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Journée des Thèses 2007
Marion LAYMAND
[email protected]
3ème année de thèse
Sylvie VAUCLAIR, Stéphane CHARPINET
Astérosismologie des étoiles de types solaires et des étoiles evoluées: test de composition
chimique et de structure interne; application aux étoiles centrales de systèmes planétaires.
INTRODUCTION
Les étoiles possédant des planètes présentent une métallicité en moyenne plus grande que les étoiles sans planète. Deux scénarios expliquent cette surmétallicité: soit le
nuage primordial est déjà surmétallique (l'étoile est surmetallique partout), soit les planètes nouvellement formées tombent sur l'étoile (accrétion: surmetallicité seulement
en surface).
La modélisation d'une étoile à planètes et son observation par astérosismologie peut permettre de déterminer les caractéristiques de l'étoile et le scénario de formation
(étude de sa structure interne). On montre ici l'étude de l'étoile HD17051 possédant une planète.
Fig1: traces evolutives pour des
modèles surmétalliques.
LES MODELES DE HD17051
●Calcul des modèles avec le code d'évolution stellaire de Toulouse-Genève.
•Dans la littérature, on trouve 3 métallicités [Fe/H]= 0.11; 0.19; 0.26 et 3 boites d'erreur
(représentées sur les figures 1 et 2).
●Calcul des traces évolutives de modèles surmétalliques (ex: fig 1: [Fe/H]=0.11 partout) et de
modèles avec accrétion ( ex: fig 2: [Fe/H]=0.11 en surface et valeur solaire ailleurs), pour les 3
métallicités, qui passent par les boites d'erreur.
•Possible formation de HD17051 avec l'amas des Hyades : même cinématique, métallicité proche
([Fe/H]=0.14), certains modèles ont l'âge des Hyades (650M d'années): donc calcul de modèles avec
ou sans accretion ( fig 3) possédant la métallicité et l' âge des Hyades dans la boite d'erreur .
•Résultats: *Difficulté pour trouver des modèles avec [Fe/H]=0.26 qui sont dans les boites: cette
métallicité semble trop élevée.
*Peu de différences entre les modèles avec ou sans accretion (masses du même ordre,
coeur convectif dans les 2 scenarios ( visible grâce au décrochement au milieu de la courbe
évolutive).
*La determination des paramètres par asterosismologie confirmera ou non sa formation
dans les Hyades: la confirmation favoriserait le scénario de surmétallicité primordiale.
ETUDE DES FREQUENCES DE PULSATIONS
•Calcul des fréquences de pulsations adiabatiques des modes p (accoustiques) grâce à une version récente du code de Brassard et al. (1992).
•Grande différence: : différence de fréquences entre 2 modes du même degré l et de nombres radiaux successifs n. Elle
est constante (selon la théorie asymptotique) et est l'inverse de 2 fois le temps accoustique (temps mis par une onde de pression pour
traveser l'étoile).
•Petites séparations: : sensibles aux conditions présentes au coeur de l'étoile (taille du coeur convectif...).
•Le diagramme echelle (exemple fig 4): illustre les propriétés du spectre en fréquence: il contient des informations sur la grande différence
(le modulo) et sur les petites séparations (distances entre les courbes l=0, l=2 et l=1, l=3).
•On calcule ces paramètres pour les différents modèles afin de les comparer ensuite aux données obtenues lors d'observations pour
déterminer le modèle le plus proches de l'étoile réelle.
FREQUENCES DES MODELES DE HD17051
•Tracés des diagrammes échelle et calcul des grandes séparations pour les différents modèles précédents. Exemples: fig 4 modèle
surmétallique ayant l'âge et la métallicité des Hyades; fig 5 modèle surmétallique plus âgé (4 Gans) et moins métallique.
•Tracés des petites différences. Exemple: fig 6 et 7.
•Résultats: *pas de différence visible sur les grandes différences et petites séparations en fonction de la métallicité des modèles et de
leur formation (accrétion ou non).
*par contre une différence observable en fonction de l'âge du modèle: les observations des fréquences de HD17051
permettraient de connaître son âge assez précisément et voir s'il est compatible avec celui des Hyades. On pourrait alors en déduire
précisement sa masse (ex fig3: si âge des hyades: masse de 1.18M⊙ 0.02).
Fig2: traces evolutives pour
des modèles avec accretion.
Fig3: traces evolutives pour
des modèles surmétalliques
possedant la métallicité et
l'âge (dans la boite d'erreur)
des hyades..
Fig4: diagramme echelle
d'un modèle
surmétallique de 1.18M
⊙ ,
[Fe/H]=0.14 (métallicité
Hyades) et ayant l'âge des
Hyades .
Fig5: diagramme echelle d'un
modèle avec accrétion de
1.12M
⊙ , [Fe/H]=0.11 et de 2.98
Gans
Fig6: petites différences pour des
modèles surmétalliques [Fe/H]=0.11
passant dans la boite à différents âges
(en continu) et pour des modèles ayant
l'âge (650M d'années) et la métallicité
des Hyades (en pointillés)
Fig7: petites différences pour
des modèles avec accretion
[Fe/H]surf=0.26 passant dans la
boite à différents âges (en
continu) et pour des modèles
ayant l'âge (650M d'années) et
la métallicité des Hyades (en
pointillés)
CONCLUSIONS SUR L'ETUDE DE HD17051
•HD17051 semble avoir une métallicité plus faible que [Fe/H]=0.26 (entre 0.11 et 0.19)
• Pas de distinction entre le scénario d'accretion ou de surmétallicité primordiale pour
une étoile de cette masse ( possible pour des étoiles de masse autour de 1.1M
⊙
)
• Détermination possible des paramètres stellaires (âge et masses) qui confirmerait sa
formation ou non dans les Hyades.
•Si elle s'est formée dans l'amas: le scénario du nuage primordial surmétallique est
favorisé.