Travaux de recherche
Depuis le début des années 80, le groupe est aux avant-postes de l'étude de l'évolution des étoiles massives dans les galaxies. Les principaux sujets de recherches sont les suivants:
- 1. Évolution des étoiles avec
rotation
2. Nucléosynthèse avancée et rayons gamma
3. Formation stellaire
1. Évolution des étoiles avec rotation
(A. Maeder & G. Meynet)La construction de meilleurs modèles d'étoile est au centre de la recherche effectuée au sein du groupe. Les observations spectroscopiques à haute résolution ainsi que les projets de satellites COROT et EDDINGTON montrent que le sujet a une très grande importance.
- Le but est de faire des simulations numériques complètes d'étoiles en tenant compte des divers effets dus à la rotation en incluant une physique détaillée du mélange interne et de surface, en particulier les pertes de masse et de moment angulaire.
- Nous effectuons actuellement des grilles de modèles pour des étoiles massives ayant une masse comprise entre 9 et 120 masses solaires à une métallicité, Z = 0.02 Le temps de vie, le tracé dans le diagramme HR, l'évolution des abondances de surface des éléments CNO, l'évolution des vitesses de rotation feront partie des prédictions calculées avec les modèles. Des comparaisons extensives avec des déterminations d'abondances récentes sont envisagées. Pour les grilles déjà obtenues, les résultats sont présentés à la page suivante: database.
- Nous construisons aussi des grilles de modèles stellaires à d'autres métallicités, en particulier à Z = 0.001 - 0.004, cas correspondants aux BCDG (Blue Compact Dwarf Galaxies) et aux DLA (Damped Lyman-alpha systems), qui sont des précurseurs de galaxies ou des galaxies à un stade très jeunes de leur évolution nucléaire. Des comparaisons extensives avec des déterminations d'abondances récentes sont aussi envisagées, surtout avec les résultats récents sur les étoiles du petit nuage de Magellan (SMC).
- Nous projetons de prolonger les grilles de modèles aux étoiles de faible masse, y compris les étoiles du type solaire. Dans ce cas, le couplage magnétique entre les zones de convections extérieures et le vent stellaire est un phénomène essentiel dont il faut tenir compte. Ces travaux demande un important investissement théorique supplémentaire, ainsi que des développements numériques et va donc être prolongé sur plusieurs années.
- Un exemple de résultats obtenus avec les modèles est le flux de masse perdue par une étoile en rotation. Les figures ci-desous représentent les lieux d'égale perte de masse d'étoiles avec Teff= 30'000 K à gauche et 25'000 K à droite. On note une structure bi-polaire chaude (couleur bleue) et avec rotation rapide et la production possible d'un disque équatorial plus froid (couleur rouge) et plus lent:
2. Nucléosynthèse avancée et rayons gamma
(G. Meynet, A. Maeder et R. Hirschi)- Nous allons profiter d'utiliser les nouveaux modèles avec rotation pour prolonger les calculs jusqu'à la phase pré-supernova afin d'obtenir des nouvelles abondances à ce stade. Ces abondances sont importantes pour étudier l'évolution chimique des galaxies à métallicité initiale variable. Ces développements sont l'objet du travail de thèse de R. Hirschi. Pour ces modèles, les nouveaux taux de réactions nucléaires disponibles depuis les données récentes en astrophysique nucléaire ainsi que les opacités détaillées obtenues à partir de récents développements en physique atomique seront pris en compte.
- Nous recherchons l'origine de l'azote primordial en relation avec les observations des étoiles du halo, BCDG et DLA. Pour cela, une comparaison étroite avec les résultats des observations VLT obtenues par M. Dessauges (c. f. point 4) sera effectuée. Une coopération avec le Prof. Y. Izotoov de Kiev est aussi en cours.
- Les abondances chimiques prédites sont extensivement comparées aux récentes observations obtenues par divers groupes, en particulier par le groupe du Prof. A. Willis de University College à Londres et du Dr. K. Venn de Macalester College au Minnesota (USA).
- Des travaux supplémentaires sont en cours pour étudier la production de rayons gamma par des isotopes radioactifs d'étoiles en rotation, ceci en relation avec le projet INTEGRAL. Ce travail est effectué en collaboration avec le Dr. N. Mowlawi, qui travaille à l'ISDC. Les premiers résultats montrent que la production des éléments radioactifs ainsi que la plupart des éléments chimiques sont considérablement modifiés par l'introduction de la rotation dans les modèles stellaires.
- Des modèles ont été effectués pour des
Wolf-Rayets(ex:
)
et les abondances de surfaces obtenues sont presentées dans cette
figure: 
(cliquer sur l'icône). Ce cas représente l'évolution
des abondances de surface d'une étoile de 60 masses solaires en
fonction de la masse restante pour différentes vitesses de rotation
initiales (vini = 0 km/s en haut et 300 km/s en bas). Les phases
de l'évolution pendant lesquelles l'étoile est considérée
comme une étoile de type O, une LBV (Luminous Blue Variable) et
une Wolf-Rayet (WR) sont indiquées. La phase WR est encore divisée
en trois parties: WN, la transition WN/WC et WC.
3. Formation stellaire
(A. Maeder et R. Behrend)- Une première grille de modèles avec taux d'accrétion croissant avec la masse des étoiles est achevée. Elle sera suivie par d'autres grilles tenant compte des résultats des observations VLA (Churchwell, 1998) et de IRAS (Henning et al, 2000), qui montrent de larges flux de matière tombant sur et partant de proto-étoiles massives.
- Un autre but est la construction de modèles 2D d'étoiles massives avec disques d'accrétion. Ceci constitue le travail de thèse de R. Behrend. Les modèles de disques sont couplés aux modèles internes pour l'évolution des étoiles pré-sequence principale actuellement utilisés à l'Observatoire de Genève. De tels modèles sont nouveaux, très complexes et représentent un grand pas en avant dans le domaine. Nous planifions aussi de fournir des résultats concernant la température des disques et leur évolution. Les résultats des modèles sont comparés à l'observation.
- Ces nouveaux modèles changent les données sur l'origine
de l'IMF (initial mass function) et sur la masse maximale d'une étoile.
La masse maximale est atteinte quand le taux d'accrétion (qui augmente
avec la masse de l'étoile) devient tellement grand que la luminosité
produite par le choc de la matière accrétée atteint
la luminosité d'Eddington.
Dernière mise à jour: 10/10/2002