A) Physique stellaire

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Les activités de recherche de l’équipe CRAL-ENS, depuis sa création, se déclinent
suivant deux axes majeurs, complémentaires. D’une part des recherches en physique de
base, faisant appel à une description physique approfondie de divers processus
caractéristiques des intérieurs ou des atmosphères stellaires ou planétaires. D’autre part
l’application de cette physique à des problèmes variés d’astrophysique planétaire et
stellaire, voire galactique. Depuis peu, un troisième axe majeur en émergence dans
l’équipe concerne l’astrophysique numérique, c’est à dire le développement de
simulations numériques lourdes, et méthodes mathématiques associées, afin de décrire
des processus physiques hautement non-linéaires et/ou anisotropes, comme par exemple
les processus (magnéto-)hydrodynamiques ou l’hydrodynamique radiative. Avec des
applications à des problèmes astrophysiques complexes tels que couplage convection-
pulsation, phases jeunes ou phases avancées de l’évolution stellaire, vents stellaires,
formation d’étoiles. Ces trois axes sont brièvement déclinés ci-dessous.
A) Physique stellaire
1) Equations d’état des plasmas denses
(G. Chabrier, G. Massacrier, C. Winisdoerffer. Collaboration : S. Mazevet (CEA), A.
Potekhin (Ioffe Institute))
Nous poursuivons notre étude de la caractérisation des propriétés thermodynamiques de
la matière dense dans les conditions typiques des intérieurs stellaires et planétaires. Ces
études incluent plusieurs volets. D’une part, dérivation d’équations d’état basées sur des
méthodes dites « chimiques », oú toute espèce moléculaire, atomique ou ionique en
présence retient son identification et est caractérisée par un potentiel d’interaction
(Chabrier et al. 2006, Potekhin et al. 2006, 2009). En dépit de leurs approximations
inhérentes, ces calculs ont pour vertu une relative simplicité, permettant une utilisation
aisée dans les problèmes astrophysiques. D’autre part, nous développons des méthodes
dites de « premier principe », couplant théorie de la fonctionnelle de la densité (DFT),
permettant de décrire les interactions électroniques (quantiques) dans le plasma, et
dynamique moléculaire, permettant de traiter les interactions entre particules lourdes
(classiques) (ions, atomes, molécules). A noter que ces modèles d’équation d’état sont
actuellement testables par les expériences de haute pression utilisant les lasers de haute
puissance, un outil disponible en France actuellement avec la Ligne d’Intégration Laser
(LIL), précursseur du Laser MégaJoule (LMJ) (voir par exemple l’article récent de
Eggert et al., 2008, Phys. Rev. Lett., 100, 124503).
Par ailleurs, nous étudions également les propriétés des plasmas denses en présence d’un
champ magnétique fort, caractéristique des conditions rencontrées dans les étoiles à
neutrons (Potekhin et al. 2007, Ho et al. 2008). Le champ magnétique affecte en effet les
propriétés quantiques du plasma (niveaux électroniques, dissociation moléculaire, …) et
le spectre émergent de l’étoile.

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2) Opacités, diffusion, et forces radiatives
(M-C. Artru, G. Massacrier. Collaborations : G. Alécian, F. Delahaye, G. Michaud, F.
Leblanc (LUTh, Observatoire de Paris))
Il est généralement admis qu’à la suite des immenses efforts déployés par les deux
projets OPAL et OP, les opacités nécessaires aux modèles stellaires sont maintenant bien
connues. Si cela est vrai pour les éléments chimiques contrôlant les problèmes de
structure ou d’évolution, la situation est quelque peu différente pour les espèces
impliquées dans les anomalies d’abondances. Nous avons systématiquement calculé à
l’aide du code FAC (Flexible Atomic Code) les données radiatives du scandium. Cet
élément présente une sous-abondance caractéristique des étoiles AmFm, avec deux
interprétations : son origine est soit sous la zone convective extérieure due à l’ionisation
de l’hydrogène, soit sous une zone convective putative créée par accumulation du fer.
Pour valider cette idée que l’accumulation d’un élément puisse résulter en une zone
convective, le scandium semble le meilleur outil, mais les données disponibles (rien dans
OP ni OPAL) ne permettent pas de trancher. Grâce à FAC, nous avons établi les données
pour 19 degrés d’ionisation de Sc. Ces tables de transition sont en cours d’inclusion dans
les modèles de diffusion.
Bien que présentant des sur-abondances atteignant des facteurs 104 ou 105, les éléments
terres-rares ont été très peu abordés théoriquement. Une raison simple à cela : l’extrême
complexité de leur structure atomique. Toujours grâce au code FAC nous travaillons à
une approche raisonnée de cette complexité sur la série des lanthanides. Il s’agit de
modéliser 14 éléments (Z=57 à 71) sur une vingtaine de degrés d’ionisation. Le cœur
dans son fondamental et les premiers états excités sont traités en détail (couplage JJ)
alors que le reste de la structure l’est au niveau configurationnel. Nous en sommes à
explorer le mode de représentation des transitions (milliards de raies).

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B) Astrophysique stellaire et planétaire
1) Astérosismologie
(I. Baraffe, C. Mulet-Marquis, A. Stoekl, C. Winisdoerffer)
Nous poursuivons nos études préalables sur les pulsations stellaires. Nous avons en
particulier mis en évidence l’existence de pulsations non-radiales dans les étoiles
variables de type Céphéides( Mulet-Marquis et al. 2007). Ce résultat est nouveau et la
détection de ces modes non-radiaux fournirait une contrainte supplémentaire, par rapport
à celle déjà apportée par la détection des modes radiaux bien connus de ces objets, sur
leur structure interne. A. Stoekl, post-doc financé grâce à une ANR, a par ailleurs
développé un modèle original de convection dépendant du temps permettant d’étudier
l’interaction entre la convection et la pulsation dans les étoiles pulsantes de type RR
Lyrae et Céphéides (Stoekl 2008; Nardetto et al. 2008). Enfin, en collaboration avec des
collègues de l’Université d’Exeter, nous commençons une analyse systématique de la
précision que l’on peut obtenir sur les paramètres fondamentaux stellaires (masse,
luminosité, rayon) à partir d’observations astérosismologiques. Cette étude est motivée
par le fait que l’incertitude sur les propriétés des exoplanètes en transit (masse et rayon)
dépend essentiellement de l’incertitude sur les paramétres fondamentaux de l’étoile
parente. Nous basons notre étude sur les performances prévues (précision des fréquences
d’oscillations mesurées) des projets spatiaux en cours et futurs (CoRoT, Kepler et
PLATO) (Mulet-Marquis et al. 2009).
2) Atmosphères d’étoiles, naines brunes et planètes géantes.
(F. Allard, B. Freytag)
Nous continuons nos travaux sur le transfert radiatif et les atmosphères, spectres
synthétiques et couleurs photométriques des étoiles de faible masse et des naines brunes.
Ces spectres synthétiques et couleurs ont permis la détermination de l’échelle de
température des étoiles de faible masse, et l’identification des premières naines brunes
découvertes. Ces modèles d’atmosphères fournissent par ailleurs une condition limite
externe cohérente aux profils de structure interne, permettant des calculs d’évolution et
des propriétés observationnelles (couleurs, spectres, magnitudes) cohérentes avec les
propriétés fondamentales (masse, age, Teff, rayon) des objets concernés. Nous avons
constitué une banque d’opacités largement utilisée sur le plan international pour le calcul
de modèles de formation planétaire ou d’enveloppes stellaires. Nous avons étendu ces
calculs aux cas des planètes extrasolaires de type gazeuses. Nous avons développé un
modèle de formation de nuages pour les atmosphères d’étoiles de faible masse et naines
brunes (Allard et al. 2007, Helling et al. 2008) pour lequel des modèles de simulation
d’hydrodynamique radiative 2D ont été entrepris, afin de déterminer l’efficacité du
mélange turbulent en fonction de la profondeur atmosphérique (élément essentiel

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permettant l’apport de matière condensable compensant la sédimentation gravitationnelle
des grains). Ces calculs ont mené à la mise en évidence d’ondes de gravité, générées à
l’interface de la zone convective interne, qui seraient responsables de la formation des
nuages et du mélange de molécules (N2 et CO) observées dans les spectres des naines
brunes (Freytag et al., en préparation). Nous avons par ailleurs développé un simulateur
en ligne (http://phoenix.ens-lyon.fr/simulator/) permettant à la communauté d’accéder
aisément à ces modèles d’atmosphère.
Atmospheric distribution of dust and gas in the atmosphère of a brown dwarf, calculated
with the radiation-hydrodynamics code CO5BOLD (Bernd Freytag) and the gas and
grains (Mg2SiO4) opacities from our radiative transfer code Phoenix, with a cloud model
(dust size distribution), nucleation, condensation, coagulation rates and sedimentation
velocities according to Rossow (1978). Green scale : entropy, which illustrates the
behaviour of convective patterns ; Red scale : dust mass density.
Notre programme de recherche pour les années à venir concernant la modélisation
des atmosphères, propriétés spectrales et photométriques des objets froids et denses vise
pour objectifs principaux: 1) la modélisation hydrodynamique radiative 3D avec nuages
et rotation pour le cas des naines brunes froides (afin d’expliquer la variabilité et la
polarisation observée, et la transition spectrale M-L-T-Y) et des planètes, 2)
l’interprétation des observations (GAIA, CoRoT, KEPLER, Spitzer, et SPHERE entre
autres), et 3) la poursuite de la diffusion des résultats via un simulateur de calcul en
ligne.
3) Etoiles de faible masse et naines brunes
(I. Baraffe, G. Chabrier, J. Gallardo)
Nous poursuivons nos travaux sur la modélisation des étoiles de faible masse et
naines brunes, les modèles que nous développons étant largement utilisés par la

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communauté nationale et internationale pour interpréter les observations dans ce
domaine. Nous avons suggéré que le champ magnétique et la rotation affectaient la
structure interne d’objets en systèmes binaires à éclipse, en inhibant l’efficacité du
transport convectif. Ces effets expliquent le désaccord entre le rayon observé et celui
prédit par la théorie pour les objets de faible masse et naines brunes actifs
magnétiquement et/ou en rotation rapide (Chabrier et al. 2007). Dans le cadre de la thèse
de Jose Gallardo, nous avons étudié les effets d’accrétion sur les objets jeunes de faible
masse (étoiles et naines brunes). Une des motivations de cette étude est d’expliquer par
des effets d’accrétion la dispersion importante dans un diagramme Luminosité–
Température effective (diagramme HR) observée pour les objects appartenant à des amas
très jeunes (quelques millions d’années) (Gallardo et al. 2009). Notre idée s’avère être
correcte et nous suggérons un scénario basé sur une phase d’accrétion épisodique
permettant d’expliquer la majeure partie de la dispersion observée (Baraffe et al. 2009).
4) Exoplanètes. Ouverture vers l’exobiologie.
(I. Baraffe, G. Chabrier, J. Paillet, J. Leconte. Collaboration : Y. Alibert (Besançon),
F. Selsis (Bordeaux), T. Barman (Lowell observatory))
Depuis quelques années, nous développons une expertise sur la modélisation de la
structure interne, des atmosphères et de l’évolution de planètes extrasolaires de quelques
masses terrestres à quelques masses de Jupiter. Ces modèles servent de base d’étude à la
communauté nationale et internationale et permettent d’étudier les propriétés physiques
des exoplanètes découvertes en grand nombre actuellement, en particulier celles qui
transitent devant leur étoile et dont le rayon et la masse peuvent être déterminés (Baraffe
et al. 2008; Leconte et al. 2009).
En collaboration avec Yann Alibert (Besançon), nous couplons de façon cohérente
modèles de formation planétaire, dans le cadre du modèle dit « d’accrétion de cœur »
(core-accretion), et modèles d’évolution. Nous avons suggéré que les “Neptunes
chauds”, des exoplanètes de masse proche de celle de Neptune et orbitant à courte
distance de leur étoile, ont subi des effets d’évaporation importants et se sont formés
avec des masses initiales beaucoup plus grandes (Baraffe et al. 2006). D’autre part, ces
modèles formation-évolution cohérents ont permis d’expliquer la formation et les
propriétés du système planétaire HD69830, formé de trois Neptunes orbitant à moins de
0.6 AU de leur étoile parente (Alibert et al. 2006).
Afin d’expliquer le rayon anormalement grand d’une fraction importante d’exoplanètes
en transit, nous avons suggéré l’idée que le transport convectif dans les intérieurs de
planètes géantes était beaucoup moins efficace que supposé dans les modèles existants.
La présence d’un gradient de poids moléculaire, hérité de la phase d’accrétion de
planétésimaux durant la formation, pourrait en effet produire le phénomène de
convection en couche (ou convection doublement diffusive), qui limite l’efficacité du