Accueil > Équipes > Physique stellaire > Alain Hui Bon Hoa > Atmosphères stellaires

 

Atmosphères stellaires

Par Alain Hui Bon Hoa - 30/01/2008

 

Modélisation de la diffusion dans les atmosphères stellaires

Les étoiles Chimiquement Particulières chaudes présentent des couches convectives superficielles de très faible épaisseur de sorte que la séparation des éléments par diffusion peut se produire dans l’atmosphère. L’étude de la diffusion dans ce type de milieu est rendue difficile par la nécessité de résoudre explicitement l’équation du transfert radiatif. Jusqu’à une période récente, seuls quelques éléments chimiques - dont les abondances sont typiquement anormales dans les étoiles Ap - ont été étudiés, et ce, avec une méthode assez rudimentaire. On ne pouvait considérer qu’un seul élément à la fois et le calcul des accélérations radiatives était effectué raie par raie de l’élément en utilisant le flux continu issu d’un modèle d’atmosphère (Borsenberger & Gros 1978). On ne tenait donc pas compte de l’influence des raies d’un même élément entre elles ni de l’effet de celles des autres éléments. Les résultats obtenus étaient néanmoins en assez bon accord qualitatif avec les anomalies d’abondance observées.

Modèles d’atmosphère avec diffusion

Le cas de l’aluminium a montré la nécessité de disposer d’un outil plus précis pour le calcul des accélérations radiatives. J’ai entrepris de développer un tel outil à partir d’un programme moderne de construction de modèles d’atmosphère, en l’occurrence le code PHOENIX (Hauschildt et al. 1996). Le choix s’est porté sur ce programme car il utilise la méthode d’échantillonnage des opacités pour le calcul du transfert radiatif, qui est particulièrement bien adaptée pour le calcul d’accélérations radiatives. De plus, il a la possibilité de traiter un certain nombre d’éléments hors-ETL et de considérer la présence d’une perte de masse.
Au stade actuel du développement (en collaboration avec F. LeBlanc, Université de Moncton, Canada et P. Hauschildt, Universität Hamburg, Allemagne), le programme calcule les accélérations radiatives pour tous les éléments disponibles dans PHOENIX simultanément. Le calcul considère les transitions lié-lié (liste de raies de Kurucz) et la photoionisation (pour les sections efficaces : données OP pour les niveaux fondamentaux, approximation analytique pour les autres). Il peut être effectué en tenant compte des effets hors-ETL. La redistribution de la quantité de mouvement acquise par les accélérations radiatives est prise en compte. Le programme permet aussi d’estimer la stratification d’équilibre pour tous les éléments. Cette stratification est celle pour laquelle les accélérations radiatives pour chaque élément sont égales à la gravité en tout point de l’atmosphère. Elle représente donc la quantité maximale de chaque élément pouvant être soutenue par le champ de rayonnement, en supposant un réservoir infini pour chaque élément chimique. Cette stratification est obtenue par un processus itératif dans lequel la structure de l’atmosphère est recalculée à chaque itération en fonction du changement des abondances. Des calculs de stratification considérant une contrainte sur le contenu atmosphérique sont en cours de développement. L’effet d’un champ magnétique peut être considéré dans les coefficients de diffusion. Des cas magnétiques peuvent donc être traités tant que l’intensité du champ est suffisamment faible pour qu’un calcul de transfert radiatif polarisé ne soit pas nécessaire.

 

 

[Page Précédente] [Dans la même rubrique] [Sommaire]

 

 

Site du CNRS Logo OMP
Logo UPS
Logo INSU-CNRS

Annuaire

Rechercher

Sur ce site



Bibliotheque

Laboratoire Astrophysique de Toulouse - Tarbes (UMR5572)

CNRS (Midi-Pyrénées)

Univ. Paul Sabatier

Liens utiles

Accueil Imprimer Contact mail Plan du site Crédits