Nucléosynthèse dans les étoiles de la branche asymptotique: du coeur dégénéré à l'envellope circumstellaire - TEL - Thèses en ligne Accéder directement au contenu
Thèse Année : 2000

Nucleosynthesis in AGB stars: from their degenerate core to their circumstellar envelope

Nucléosynthèse dans les étoiles de la branche asymptotique: du coeur dégénéré à l'envellope circumstellaire

Résumé

Observations of Asymptotic Giant Branch stars (AGB stars) reveal heavy elements with life times shorter than the AGB phase duration. These elements, called ``s'' elements, have been processed in these stars, and mixed up to the surface where they are observed. However, recent models don't success in predicting the right amount of ``s'' elements compared to the observations. In addition, AGB stars with abundance ratio $C/O>1$ mainly have low luminosities. It's the ``dredge-up'' phenomenon which is responsible for the carbon star formation: the convective enveloppe goes down in the Hydrogen burning shell and bring up some Carbon which has been processed lower in the Helium burning region and put there by the convective instabilities called ``thermal pulses''. However, the depths of the modelled dredge-up are too low to explain the high ratio of carbon stars. To have an overview of the whole problem, the stellar evolution code of Grenoble has been improved to model better the physics of these stars (equation of state, mixing processus in particular). Tests have been realized to determine the changes due to these improvements. Secondly, circumstellar observations have been performed to allow us to estimate what kind of quantities can be obtained and their utilities to constrain the nucleosynthesis. Finaly, the fact that the circumstellar abundances are egal to the abundances processed by the star or not have been studied with a radiative transfer code. Consequently, we have:\\ - determined, in the same stellar evolution code, the influence of different physical or numerical factors on the depth of the dredge-up. In particular, it has been showed that only one physical process (overshooting) is responsible for both a deeper dredge-up, so stars with a higher C/O ratio, and the production of a \nuc(C)(13) pocket, first stage for the nucleosynthesis of ``s'' elements. \\ - enlarged the capabilities of modelling of the code: computation of central Helium flash for low mass stars, computation of reliable PMS (Pre Main Sequence) tracks for stars down to 0.1\Mo...\\ - determined precisely a non solar \iso(Cl)(35)(37) isotopic ratio in the circumstellar enveloppe of the carbon star CW Leo, ratio very sensitive to the occurence of ``s'' process and which allow to constrain the mass of this star.\\ - determined the mass loss rate, $\dot(M)$ and the \iso(C)(12)(13) ratio in \nuc(C)(13) enriched stars, this ratio being very sensitive to all the stages of nucleosynthesis or mixing. These ewo values, $\dot(M)$ and \iso(C)(12)(13), are not compatible and tend to prouve that these stars could not belong to the asymptotic giant branch or that we should change our approach of the modelling of the evolved stellar phases.
Les étoiles de la branche asymptotique (AGBS) sont surtout connues pour deux faits historiques: - le "mystère des éléments s": riches en neutrons et possédant une durée de vie inférieure à celle des AGBS, ces éléments sont néanmoins présents dans les enveloppes de ces étoiles. De plus, les abondances de ces éléments "s" sont mal reproduites par les modèles existants. - le "mystère des étoiles carbonées": ces étoiles, dont les abondances vérifient C/O>1, sont majoritairement de faible luminosité. C'est un drainage (DUP) qui permet aux AGBS de devenir carbonées: l'enveloppe convective (CE) descend là où brûle 1H et prélève du Carbone, produit plus bas par la combustion de 4He et amené là par des languettes convectives récurrentes, les pulses thermiques. Or, les profondeurs des DUP modélisés pour des AGBS de faibles masses n'expliquent la forte proportion de Carbone observée. Ces deux mystères conduisent à identifier deux paramètres majeurs de l'évolution des abondances: la perte de masse et le DUP. Le premier contrôle la fin de la phase AGB et la température à la base de la CE, à masse stellaire fixée. Le deuxième maîtrise l'apport de protons entre les couches de 1H et de 4He et la modification des abondances de surface. Et c'est de la physique non standard qui est sous-jacente à ces paramètres: couplage gaz-poussière, pulsations, ondes de chocs, dégénérescence, convection avec gradient de composition, mélange non standard (non thermiquement induit)... Plusieurs études ayant été faites, tant sur les mécanismes de production que sur le paramétrage de la perte de masse, ce travail est centré sur l'influence du traitement du DUP sur la nucléosynthèse des AGBS de masses intermédiaires. La nucléosynthèse étant connue grâce à une coopération étroite entre méthodes observationnelles et théoriques, cette thèse a été menée sur les deux fronts. Cela rend possible "l'éclairage" de chacune des méthodes par les forces et les faiblesses de l'autre et donc de mieux évaluer la fiabilité d'une mesure réalisée sur Terre lorsqu'on veut l'interpréter en terme d'abondances au centre de l'étoile. La partie observationnelle de ce travail est focalisée sur l'amélioration de la précision de rapports isotopiques délicats à interpréter dans des enveloppes particulières: rapports d'éléments lourds de sources brillantes ou rapports des CNO dans des sources présentant des anomalies d'abondances. L'interprétation des observations a requis deux modélisations avancées dont l'une, faisant partie intégrante de cette thèse, porte sur l'émission de l'enveloppe, et l'autre, portant sur le processus "s", a fait l'objet d'une collaboration. Dans le domaine théorique, le code d'évolution stellaire de Grenoble a été optimisé pour les AGBS afin d'étudier l'influence de la modélisation physique et du traitement numérique du DUP sur la nucléosynthèse. Le cœur de la modélisation d'une étoile, l'équation d'état (EOS), a été réécrite et une grande partie du traitement numérique du code a été revue. La physique du mélange non standard a été incorporée et "l'arsenal" numérique nécessaire à la mise en œuvre de cette physique a fait l'objet d'une collaboration. Ce travail a permis la précision des caractéristiques d'enveloppes d'étoiles J (riches en 13C), la détermination de 35Cl / 37Cl dans IRC+10216 et la production d'outils de calcul performants pour les étoiles (même de faibles masses) et leurs enveloppes moléculaires. Mais il a surtout montré que l'incorporation de mélange non standard permet à la fois d'augmenter la profondeur du DUP et de produire une poche de 13C propice au processus "s". Ce fait, ajouté aux difficultés pour concilier les résultats d'observations des étoiles J avec les modèles, tend à réorienter le futur des modèles d'AGBS. Il faudrait disposer de modèle d'AGBS plus généraux, notamment pour les faibles masses, cohérents avec la physique et le numérique de la phase évolutive qui les précède, elle qui est naturellement modélisée avec du mélange non standard. En prime, les changements effectués dans le code et notamment l'élaboration d'une nouvelle EOS, ont permis de modéliser le flash de l'Helium et de produire des tracés d'étoiles pré séquence principale (PMS) jusqu'à 0.1 masse solaire concurrençant les codes les plus spécialisés.
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tel-00009195 , version 1 (07-05-2005)

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  • HAL Id : tel-00009195 , version 1

Citer

Emmanuel Dufour. Nucléosynthèse dans les étoiles de la branche asymptotique: du coeur dégénéré à l'envellope circumstellaire. Astrophysique [astro-ph]. Université Joseph-Fourier - Grenoble I, 2000. Français. ⟨NNT : ⟩. ⟨tel-00009195⟩
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