La composante moléculaire des atmosphères d'étoiles géantes rouges

1. La composante moléculaire des atmosphères d'étoiles géantes rouges Bertrand Plez GRAAL, Université de Montpellier 2 MC09 : signatures infrarouges des environnements astrophysiques à haute température

2. 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-supernovae Diagramme Hertzprung-Russell

3. 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, ….

4. On observe des spectres Non, ce n’est pas du bruit…

5. On les modélise… • …plus ou moins bien CO dans l’IR Spectre visible (obs + mod) d’une supergéante (TiO)

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

7. Modèles d’atmosphères classiques • classiques = ETL (équilibre thermodynamique local), 1-D, hydrostatiques • Les 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.).

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

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

10. Effet des raies sur la structure thermique (line blanketing) À l’ETL l’équilibre radiatif demande que: en chaque couche de l’atmosphère Jl : rayonnement venant des couches plus profondes, plus chaudes. Bl : rayonnement de corps noir local Dans le bleu Jl-Bl >0 et dans le rouge Jl-Bl <0 => Si un absorbant apparait dans les couches superficielles, chauffage (ex: TiO) ou refroidissement (ex. H2O, C2H2).

11. Effet des opacités (cf. effet de serre): Chauffage en profondeur Refroidissement/chauffage en surface Riches en métaux Pauvres en métaux

12. 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.

13. Importance de la complétude des listes de raies pour la structure thermique (Jørgensen et al. 2001) 0 5 10 15 20 Depth (106km)

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

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

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

17. Redistribution du flux: exemple du Soleil

18. 0.99-2.40 0.5-0.99 Effet de C/O dans les modèles M-S-C 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>1 Si C/O augmente => augmentation de C2, C2H2, ... l’opacité croit => P décroit Température Pression

19. C stars spectra

20. Étoiles C : opacités C2, CN, CO, CH

21. Étoiles C : opacités C3, C2H2, HCN

22. Géante rouge de composition solaire : 3200K logg=0.35 C/O=0.5 Contributions: toutes les raies; atomes; TiO, CN, FeH

23. Ceci n’est pas le continu! 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 From García-Hernández et al. 2007, A&A 462, 711

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

25. 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)

26. 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

27. => 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.