Evolution of rapidly rotating stars. Constraints from interferometry and asteroseismology
Évolution stellaire en rotation rapide. Apports de l’interférométrie et de l’astérosismologie
Résumé
From the spectral lines to the frequencies of their pulsations, rapidly rotating stars exhibit signs of that rotation in all kinds of observations. Interferometry especially allowed us to study local effects of rotation by turning stars from points to extended sources. The determination of stellar physical parameters from these observations depends however on the models used to describe the stellar surface, and a complete representation of the star relies on the union of stellar interior models and atmosphere models. The studies which determined the extreme flattening and other physical parameters of rapid rotators rest upon the use of simplified models which limit the validity of the method, and point toward the necessity of upgrading to full 2D interior models. I used the models produced by the 2D code ESTER to study rapid rotation, taking advantage of multiple observation techniques, namely interferometry, spectroscopy and seismology to determine the fundamental parameters of Altair, a neighbouring rapidly rotating star, such as its mass and its evolutionary stage.To accomplish this I wrote a numerical code which handles the interfacing of internal structure models and atmosphere models (PHOENIX in this work). After interpolating the surface parameters of a selected model from a grid of precomputed models, monochromatic intensity maps of the visible surface of the star are computed from these parameters using theoretical specific intensities. Interferometric observables and spectra are then computed from these maps and compared to observed data via a “Chi square” minimisation scheme.The characterisation of Altair was broken down into several parts, as simultaneously determining all its fundamental parameters was not possible with the available data. The ω-model, a gravity darkening model coupled with a Roche mass distribution, was first used to find the equatorial radius, equatorial angular rotation velocity, inclination, and position angle of the star, analysing only the VLTI interferometric data (PIONIER and GRAVITY). The obtained model was also used to reproduce the MgII line of an ELODIE spectrum, and thus constrain the atmosphere's metallicity. The ω-model was then replaced with ESTER models, and both interferometric and spectroscopic data were jointly reproduced to try to determine the mass M of the star, its "intrinsic" metallicity Z (examined independently from the atmospheric one), and the core hydrogene content, Xc, indicative of its evolutionary stage. Strong correlations between these 3 parameters were found, but the successful reproduction of Altair's observed pulsation frequencies (WIRE) with the TOP code allowed us to constrain the mass, although the bulk hydrogene content needed to be increased to keep a physically realistic ratio Xc/X. A relation between M, Z, X and Xc was thus obtained, but the non-unicity of the solution underlines the importance of an accurate constraint on the stars chemical composition, based on multiple absorption lines. It is nonetheless interesting that, whatever the value of X is, Xc is very close to it, suggesting that Altair is a young star close to the ZAMS, in contradiction with earlier studies.
Des raies spectrales aux fréquences d'oscillation des pulsations qui les parcourent, la rotation des étoiles laisse des traces de sa présence dans tous les types d'observation. C'est notamment l'interférométrie qui a ouvert la porte sur la rotation rapide, en faisant passer l'étoile d'un point à une source étendue. La détermination des paramètres physiques de l'étoile à partir de ces observations dépend cependant des modèles utilisés pour décrire la surface de l'étoile, une description physique complète de l'étoile reposant sur l'union de modèles d'intérieur stellaire et de modèles d'atmosphère. Les études ayant déterminé l'aplatissement extrême et autres paramètres physiques de rotateurs rapides reposent sur l'utilisation de modèles simplifiés qui imposent des limites à la validité de la méthode, et suggèrent un passage obligé à l'utilisation de modèles d'intérieur complets. J’ai utilisé les modèles produits par le code 2D ESTER pour étudier la rotation des étoiles, profitant des multiples techniques d'observation que sont l'interférométrie, la spectroscopie, et l'astérosismologie pour déterminer les paramètres fondamentaux d'Altaïr, étoile proche en rotation rapide, tels que sa masse ou son stade évolutif.J'ai pour cela élaboré un code numérique permettant l'interface entre les modèles ESTER et des modèles d'atmosphère (PHOENIX dans ce travail de thèse). Après avoir interpolé les valeurs des paramètres de surface du modèle voulu à partir d'une grille préalablement calculée, celles-ci sont utilisées pour construire des cartes d'intensité monochromatiques de la surface visible de l'étoile grâce aux intensités spécifiques PHOENIX. Les observables interférométriques et le spectre sont ensuite calculés à partir de ces cartes d'intensité, puis comparées aux données d'observation par une méthode de minimisation de «Chi carré».La détermination des paramètres fondamentaux d'Altaïr fut décomposée en plusieurs parties, les données ne permettant pas une détermination simultanée de tous ces paramètres. L'ω-model, modèle d'assombrissement centre-bord associé à un modèle de Roche, fut d'abord utilisé pour déterminer le rayon équatorial, la vitesse de rotation angulaire à l'équateur, l'inclinaison et l'angle de position de l'étoile, avec les seules données interférométriques du VLTI (PIONIER et GRAVITY). Le modèle obtenu fut utilisé pour reproduire la raie du MgII d'un spectre ELODIE et contraindre la métallicité de l'atmosphère. L'ω-model a ensuite été remplacé par les modèles ESTER, et les données interférométriques ont été reproduites conjointement avec le spectre pour tenter de contraindre la masse M de l'étoile, sa métallicité « intrinsèque » Z (examinée indépendamment de la métallicité de l'atmosphère), et la quantité d'hydrogène en son coeur, Xc, indicative de son stade évolutif. De fortes corrélations entre ces 3 paramètres furent obtenues, mais la reproduction des fréquences d'oscillations observées (WIRE) grâce au code TOP permis de contraindre la masse, imposant au passage une fraction d'hydrogène dans l'enveloppe X supérieure à la valeur initialement utilisée, afin de conserver un rapport Xc/X physiquement réaliste. La non-unicité de la solution souligne l'importance d'une détermination précise de la composition chimique de l'étoile basée sur de multiples raies d'absorption ; il est néanmoins intéressant que quelle que soit la valeur de X, Xc en est très proche, indiquant qu'Altaïr est une étoile jeune, proche de la ZAMS, contrairement à ce que les premières études d'Altaïr laissaient penser.
| Origine | Version validée par le jury (STAR) |
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