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Abondances des éléments chimiques dans les étoiles

Par Alain Hui Bon Hoa - 25/01/2006

 

Abondances observationnelles d’étoiles A d’amas et de champ

La stratification des abondances engendrée par la diffusion est un processus dépendant du temps. Des simulations théoriques montrent en particulier que l’abondance observable du calcium et du scandium - éléments typiquement déficients dans les étoiles de type Am - peut passer par une phase de surabondance pour certaines conditions hydrodynamiques des couches superficielles de l’étoile (taux de perte de masse, épaisseur de la zone de mélange superficielle). Afin d’obtenir des contraintes observationnelles sur l’évolution temporelle de l’abondance de ces éléments et d’avoir ainsi une idée sur l’importance des processus hydrodynamiques introduits dans les simulations, j’ai observé une quarantaine d’étoiles A appartenant à des amas ouverts, objets pour lesquels l’âge est déterminé avec plus de précision que pour les étoiles de champ.

Les résultats montrent qu’il existe une évolution vers une plus grande proportion d’étoiles Am avec des déficiences plus marquées de Ca et Sc lorsque les amas sont plus vieux, les objets les plus jeunes pouvant être dans une phase transitoire du processus de stratification (certains ont des schémas d’abondance atypiques avec des surabondances marginales de Ca et Sc) en accord avec les simulations (Hui-Bon-Hoa et al. 1997 ; Hui-Bon-Hoa & Alecian 1998, Hui-Bon-Hoa 1999). Aucune tendance n’a été visible pour les autres éléments. L’évolution observée des abondances de Ca et Sc a permis de poser des contraintes sur les paramètres libres des simulations, à savoir un taux de perte de masse de l’ordre de 10-14 MSol/an et une extension de la zone de mélange en dessous de la zone convective superficielle plus petite qu’une échelle de hauteur de pression. Il n’existe pas actuellement d’autre détermination de ces paramètres et les valeurs obtenues ici constituent donc une première. La perte de masse n’étant pas un mécanisme d’origine superficielle, son intensité est certainement peu affectée par la présence d’une stratification et la valeur obtenue pour les étoiles Am peut également être appliquée aux étoiles normales. Cet exemple illustre le fait que l’étude des étoiles particulières peut permettre d’accéder à une meilleure connaissance de la physique stellaire en général.

Cette étude d’étoiles d’amas est complétée par des déterminations d’abondances dans des étoiles A et Am de champ dont les âges vont de ceux des amas les plus vieux que j’ai observés jusqu’au milliard d’années (données observationnelles collectées et traitées de la même manière). Comme principal résultat, on observe dans les Am typiques étudiées une tendance à des sous-abondances plus prononcées de Sc à température effective croissante et une tendance inverse pour le calcium (Hui-Bon-Hoa 2000). Ce comportement est également visible dans les amas les plus vieux étudiés. L’abondance observable étant le reflet de celle présente à la base de la couche de mélange superficielle, cela permet de poser des contraintes sur les modèles de structure stellaire qui tiennent compte de la stratification des abondances. Par ailleurs, l’échantillon présente l’intérêt de comporter - entre autres - des étoiles sur le point de quitter la Séquence Principale et les résultats montrent que des objets à ce stade d’évolution peuvent avoir des schémas d’anomalies d’abondance différant de celui des Am typiques (disparition des sous-abondances de Ca et Sc mais persistance des surabondances des éléments lourds), ce qui constitue une contrainte supplémentaire pour les modèles.

 

 

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