsi qu’à celle des étoiles possédant une enveloppe radiative (types spectraux A, B et O) et présentant des anomalies d’abondances.


Perte de masse des étoiles évoluées

Toutes les étoiles, qu’elles soient isolées ou dans des systèmes multiples, perdent de la masse à un rythme plus ou moins soutenu via des vents stellaires. Cette perte de masse joue un rôle important dans l’évolution stellaire notamment en freinant la rotation des étoiles et en déterminant leur évolution ultime. D’autre part la perte de masse est le principal moteur de l’évolution de la composition chimique du milieu interstellaire.

Dans l’équipe Astrophysique Stellaire nous nous intéressons en particulier aux étoiles évoluées aux vents puissants (supergéantes rouges et étoiles moins massives dans la phase AGB (= branche asymptotique des géantes) dont l’évolution est fortement affectée par la perte de masse.

L’étude de l’atmosphère et de l’environnement circumstellaire des étoiles supergéantes rouges requiert un effort combiné de modélisation et d’observation. D’une part nous étudions les effets du transfert radiatif hors équilibre thermodynamique local (hors ETL) sur la formation des raies moléculaires, et d’autre part nous exploitons les données observationnelles disponibles pour améliorer les prescriptions de taux de perte de masse. Concernant les étoiles de la branche asymptotique des géantes, nous recherchons l’origine des super-vents développés par ces étoiles. Nous explorons en parallèle les hypothèses de la binarité et du magnétisme pour expliquer ce phénomène grâce à des observations dans le domaine UV et à la spectropolarimétrie.


Rôle de la binarité dans l’évolution stellaire

La présence d’un compagnon affecte l’évolution stellaire. Or une part importante des étoiles sont nées dans des systèmes binaires (jusqu’à 70% pour les étoiles les plus massives). Ainsi, les effets de la binarité sont une des clés permettant de comprendre l’évolution stellaire.

L’un des buts de nos travaux est de quantifier l’effet de la binarité sur les abondances de surface (et donc sur l’histoire des phénomènes de mélange) des étoiles massives chaudes de type spectral O. Nous nous intéressons également aux étoiles binaires de masse intermédiaire chimiquement particulières de type Am pour lesquelles la stratification interne peut être contrainte indépendamment de l’astérosismologie. Notre objectif est contraindre les mécanismes de transport qui contribuent à générer les anomalies d’abondances de surface observées.

Concernant les phases finales de l’évolution, nos recherches portent d’une part sur le rôle de la binarité dans la formation et la détermination de la géométrie des nébuleuses planétaires ; et d’autre part sur son effet sur les propriétés des vents stellaires dans la phase AGB (branche asymptotique des géantes).

Enfin, nous nous intéressons aux effets du magnétisme dans les systèmes binaires et réciproquement au rôle que joue la binarité dans la génération du champ magnétique des étoiles composant les systèmes binaires.


Astro-chimie

Les études d’astro-chimie menées dans l’équipe Astrophysique Stellaire se situent à l’interface de la chimie, la physique et l’astrophysique. Ces études ont pour but de prendre en compte le rôle des molécules dans les atmosphères et les environnements des étoiles froides évoluées ainsi que dans la formation des premières structures de l’univers.

La prise en compte de ce rôle se fait par le biais de modèles astrochimiques pour lesquels il est crucial d’utiliser des taux de réaction et des diagrammes de branchement précis pour les réactions chimiques composant les modèles. Nous utilisons le nec plus ultra des méthodes de la chimie théorique pour les calculer. Ces méthodes nous permettent également de calculer les sections efficaces de collision moléculaires nécessaires pour mener à bien les études de transfert radiatif hors équilibre thermodynamique local qui sont conduites au sein de l’équipe.

Nous étudions aussi la croissance et la coagulation de molécules polycycliques aromatiques (PAHs) afin de déterminer si ce mécanisme peut jouer un rôle important dans la formation des grains carbonés, aux températures rencontrées dans les atmosphères stellaires et les environnements circumstellaires. Ces travaux ont pour but de mieux comprendre la perte de masse des étoiles froides évoluées.

Enfin nous travaillons à une description plus précise de la chimie primordiale qui intervient dans la modélisation de la formation et du refroidissement des premières structures de l’univers.


Conditions initiales pour la formation des premières structures de l’univers

Les modèles de formation des grandes structures sont basés sur la croissance de fluctuations primordiales de densité via des instabilités gravitationnelles. L’axe de recherche central dans l’étude de ce mécanisme consiste à déterminer quels mécanismes de refroidissement peuvent permettre aux nuages de matière baryonique de dissiper leur énergie cinétique efficacement et ainsi de s’effondrer pour former des galaxies, des trous noirs ou des étoiles.

Seul un traitement détaillé des processus dynamiques peut permettre de prédire l’échelle de masse caractéristique critique Mc au-dessus de laquelle les objets peuvent être refroidis efficacement et donc s’effondrer sur eux-mêmes, tandis que pour les grumeaux de matière moins massifs leur propre pression empêche l’effondrement, et donc la formation de structures lumineuses. En d’autres termes Mc est l’échelle de masse des premières structures lumineuses de l’univers.

Afin de calculer des valeurs réalistes de Mc il est indispensable de connaître précisément les abondances des principales espèces moléculaires ainsi que leurs propriétés de refroidissement. Les processus dynamiques qui interviennent dans la formation stellaire (thermodynamique, influence du refroidissement dû aux molécules, fragmentation) doivent être pris en compte.