La composante moléculaire des atmosphères d'étoiles géantes rouges

La composante moléculaire des

atmosphères d'étoiles géantes

rougesBertrand Plez

GRAAL, Université de Montpellier 2MC09 : signatures infrarouges des environnements astrophysiques à

haute température

Géantes rouges

• Jusqu’à 8 masses solaires

• Hydrogène épuisé au coeur, combustion d’He et d’H en couche

• Supergéantes: 10 à 40 Msun, pré-supernovaeDiagramme Hertzprung-Russell

Importance de ces étoiles

• Nucléosynthèse + perte de masse (vent) -> enrichissement du milieu interstellaire (C, Li, F, …., éléments lourds)

• Lumineuses -> visibles dans les galaxies lointaines (supergéantes pour les populations jeunes, géantes pour les anciennes)

• Phases de l’évolution stellaire complexes à modéliser

=> On veut connaître leurs paramètres: L, M, Teff, composition chimique, perte de masse, ….

On observe des spectres

Non, ce n’est pas du bruit…

On les modélise…

• …plus ou moins bien

CO dans l’IR

Spectre visible (obs + mod) d’une supergéante (TiO)

Qu’est-ce qu’un modèle?-> exemples 1D à l’équilibre hydrostatique (Gustafsson et al. 2008)

Tem

péra

ture

Profondeur optique

Modèles d’atmosphères classiques

classiques = ETL (équilibre thermodynamique local), 1-D, hydrostatiquesLes étoiles réelles ne sont pas “classiques” !Mais...

• les modèles classiques incluent des opacités détaillées• Ils servent de référence pour des approches plus ambitieuses (3-D, hors-ETL, ...)• Les spectres d’étoiles froides sont très affectés par les raies moléculaires... et ne sont donc pas encore tous analysés en détail à l’aide de modèles classiques

NB: développements impressionnants: convection 3D (B. Freytag et al.), NETL (Hauschildt et al.), pulsation-poussières-vents LPVs (Hoefner et al.).

Exemples de modèles MARCS 1D (hydrostatiques, ETL)spectres émergents

Exemples de modèles MARCS 1D (hydrostatiques, ETL)structure thermique, effet des opacités (NB: 1bar=104cgs)

À l’ETL l’équilibre radiatif demande que:

en chaque couche de l’atmosphère

J : rayonnement venant des couches plus profondes, plus chaudes.

B : rayonnement de corps noir local

Dans le bleu JB >0 et dans le rouge JB <0

=> Si un absorbant apparait dans les couches superficielles, chauffage (ex: TiO) ou refroidissement (ex. H2O, C2H2).

Effet des raies sur la structure thermique (line blanketing)

q (J B )d 0

Effet des opacités (cf. effet de serre):

Chauffage en profondeur

Refroidissement/chauffage en surface

Riches en métaux

Pauvres en métaux

Influence des opacités moléculaires

Les modèles de 1992 (Plez et al.) intègrent des opacités pour H2O qui ne sont pas correctes. Leur sous-estimation conduit à des couches de surface trop chaudes.

Importance de la complétude des listes de raies pour la structure thermique (Jørgensen et al. 2001)

0 5 10 15 20 Depth (106km)

Importance de la complétude et de l’exactitude des listes de raies pour la modélisation des spectres (Jørgensen et al. 2001)

Importance de la complétude des listes de raies pour la structure thermique

Importance de la complétude des listes de raies pour la modélisation du spectre

Redistribution du flux: exemple du Soleil

Effet de C/O dans les modèles M-S-C

0.5-0.99

0.99-2.40

TiO, H2O => C2, C2H2, HCN

Le “verrou” CO

C/O<1:Si C/O augmente => TiO, H2O diminuent;l’opacité décroit=> P augmente

C/O>1Si C/O augmente => augmentation de C2, C2H2, ...l’opacité croit => P décroit

Pression

Tem

péra

ture

C stars spectra

Étoiles C : opacités C2, CN, CO, CH

Étoiles C : opacités C3, C2H2, HCN

Contributions: toutes les raies; atomes; TiO, CN, FeH

Géante rouge de composition solaire : 3200K logg=0.35 C/O=0.5

Avec des bons modèles on fait du bon travail: ajustement du spectre d’une géante rouge très froide (raies de TiO, ZrO, atomes) à l’aide d’un modèle (Teff, logg, composition chimique)

Mais il faut de bonnes listes de raies

Ceci n’est pas le continu!

From García-Hernández et al. 2007, A&A 462, 711

Observed spectra of M giants (Serote-Roos et al. 1996, A&AS, 117, 93)

Autre exemple

Observed spectra of M giants (Serote-Roos et al. 1996, A&AS, 117, 93), and MARCS model spectra

(from Alvarez & Plez 1998, A&A 330, 1109)

Listes de raies

Il faut donc des listes de raies aussi complètes que possible

• pour la structure thermique des modèles: complétude jusqu’à des énergies élevées positions approximatives intensités approximatives (et dans les bonnes bandes)

• pour la modélisation des spectres complétude dans le domaine modélisé positions avec une précision de “laboratoire” intensités à 10% ou mieux, si possible

=> Merci pour vos travaux!Et continuons à travailler ensemble

Il reste du travail à faire: • Certains spectres moléculaires insuffisamment connus (C2H2, C3, LaO, …)• Besoin de paramètres supplémentaires, e.g.

section efficace d’excitation collisionnelle, pour calculs hors-ETL élargissement collisionel, avec H, e- (profils de raies)

• besoin de précision accrue, pour analyser des données astrophysiques de très haut S/B, et résolution.