lundi 8 mars 2010
Titre de la thèse : "Pertinance des observables pour contraindre les modèles stellaires".
Lundi 8 mars 2010 à 14h00 dans la salle de conférences du Château à l’Observatoire de Meudon.
Résumé de la thèse :
L’objectif est d’évaluer quantitativement l’influence des contraintes issus des données sismiques et des celles obtenues par photométrie, spectroscopie, et intérférometrie sur la structure interne.
Nous avons développé un outil numérique d’optimisation (la minimisation locale de χ2 basée sur l’algorithme de Levenberg-Marquardt) pour chercher automatiquement le modèle stellaire qui reproduit au mieux les observations. Pour analyser le comportement de χ2 autour de son minimum local, nous avons ensuite développé un outil basé sur la méthode de la décomposition en valeurs singulières. Nous avons défini un nouvel indicateur appelé "Poids" permettant de quantifier l’importance relative des contraintes observationnelles dans la détermination de chaque paramètre physique "individuellement".
Ces outils ont été appliqués à une grille de modèles d’étoiles de type solaire, d’âge et d’évolution différentes, et à deux cas réels : HD 49933 un cas typique pour lequel des observations sismiques (CoRoT) sont disponibles ; α Cen A le cas extrême pour lequel toutes les observables classiques et sismiques sont connues avec la meilleure précision.
Parmi les principaux résultats citons :
– L’analyse du "Poids" indique que l’ordre d’importance des contraintes est Δ0 (grande séparation moyenne), R (rayon), Δ0,i , δ02,i (grandes et petites séparation individuelles), δ02 (petite séparation moyenne), L (luminosité), Teff (température effective). Pour les masses supérieure à 1.1 M⊙, avec une précision de 0.1 μHz, l’importance de Δ0 diminue à cause de l’écart des fréquences au régime asymtotique.
Une amélioration d’un facteur 10 sur la précision actuelle des données sismiques permettrait de réduire d’un facteur 5 les incertitudes sur les paramètres physiques des modèles.
En combinant les 2 contraintes Δ0 et R, la précision sur la masse est excellente : ε(M) = 2.29 % pour 1.31 M⊙ avec une erreur relative de 0.1 % sur Δ0 et 1% sur R.
– L’analyse des axes de l’ellipsoïde d’erreur Δχ2 = 1 met en évidence des corrélations entre les paramètres. Elle explique dans certains cas que les paramètres individuels sont mal contraints bien que la combinaison linéaire de paramètres correspondant au plus petit axe de l’ellipsoïde soit bien déterminée. Ainsi pour les étoiles plus massives que 1.1 M⊙, la forte corrélation des paramètres α et M ne permet pas de les déterminer individuellement.
Des observations sismiques de haute qualité sont maintenant disponibles pour un grand nombre d’étoiles de types variés grâce aux missions CoRoT et Kepler. Ce type d’analyse pourra être appliquée. Elle pourra aussi être utilisée pour selectionner les meilleures cibles des missions ultérieures de sismologie et pour définir les observations complémentaires au sol les plus pertinentes.
