La composante mol

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La composante moléculaire des atmosphères
d'étoiles géantes rouges

• Bertrand Plez
• GRAAL, Université de Montpellier 2
• MC09 signatures infrarouges des environnements
  astrophysiques à haute température

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Géantes rouges

• Jusquà 8 masses solaires
• Hydrogène épuisé au coeur, combustion dHe et dH
  en couche
• Supergéantes 10 à 40 Msun, pré-supernovae

Diagramme Hertzprung-Russell
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Importance de ces étoiles

• Nucléosynthèse perte de masse (vent) -gt
  enrichissement du milieu interstellaire (C, Li,
  F, ., éléments lourds)
• Lumineuses -gt visibles dans les galaxies
  lointaines (supergéantes pour les populations
  jeunes, géantes pour les anciennes)
• Phases de lévolution stellaire complexes à
  modéliser
• gt On veut connaître leurs paramètres L, M,
  Teff, composition chimique, perte de masse, .

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On observe des spectres

• Non, ce nest pas du bruit

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On les modélise

• plus ou moins bien

CO dans lIR
Spectre visible (obs mod) dune supergéante
(TiO)
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Quest-ce quun modèle? -gt exemples 1D à
léquilibre hydrostatique (Gustafsson et al. 2008)
Température
Profondeur optique
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• Modèles datmosphères classiques
• classiques ETL (équilibre thermodynamique
  local), 1-D, hydrostatiques
• Les étoiles réelles ne sont pas classiques !
• Mais...
• les modèles classiques incluent des opacités
  détaillées
• Ils servent de référence pour des approches plus
  ambitieuses (3-D, hors-ETL, ...)
• Les spectres détoiles froides sont très
  affectés par les raies moléculaires
• ... et ne sont donc pas encore tous analysés en
  détail à laide de modèles classiques
• NB développements impressionnants convection 3D
  (B. Freytag et al.), NETL (Hauschildt et al.),
  pulsation-poussières-vents LPVs (Hoefner et al.).

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Exemples de modèles MARCS 1D (hydrostatiques,
ETL) spectres émergents
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Exemples de modèles MARCS 1D (hydrostatiques,
ETL) structure thermique, effet des opacités (NB
1bar104cgs)
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Effet des raies sur la structure thermique (line
blanketing)

• À lETL léquilibre radiatif demande que
• en chaque couche de latmosphère
• Jl rayonnement venant des couches plus
  profondes, plus chaudes.
• Bl rayonnement de corps noir local
• Dans le bleu Jl-Bl gt0 et dans le rouge Jl-Bl lt0
• gt Si un absorbant apparait dans les couches
  superficielles, chauffage (ex TiO) ou
  refroidissement (ex. H2O, C2H2).

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Effet des opacités (cf. effet de
serre) Chauffage en profondeur Refroidissement/
chauffage en surface
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Influence des opacités moléculaires Les modèles
de 1992 (Plez et al.) intègrent des opacités pour
H2O qui ne sont pas correctes. Leur
sous-estimation conduit à des couches de surface
trop chaudes.
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0 5
10 15 20
Depth (106km)
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Importance de la complétude et de lexactitude
des listes de raies pour la modélisation des
spectres (Jørgensen et al. 2001)
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Importance de la complétude des listes de raies
pour la structure thermique
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Importance de la complétude des listes de raies
pour la modélisation du spectre
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Redistribution du flux exemple du Soleil
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Effet de C/O dans les modèles M-S-C
TiO, H2O gt C2, C2H2, HCN Le verrou
CO C/Olt1 Si C/O augmente gt TiO, H2O
diminuent lopacité décroitgt P
augmente C/Ogt1 Si C/O augmente gt augmentation
de C2, C2H2, ... lopacité croit gt P décroit
Température
Pression
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C stars spectra
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Étoiles C opacités C2, CN, CO, CH
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Étoiles C opacités C3, C2H2, HCN
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Géante rouge de composition solaire 3200K
logg0.35 C/O0.5
Contributions toutes les raies atomes TiO, CN,
FeH
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Avec des bons modèles on fait du bon travail
ajustement du spectre dune géante rouge très
froide (raies de TiO, ZrO, atomes) à laide dun
modèle (Teff, logg, composition chimique) Mais il
faut de bonnes listes de raies
From García-Hernández et al. 2007, AA 462, 711
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Observed spectra of M giants (Serote-Roos et al.
1996, AAS, 117, 93)
Autre exemple
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Observed spectra of M giants (Serote-Roos et al.
1996, AAS, 117, 93), and MARCS model spectra
(from Alvarez Plez 1998, AA 330, 1109)
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• Listes de raies
• Il faut donc des listes de raies aussi complètes
  que possible
• pour la structure thermique des modèles
• complétude jusquà des énergies élevées
• positions approximatives
• intensités approximatives (et dans les bonnes
  bandes)
• pour la modélisation des spectres
• complétude dans le domaine modélisé
• positions avec une précision de laboratoire
• intensités à 10 ou mieux, si possible

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gt Merci pour vos travaux!Et continuons à
travailler ensemble

• Il reste du travail à faire
• Certains spectres moléculaires insuffisamment
  connus (C2H2, C3, LaO, )
• Besoin de paramètres supplémentaires, e.g.
• section efficace dexcitation collisionnelle,
  pour calculs hors-ETL
• élargissement collisionel, avec H, e- (profils
  de raies)
• besoin de précision accrue, pour analyser des
  données astrophysiques de très haut S/B, et
  résolution.