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

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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 Jusquà 8 masses solaires Hydrogène épuisé au coeur, combustion dHe et dH 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 lévolution stellaire complexes à modéliser => On veut connaître leurs paramètres: L, M, T eff, composition chimique, perte de masse, ….

4 On observe des spectres Non, ce nest pas du bruit…

5 On les modélise… …plus ou moins bien CO dans lIR Spectre visible (obs + mod) dune supergéante (TiO)

6 Quest-ce quun modèle? -> exemples 1D à léquilibre hydrostatique (Gustafsson et al. 2008) Température Profondeur optique

7 Modèles datmosphères 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 détoiles froides sont très affectés par les raies moléculaires... et ne sont donc pas encore tous analysés en détail à laide 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=10 4 cgs)

10 À lETL léquilibre radiatif demande que: en chaque couche de latmosphère J : rayonnement venant des couches plus profondes, plus chaudes. B : rayonnement de corps noir local Dans le bleu J B >0 et dans le rouge J B <0 => Si un absorbant apparait dans les couches superficielles, chauffage (ex: TiO) ou refroidissement (ex. H 2 O, C 2 H 2 ). Effet des raies sur la structure thermique (line blanketing)

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 H 2 O 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 (10 6 km)

14 Importance de la complétude et de lexactitude 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 Effet de C/O dans les modèles M-S-C 0.5-0.99 0.99-2.40 TiO, H 2 O => C 2, C 2 H 2, HCN Le verrou CO C/O<1: Si C/O augmente => TiO, H 2 O diminuent; lopacité décroit=> P augmente C/O>1 Si C/O augmente => augmentation de C 2, C 2 H 2,... lopacité croit => P décroit Pression Température

19 C stars spectra

20 Étoiles C : opacités C 2, CN, CO, CH

21 Étoiles C : opacités C 3, C 2 H 2, HCN

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

23 Avec des bons modèles on fait du bon travail: ajustement du spectre dune géante rouge très froide (raies de TiO, ZrO, atomes) à laide dun modèle (T eff, logg, composition chimique) Mais il faut de bonnes listes de raies Ceci nest pas le continu! From García-Hernández et al. 2007, A&A 462, 711

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

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 jusquà 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 (C 2 H 2, C 3, LaO, …) Besoin de paramètres supplémentaires, e.g. section efficace dexcitation 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.