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Eric Josselin

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Sujet de thèse 2008 Molécules et dynamique des supergéantes rouges Contexte Les supergéantes rouges (RSG) sont des étoiles massives (masse initiale ~ 10-30 M ), et donc les progéniteurs de la plupart des supernovae de type II. Dans le diagramme HR, les RSG ont 4 5des températures de 3500 à 4000 K environ, des luminosités de 10 à 3 10 L .  Les RSG sont convectivement instables. La zone convective occupe la quasi-totalité du volume de l’étoile. Un raisonnement « simple » suggère que la structure convective des RSG est constituée de quelques cellules « géantes » (~ 10 couvrant la surface de l’étoile), plutôt qu’une granulation à petite échelle, de type solaire (Schwarzschild 1975, ApJ 195, 137). Cette hypothèse semble corroborée par plusieurs observations (reconstruction d’images à partir de données HST ; observations radio VLA ; interférométrie optique) et des simulations récentes d’hydrodynamique radiative 3D de l’ensemble de l’étoile (http://www.astro.uu.se/~bf/). Observationnellement, les meilleures contraintes sur les champs de vitesse reposent sur le suivi spectroscopique de RSG, et l’analyse des profils de raies. Ainsi, Josselin & Plez (2007, A&A 469, 671) ont déterminé les champs de vitesse caractéristiques (v ~ 10 km/s) et un convcomportement non cyclique. -4Par ailleurs, ces étoiles sont affectées par une perte de masse importante (taux jusqu’à 10 M /an), qui joue donc un rôle-clé dans leur évolution. Le processus d’éjection reste ...

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Extrait

Sujet de thèse 2008 Molécules et dynamique des supergéantes rouges  Contexte  Les supergéantes rouges (RSG) sont des étoiles massives (masse initiale ~ 10-30 M), et donc  les progéniteurs de la plupart des supernovae de type II. Dans le diagramme HR, les RSG ont 4 5 des températures de 3500 à 4000 K environ, des luminosités de 10à 3 10L .   Les RSG sont convectivement instables. La zone convective occupe la quasi-totalité du volume de létoile. Un raisonnement  simple » suggère que la structure convective des RSG est constituée de quelques cellules géantes »(~ 10 couvrant la surface de létoile), plutôt quune granulation à petite échelle, de type solaire (Schwarzschild 1975, ApJ 195, 137). Cette hypothèse semble corroborée par plusieurs observations (reconstruction dimages à partir de données HST ; observations radio VLA ; interférométrie optique) et des simulations récentes dhydrodynamique radiative 3D de lensemble de létoile (http://www.astro.uu.se/~bf/). Observationnellement, les meilleures contraintes sur les champs de vitesse reposent sur le suivi spectroscopique de RSG, et lanalyse des profils de raies. Ainsi, Josselin & Plez (2007, A&A 469, 671) ont déterminé les champs de vitesse caractéristiques (v conv 10 km/s) et un ~ comportement non cyclique.  -4 Par ailleurs, ces étoiles sont affectées par une perte de masse importante (taux jusquà 10 M /an),qui joue donc un rôle-clé dans leur évolution. Le processus déjection reste cependant  incompris à ce jour. Plusieurs hypothèses (ondes acoustiques, ondes dAlfven) ont été avancées, mais aucune na pu être validée. Josselin & Plez (2007) ont montré que les mouvements convectifs, éventuellement associés à une pression de radiation sur les molécules, pourraientjouer un rôle dans la perte de masse des RSG.  Dans la longue liste des problèmes dinterprétation des observations de RSG, la spectroscopie de leau occupe actuellement une place privilégiée. Le problème a émergé à la fin des années 1990, sur la base de spectres (à basse résolution spectrale) obtenus avec le satellite ISO autour de 2µm. Les bandes de leau sont trop fortes, par rapport à ce que prédisent des modèles 1D statiques. Afin de reproduire ces spectres, les observateurs ajoutent de façon ad hoc une coquille quasi-statique de gaz moléculaire au-dessus de la photosphère (T ~ 1500-2000 K, extension de 1.5 à 2 R * ), baptisées MOLspheres (sphères moléculaires) qui permet effectivement de mieux reproduire les spectres observés. Lexistence de ces coquilles a par la suite été corroborée par les observations interférométriques, qui révèlent que le rayon des RSG est significativement plus grand dans les bandes de leau que dans le continu. Mais ces coquilles restent purement empiriques. Aucune modélisation, même qualitative, ne permet dexpliquer leur formation. Surtout, à partir des paramètres de ces MOLspheres, on prédit des raies de leau à 12µm en émission ... alors que les observations ont montré quelles sont en absorption (Ryde et al. 2006, ApJ, 637, 1040). Linterprétation des observations des raies de leau reste donc à faire …  

Objectifs etdéroulement Le travail de thèse consistera au départ à développer uncode de transfert hors équilibre thermodynamique local (ETL),afin de synthétiser le spectre moléculaire issu des atmosphères de RSG. Dans un premier temps, cette synthèse se focalisera sur la molécule deau, pour laquelle nous disposons maintenant des données de physique moléculaire adéquates (en particulier les taux dexcitation collisionnelle; Faure & Josselin, 2008, A&A 492, 257). Ceci nécessitera de comparer différentes méthodes cohérentes de traitement ( AppoximateLambda Iteration», ALI; Gausss-Seidel), et de déterminer la validité de méthodes approchées (type Large Velocity Gradient», LVG). Ces spectres synthétiques seront validés grâce à des comparaisons avec des spectres infrarouges à haute résolution spectrale (observationsVLT/CRIRESacceptées) et permettront de préparer des observations avecALMA(émission thermique et maser sub-millimétrique)la seconde génération et dinstruments du VLTI(par exemple MATISSE). Le code de transfert, dabord développé à 1D (sphérique), sera ensuite généralisé à 3D, afin de produire de nouvelles observables à partir des simulations hydrodynamique radiative dont nous disposons. Ce travail sera alors étendu à dautres molécules importantes pour les RSG (en particulier CO et TiO). Dans le cas de TiO, il faudra au préalable calculer les taux collisionnels, en suivant la procédure développée pour H 2 O. Une fois ces diagnostics établis, il faudra étudier dune part les autres processus pouvant affecter labondance de ces molécules, dautre part évaluer leurs effets sur la structure atmosphérique et la perte de masse des RSG. Ainsi, létudiant étudiera lachimie hors équilibre (éventuellementdépendant du temps) de leau, en utilisant les nouveaux taux de réactions calculés au GRAAL (D. Talbi), en particulier ceux qui ont une barrière dactivation, qui rendent cette chimie potentiellement très différente de celle du milieu interstellaire froid. Par ailleurs, il calculera lafonction de refroidissement et la pression de radiationces sur molécules, deux phénomènes susceptibles de modifier profondément la structure thermodynamique des atmosphères des RSG, et dinitier leur perte de masse. Il pourra ainsi participer à lextension circumstellaire des modèles hydrodynamiques. Au final, létudiant devrait aboutir à une vision cohérente de la physique et de la chimie des atmosphères et des enveloppes circumstellaires des étoiles froides évoluées. Il participera activement à la préparation de lexploitation scientifique des Très Grands Équipements en cours de développement (ALMA, VLTI 2e génération, voire ELT). Ces travaux, en particulier le transfert radiatif appliqué aux états excités des molécules, ont aussi des retombées potentielles majeures pour létude dautres milieux (milieu interstellaire) et donc lanalyse des données HERSCHEL.  Ce programme de recherche, soutenu par lAgence Nationale de la Recherche (programme blanc 2006), sinscrit dans le cadre de collaborations internationales (Lund & Uppsala, Suède ;Université de Boulder, Colorado, USA). Il a par ailleurs déjà bénéficié de temps dobservation alloué sur les grands télescopes (VLT, IRAM).  Pour tout renseignement, contacter: Eric Josselin GRAAL - UMR5024 Université Montpellier II Place Eugène Bataillon - CC72 F-34095 Montpellier Cedex 05 France Tél: [phone] e-mail: josselin AT graal.univ-montp2.fr