lundi 2 mars 2020
La soutenance aura lieu le jeudi 5 mars 2020 à 14h00 dans la salle de conférence du Château à Meudon.
"Évolution stellaire en rotation rapide : apports de l’interférométrie et de l’astérosismologie"
Armando Domiciano de Souza (Observatoire de la Côte d’Azur) et Daniel Roy Reese (LESIA).
Des raies spectrales aux fréquences d’oscillation des pulsations qui les parcourent, la rotation des étoiles laisse des traces de sa présence dans tous les types d’observation. C’est notamment l’interférométrie qui a ouvert la porte sur la rotation rapide, en faisant passer l’étoile d’un point à une source étendue. La détermination des paramètres physiques de l’étoile à partir de ces observations dépend cependant des modèles utilisés pour décrire la surface de l’étoile, une description physique complète de l’étoile reposant sur l’union de modèles d’intérieur stellaire et de modèles d’atmosphère. Les études ayant déterminé l’aplatissement extrême et autres paramètres physiques de rotateurs rapides reposent sur l’utilisation de modèles simplifiés qui imposent des limites à la validité de la méthode, et suggèrent un passage obligé à l’utilisation de modèles d’intérieur complets. j’ai utilisé les modèles produits par le code 2D ESTER pour étudier la rotation des étoiles, profitant des multiples techniques d’observation que sont l’interférométrie, la spectroscopie, et l’astérosismologie pour déterminer les paramètres fondamentaux d’Altaïr, étoile proche en rotation rapide, tels que sa masse ou son stade évolutif.
J’ai pour cela élaboré un code numérique permettant l’interface entre les modèles ESTER et des modèles d’atmosphère (PHOENIX dans ce travail de thèse). Après avoir interpolé les valeurs des paramètres de surface du modèle voulu à partir d’une grille préalablement calculée, celles-ci sont utilisées pour construire des cartes d’intensité monochromatiques de la surface visible de l’étoile grâce aux intensités spécifiques PHOENIX. Les observables interférométriques et le spectre sont ensuite calculés à partir de ces cartes d’intensité, puis comparées aux données d’observation par une méthode de minimisation de χ2.
La détermination des paramètres fondamentaux d’Altaïr fut décomposée en plusieurs parties, les données ne permettant pas une détermination simultanée de tous ces paramètres. L’ω − model, modèle d’assombrissement centre-bord associé à un modèle de Roche, fut d’abord utilisé pour déterminer le rayon équatorial, la vitesse de rotation angulaire à l’équateur, l’inclinaison et l’angle de position de l’étoile, avec les seules données interférométriques du VLTI (PIONIER et GRAVITY). Le modèle obtenu fut utilisé pour reproduire la raie du MgII d’un spectre ELODIE et contraindre la métallicité de l’atmosphère. L’ω − model a ensuite été remplacé par les modèles ESTER, et les données interférométriques ont été reproduites conjointement avec le spectre pour tenter de contraindre la masse M de l’étoile, sa métallicité « intrinsèque » Z (examinée indépendamment de la métallicité de l’atmosphère), et la quantité d’hydrogène en son cœur, Xc , indicative de son stade évolutif. De fortes corrélations entre ces 3 paramètres furent obtenues, mais la reproduction des fréquences d’oscillations observées (WIRE) grâce au code TOP permis de contraindre la masse, imposant au passage une fraction d’hydrogène dans l’enveloppe X supérieure à la valeur initialement utilisée, afin de conserver un rapport Xc/X physiquement réaliste. La non-unicité de la solution souligne l’importance d’une détermination précise de la composition chimique de l’étoile basée sur de multiples raies d’absorption ; il est néanmoins intéressant que quelle que soit la valeur de X, Xc en est très proche, indiquant qu’Altaïr est une étoile jeune, proche de la ZAMS, contrairement à ce que les premières études d’Altaïr laissaient penser.
