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 ...
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 létoile. Un raisonnement simple » suggère que la structure convective des RSG est constituée de quelques cellules géantes »(~ 10 couvrant la surface de létoile), plutôt quune granulation à petite échelle, de type solaire (Schwarzschild 1975, ApJ 195, 137). Cette hypothèse semble corroborée par plusieurs observations (reconstruction dimages à partir de données HST ; observations radio VLA ; interférométrie optique) et des simulations récentes dhydrodynamique radiative 3D de lensemble de létoile (http://www.astro.uu.se/~bf/). Observationnellement, les meilleures contraintes sur les champs de vitesse reposent sur le suivi spectroscopique de RSG, et lanalyse des profils de raies. Ainsi, Josselin & Plez (2007, A&A 469, 671) ont déterminé les champs de vitesse caractéristiques (vconv10 km/s) et un ~ comportement non cyclique. -4 Par ailleurs, ces étoiles sont affectées par une perte de masse importante (taux jusquà 10 M /an),qui joue donc un rôle-clé dans leur évolution. Le processus déjection reste cependant incompris à ce jour. Plusieurs hypothèses (ondes acoustiques, ondes dAlfven) ont été avancées, mais aucune na 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 dinterprétation des observations de RSG, la spectroscopie de leau 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 leau 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. Lexistence 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 leau que dans le continu. Mais ces coquilles restent purement empiriques. Aucune modélisation, même qualitative, ne permet dexpliquer leur formation. Surtout, à partir des paramètres de ces MOLspheres, on prédit des raies de leau à 12µm en émission ... alors que les observations ont montré quelles sont en absorption (Ryde et al. 2006, ApJ, 637, 1040). Linterprétation des observations des raies de leau reste donc à faire …
Objectifs etdéroulement Le travail de thèse consistera au départ à développer uncode de transfert hors équilibrethermodynamique local (ETL),afin de synthétiser le spectre moléculaire issu des atmosphères de RSG. Dans un premier temps, cette synthèse se focalisera sur la molécule deau, pour laquelle nous disposons maintenant des données de physique moléculaire adéquates (en particulier les taux dexcitation 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 dinstruments du VLTI(par exemple MATISSE). Le code de transfert, dabord 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 dautres 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 H2O. Une fois ces diagnostics établis, il faudra étudier dune part les autres processus pouvant affecter labondance de ces molécules, dautre part évaluer leurs effets sur la structure atmosphérique et la perte de masse des RSG. Ainsi, létudiant étudiera lachimie hors équilibre (éventuellementdépendant du temps) de leau, en utilisant les nouveaux taux de réactions calculés au GRAAL (D. Talbi), en particulier ceux qui ont une barrière dactivation, 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 dinitier leur perte de masse. Il pourra ainsi participer à lextension circumstellaire des modèles hydrodynamiques. Au final, létudiant 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 lexploitation 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 létude dautres milieux (milieu interstellaire) et donc lanalyse des données HERSCHEL. Ce programme de recherche, soutenu par lAgence Nationale de la Recherche (programme blanc 2006), sinscrit dans le cadre de collaborations internationales (Lund & Uppsala, Suède ;Université de Boulder, Colorado, USA). Il a par ailleurs déjà bénéficié de temps dobservation 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: 04 67 14 32 46 e-mail: josselin AT graal.univ-montp2.fr