Modélisation d`atmosphères d`étoiles massives

Modélisation d’atmosphères d’étoiles massives
Corinne Charbonnel, Daniel Schaerer, Fabrice Martins
Laboratoire d’Astrophysique, Observatoire Midi-Pyrénées
14 Avenue Edouard Belin, F-31400 Toulouse
Et
Observatoire de Genève, 51 Chemin des Mailletes, CH-1290, Sauverny
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La modélisation des atmosphères des étoiles massives est un domaine en plein essor avec le
développement de codes de calculs incluant de nouveaux élements physiques tels que le
traitement du line-blanketing. Les résultats de ces modélisations montrent une amélioration
quantitative importante par rapport à la précédente génération de codes. Les études réalisées
au moyen de ces outils permettent donc d’accroître sensiblement notre connaissance des
étoiles massives. Toutefois, les ressources requises pour produire ces modèles restent
importantes et demandent l’utilisation de gros calculateurs tels que ceux trouvés au CICT. Nous
présentons ici quelques résultats liés directement à la production de modèles calculés avec la
machine CALMIP.
I) Etude des effets de line-blanketing
L’inclusion de cet ingrédient dans la modélisation des atmosphères des étoiles massives est un
pas important vers la réalisation de modèles réalistes. Cet effet a depuis longtemps été étudié
de manière approchée, et son importance a été mise en avant par divers auteurs. Récemment,
le code CMFGEN développé par John Hillier a Pittsburgh (USA) a été modifié pour inclure un
traitement direct du line-blanketing. Nous avons étudié quantitativement les changements
apportés par cette nouvelle approche : cela a permis de montrer que les étoiles naines de type
O étaient plus froides que ce que l’on pensait jusqu'à présent. La différence peut aller jusqu'à
4000 K dans les cas les plus extrêmes ([1] [2] [3]). Cette tendance a ensuite été confirmée par
divers autres groupes.
Afin de poursuivre cette étude, nous avons débuté une analyse étendue à des étoiles plus
évoluées de type géantes et supergéantes. Le but est de produire diverses tables de
calibrations de paramètres stellaires tels que la température effective, la magnitude absolue, le
nombre de photons ionisants en fonction du type spectral de l’étoile. Ces tables seront
largement utilisées dans la communauté astrophysique s’intéressant non seulement aux étoiles
massives, mais aussi aux régions HII pour lesquelles la connaissance des flux ionisants est
fondamentale. A ce propos, nous venons de terminer une étude de régions HII observées par
le satellite ISO et dont le but est de tester la distribution spectrale d’énergie extrême UV de
divers modèles d’atmosphères via son influence sur des raies nébulaires dans l’infrarouge
([4],[7]). Les résultats montrent l’apport significatif de la dernière génération de modèles
d’atmosphères pour les étoiles massives.

II) Etude d’étoiles massives jeunes dans la région SMC N81
En parallèle à l’étude précédente, nous avons utilisé les modèles calculés pour étudier les
propriétés d’étoiles massives dans la région de formation stellaire SMC-N81. Nous avons ainsi
pu mettre en évidence diverses caractéristiques à la fois particulières et intriguantes : ces
étoiles se révèlent être des étoiles de type O relativement jeunes (quelques millions
d’années) ; elles sont sous lumineuses par rapport a des naines O plus classiques ; et surtout
elles montrent une faiblesse de leur vent encore jamais vue dans de tels objets. Ces résultats
confirment l’étude qualitative menée dans [5]. Les faibles taux de perte de masse et les
« modified wind momentum » extrêmement bas sont quelque peu mystérieux car ils restent
bien inférieurs a tout ce que les modèles actuels prédisent (voir [6] [8]). L’explication la plus
probable est semble-t-il que nous observons des étoiles jeunes en train de développer leurs
vents.
Afin de comprendre mieux la physique des vents stellaires dans les étoiles massives jeunes,
nous allons démarrer un autre projet lié à l’étude précédente et consistant en la détermination
des paramètres stellaires et de vent des étoiles de type Vz pour lesquelles nous avons obtenu
du temps d’observation sur le satellite FUSE et à l’ESO (acquisition en Décembre 2003). Ces
étoiles sont des étoiles jeunes probablement tout juste émergentes de leur nuage moléculaire
parent . Un des buts de cette étude sera de voir s’il existe ou non un lien entre ce phénomène
Vz et la faiblesse des vents, les étoiles Vz montrant bien souvent de spectres avec des
signatures de vents peu denses. Ainsi de nombreux modèles vont devoir être calculés et
l’utilisation de machines telles que CALMIP est fondamentale pour mener a bien ce projet. En
effet, la réalisation d’un modèle nécessite typiquement 50 à 100 heures de CPU et une
mémoire de 2 à 3 Gb, et l’analyse d’une étoile individuelle peut demander le calcul de 10 à 20
modèles.
Références
[1] Martins F., Schaerer D., Hillier, D.J., 2002, A&A, 382, 999
[2] Martins F. & Schaerer D., 2002, in “A massive star odissey : from main sequence to
supernova”, IAU symposium 212, Eds K. Van der Hucht, A. Herrero, C. Esteban
[3] Martins F. & Schaerer D., 2002, Workshop on stellar atmospheres, ASP Conf. Serie, Eds I.
Hubeny, D. Mihalas, K. Werner
[4] Morisset C., Bouret J.C., Schaerer D., Martins F., 2002, Workshop on stellar atmospheres,
ASP Conf. Serie, Eds I. Hubeny, D. Mihalas, K. Werner
[5] Heydari-Malayeri M., Rosa M.R., Schaerer, D., Martins F., Charmandis V., 2002, A&A, 381,
951
[6] Martins F., Schaerer D., Heydari-Malayeri M., 2002, in “A massive star odissey : from main
sequence to supernova”, IAU symposium 212, Eds K. Van der Hucht, A. Herrero, C. Esteban
[7] Morisset C., Bouret J.C., Schaerer D., Martins F., 2003, A&A, accepté
[8] Martins, F., Schaerer, D., Hillier, D.J., Heydari-Malayeri, M., 2003, A&A, soumis