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La composante moléculaire des
atmosphères d'étoiles géantes
rougesBertrand Plez
GRAAL, Université de Montpellier 2MC09 : signatures infrarouges des environnements astrophysiques à
haute température
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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
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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, ….
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On observe des spectres
Non, ce n’est pas du bruit…
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On les modélise…
• …plus ou moins bien
CO dans l’IR
Spectre visible (obs + mod) d’une supergéante (TiO)
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Qu’est-ce qu’un modèle?-> exemples 1D à l’équilibre hydrostatique (Gustafsson et al. 2008)
Tem
péra
ture
Profondeur optique
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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.).
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Exemples de modèles MARCS 1D (hydrostatiques, ETL)spectres émergents
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Exemples de modèles MARCS 1D (hydrostatiques, ETL)structure thermique, effet des opacités (NB: 1bar=104cgs)
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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
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Effet des opacités (cf. effet de serre):
Chauffage en profondeur
Refroidissement/chauffage en surface
Riches en métaux
Pauvres en métaux
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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.
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Importance de la complétude des listes de raies pour la structure thermique (Jørgensen et al. 2001)
0 5 10 15 20 Depth (106km)
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Importance de la complétude et de l’exactitude des listes de raies pour la modélisation des spectres (Jørgensen et al. 2001)
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Importance de la complétude des listes de raies pour la structure thermique
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Importance de la complétude des listes de raies pour la modélisation du spectre
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Redistribution du flux: exemple du Soleil
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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
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C stars spectra
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Étoiles C : opacités C2, CN, CO, CH
![Page 21: La composante moléculaire des atmosphères d'étoiles géantes rouges](https://reader036.vdocuments.pub/reader036/viewer/2022062516/56812bb2550346895d8feeb3/html5/thumbnails/21.jpg)
Étoiles C : opacités C3, C2H2, HCN
![Page 22: La composante moléculaire des atmosphères d'étoiles géantes rouges](https://reader036.vdocuments.pub/reader036/viewer/2022062516/56812bb2550346895d8feeb3/html5/thumbnails/22.jpg)
Contributions: toutes les raies; atomes; TiO, CN, FeH
Géante rouge de composition solaire : 3200K logg=0.35 C/O=0.5
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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
![Page 24: La composante moléculaire des atmosphères d'étoiles géantes rouges](https://reader036.vdocuments.pub/reader036/viewer/2022062516/56812bb2550346895d8feeb3/html5/thumbnails/24.jpg)
Observed spectra of M giants (Serote-Roos et al. 1996, A&AS, 117, 93)
Autre exemple
![Page 25: La composante moléculaire des atmosphères d'étoiles géantes rouges](https://reader036.vdocuments.pub/reader036/viewer/2022062516/56812bb2550346895d8feeb3/html5/thumbnails/25.jpg)
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)
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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
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=> 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.