Importance de la diffusion atomique et de ses conséquences hydrodynamiques sur la structure interne et les paramètres observationnels des étoiles

Importance of atomic diffusion and of its hydrodynamic consequences on internal structure and observational parameters of stars

• Auteur / Autrice : Morgan Deal
• Direction : Olivier Richard
• Type : Thèse de doctorat
• Discipline(s) : Physique
• Date : Soutenance le 20/09/2016
• Etablissement(s) : Montpellier
• Ecole(s) doctorale(s) : École doctorale Information, Structures, Systèmes (Montpellier ; 2015-....)
• Partenaire(s) de recherche : Laboratoire : Laboratoire Univers et Particules de Montpellier (Montpellier)
• Jury : Président / Présidente : Marc Pinsonneault
• Jury : Examinateurs / Examinatrices : Olivier Richard, Marc Pinsonneault, Marc-Antoine Dupret, Marie-Jo Goupil, Sylvie Vauclair, Fabrice Martins, Alain Hui-Bon-Hoa, Hiromoto Shibahashi
• Jury : Rapporteurs / Rapporteuses : Marc-Antoine Dupret, Marie-Jo Goupil

Mots clés

Mots clés contrôlés

Étoiles -- Structure

Évolution stellaire

Abondances cosmiques

Mots clés libres

Abondances

Diffusion

Evolution stellaire

Processus de transport

Structure interne

Abundances

Diffusion

Stellar evolution

Transport processes

Stellar structure

Résumé

La diffusion atomique doit être prise en compte dans les modèles d'évolution stellaire car il s'agit d'une conséquence directe du fait que les étoiles sont des sphères auto-gravitantes composées d'un mélange de différents gaz (les éléments chimiques). L'équilibre des étoiles conduit à des gradients internes de pression, de densité et de température ainsi qu'à un transfert radiatif, l'ensemble produisant un effet sélectif sur les éléments (dans la plupart des cas dominé par la compétition entre le triage gravitationnel et les accélérations radiatives).Les interactions entre la diffusion atomique et les processus hydrodynamiques tels que la convection dynamique et la perte de masse sont étudiées depuis longtemps. Un processus important a cependant été oublié dans les modèles. Il s'agit de la convection double diffusive (ou thermohaline) induite par un gradient de μ instable, qui peut être produite par une accumulation locale d'éléments lourds à l'intérieur des étoiles due aux accélérations radiatives. Contrairement aux autres processus de mélange, il s'agit d'une conséquence directe de la diffusion atomique. Un effet similaire se produit à la base de la zone convective de surface en cas d'accrétion d’éléments lourds à la surface de l'étoile.Nous avons étudié la convection thermohaline induite par l'accrétion dans le cas du système 16 Cygni et les propriétés de ces deux étoiles avec le code TGEC. Nous avons inclus la prescription de Brown et al. 2013 pour la convection thermohaline. Nous avons ensuite calculé les fréquences d'oscillations de ces modèles à l'aide du code PULSE pour les comparer aux fréquences observées par Kepler. A partir de ces modèles, nous avons pu montrer qu'en accrétant 2/3 de la masse terrestre au début de la séquence principale (sur le modèle 16 Cyg B), la convection thermohaline induite par l'accrétion mélangeait l'étoile suffisamment profondément pour atteindre la zone de destruction du lithium et ainsi obtenir des abondances de lithium cohérentes avec les observations de 16 Cyg A et B.Nous avons étudié l'accumulation d’éléments lourds et l'effet de la convection thermohaline dans le cas des étoiles de type A. Dans ces étoiles, des abondances "particulières" (par rapport au soleil) ont été observées. Ceci est dû aux effets de la diffusion atomique qui sont très importants dans ces étoiles. Cependant, la diffusion atomique seule produit des variations d'abondances trop importantes et un moyen de reproduire les observations est de mélanger l'étoile assez profondément. Nous avons ensuite calculé des modèles incluant la diffusion atomique et la convection thermohaline en utilisant le code TGEC. Nous avons montré que ce processus pouvait modifier la structure interne de ces étoiles, et aussi les abondances de surface. Nous avons aussi inclus la convection thermohaline et l'accrétion dans le code de Montréal/Montpellier. Nous avons modifié plusieurs parties de ce code afin de pouvoir faire des comparaisons avec le TGEC pour comparer les résultats. Les résultats obtenus sont très similaires.Nous avons aussi déterminé les paramètres de l'étoile 94 Ceti à partir d'observations obtenues avec un instrument au sol. Cette étoile à une masse de 1.44 MΘ et est une bonne cible pour étudier l'effet des accélérations radiatives (qui ont un effet non négligeable pour des masses supérieures à 1.2 MΘ). Nous avons aussi comparé des modèles incluant des atmosphères complets afin d'en déterminer l'impact sur les fréquences.Nous avons travaillé sur les étoiles du halo pauvres en métaux pour lesquelles est observé une dispersion inexpliquée des abondances de lithium pour les métallicité très faible. Nous avons étudié la possibilité d'une accrétion sur ces étoiles qui pourrait produire de la convection thermohaline et détruire du lithium.

Atomic diffusion must be taken into account in the computations of stellar structure and evolution as it is a direct consequence of the fact that stars are self-gravitating spheres composed of a mixture of different gases (the chemical elements). The stellar equilibrium leads to internal gradients of pressure, density and temperature as well as an upward radiative transfer which produces a selective effect on the elements (in most cases dominated by the competition between gravitational settling and radiative acceleration).The interactions between atomic diffusion and well-known hydrodynamical processes like dynamical convection and mass loss have been studied for a long time. An important process was however forgotten in these computations. This is the double-diffusive (or fingering or thermohaline) convection induced by unstable μ-gradients, which can be produced by the local accumulation of heavy elements inside stars due to radiative acceleration. Contrary to the other hydrodynamical processes, fingering convection is not arbitrarily added in the computations. It is directly induced by atomic diffusion itself and cannot be avoided. It is thus very important to add this hydrodynamical process in stellar evolution modelling, which has never been done before our work. A similar effect occurs below the convective zone in case of accretion of heavy matter onto a star.We studied the accretion-induced fingering convection in the case of the stellar system 16 Cygni. We studied the properties of these two stars by computing models with the Toulouse Geneva Evolution Code (TGEC). We included the Brown et al. 2013 prescription for the computations of fingering convection in the code. We computed oscillation frequencies of these models using the PULSE code to compare it with Kepler observations. We found that if 2/3 of Earth mass is accreted at the beginning of the main sequence (on 16 Cyg B model), the accretion-induced fingering convection mixes the star deep enough to destroy the lithium and obtain the observed difference between 16 Cyg A and B.We studied the heavy element accumulation and the induced fingering convection in the case of Am stars. In these stars, peculiar surface abundances are observed (compared to the sun). This peculiarity is related to the effect of atomic diffusion, very important in these types of stars. However, atomic diffusion alone leads to abundance variations which are too large and one way to reproduce the observed abundance quantitatively is to assume mixing deep enough inside the star. We computed models including atomic diffusion (with radiative acceleration) and fingering convection with this prescription using the TGEC code. We find than this process may change the internal structure of the stars, and also the surface abundances. We also included fingering convection and the accretion process in the Montreal/Montpellier code. We modified some parts of this code (e.g. turbulence profiles) to compare the results obtained with the two codes. We computed some models and I found that the results are quite similar.We determined the stellar parameters of the star 94 Ceti (by using similar seismic computations as for 16 Cyg A and B) using ground-based observations. This star has a mass of 1.44 MΘ and is a good target to study the effect of radiative accelerations (which occur for masses larger than 1.2-1.3 MΘ). We also compared models with full atmosphere with the observations to determine the impact on oscillation frequencies.We worked on metal poor halo stars for which a dispersion of lithium surface abundance is observed for very small metallicities. We studied the possibility of an accretion of matter that can trigger fingering convection and destroy lithium.