Projet ANR-11-JS56-0007 – TUMSE : Vers une compréhension exhaustive de l'évolution des étoiles massives
Programme : JCJC - SIMI 5-6 - Environnement, Terre et Espace (JCJC SIMI 5-6)
Année de financement : 2011
Coordinateur du projet : Monsieur Fabrice MARTINS (CENTRE NATIONAL DE LA RECHERCHE SCIENTIFIQUE (CNRS) - DELEGATION REGIONALE LANGUEDOC-ROUSSILLON)
Partenaires : Centre national de la recherche scientifique
Montant : 190000.0 euros
Durée : 36 mois
Résumé : Vers une compréhension de l'évolution des étoiles massivesCe projet vise à combiner mieux comprendre l'évolution des étoiles massives  via une double approche: calcul de modèles d'évolution et de modèles d'atmosphères; confrontation à des observations d'amas massifs jeunes.
Mieux comprendre l'évolution des étoiles massivesLes étoiles massives jouent un rôle fondamental dans divers environnements astrophysiques. Toutefois, on sait assez mal comment elles évoluent et donc comment elles influencent leur environnement proche.En particulier, on ne sait pas bien comment les différents types d'étoiles massives sont reliés entre eux. Si elles naissent comme des étoiles de type O ou B et qu'elles deviennent ensuite des étoiles supergéantes puis Wolf-Rayet, on ne sait pas précisément comment ces grandes lignes dépendent de la masse initiale de l'étoile, de sa métallicité, du taux de rotation. Quelles étoiles vont devenir des Wolf-Rayet plutôt que des supergéantes rouges est par exemple une des questions encore en suspens.L'enjeu du projet est d'éclaircir ces zones d'ombres. L'intérêt, au delà de la connaissance des étoiles massives elles-mêmes, est de mieux cerner comment eles vont impacter leur environnement. En effet, ces étoiles rejètent de grandes quantités de matière et rayonnement ionisant, ce qui influe sur la structure et la dynamique du gaz environnant, et donc sur l'évolution des galaxies hôtes. L'enjeu va donc bien au-delà de la physique stellaire.Concrètement, notre objectif est de définir des séquences évolutives précises pour les étoiles massives.
Couplage netre modèles et observationsAfin d'établir des séquences évolutves pour étoiles massives et d'étudier l'influence de la masse initiale, de la métallicité et de la rotation, nous avons choisi la methodologie suivante:1- D'un côté nous combinons des modèles d'évolution avec des modèles d'atmosphère, afin d'obtenir une vision spectroscopique de l'évolution stellaire de ces objets. En effet, les modèles d'évolution donnent classiquement accès à la structure interne de l'étoile et à ses propriétés globales de surface. Et les observations apportent elles des spectres caractériqtiques des propriétés de surface. Afin de relier  l'un et l'autre, il est donc crucial de savoir à quoi ressemble, en terme spectroscopique, une étoile produite par un modèle d'évolution. Pour cela, nous ajoutons une «couche« aux modèles d'évolution en calculant des modèles d'atmosphère. L'avantage de cette approche est qu'elle nous permet, outre la produciton d'une observable directement testable, d'étudier l'influence de divers paramètres (mass, metallicité, rotation). En particulier, nous pouvons définir des séquences évolutives théoriques.2- En parallèle, nous étudions des amas jeunes et massifs, contenant donc de nombreuses étoiles massives. C'est systèmes ont l'avantage d'être, en première approximation, issu d'un sursaut de formation stellaire. Leur observation donne donc une photo de l'évolution des étoiles qu'il contient à un instant donné. En combinant l'analyse de plusieurs amas d'âges différents, nous pouvons voir comment les étoiles évoluent avec le temps. Nous pouvons ainsi définir des séquences d'évolution à partir d'observations, séquences qui peuvent être directement reliées aux séquences théoriques. Nous étudions aussi l'effet de la rotation sur la formation de progéniteurs de gamma-ray bursts.3- Nous étudions également l'influence des étoiles massives sur leur environnement, et notamment sur la formation de nouvelles générations d'étoiles.
Résumé de la soumission : Les étoiles massives sont des objets à la croisée de diverses disciplines de l'astrophysique, jouant un rôle aussi bien dans l'évoluion et l'enrichissement chimique des galaxies, qu'en cosmologie, dans la physique stellaire et celle du milieu interstellaire, et dans la formation stellaire. Malgré tout, entre leur formation et leur fin de vie, de nombreuses incertitudes pavent notre connaissance de leur évolution. Dans le projet que nous présentons, nous proposons de répondre à quelques unes des questions clés liées à la formation et l'évolution des étoiles massives.Nous souhaitons en premier lieu vérifier que les étoiles massives sont bien capables d'induire des épisodes de formation stellaire de seconde génération sur les bords des régions HII qu'elles créent. Pour cela, nous allons déterminer la différence d'âge entre les étoiles ionisant ces régions HII et les étoiles nouvellement formées sur les bords de ces régions. Ensuite, nous souhaitons établir des séquences évolutives précises pour les étoiles massives et étudier les effets de la rotation et de la métallicité sur ces séquences. Nous projetons de faire cela à la fois théoriquement et observationnellement. Des modèles d'évolution seront calculés pour diverses métallicités et taux de rotation. Ensuite, des modèles d'atmosphères seront calculés tout du long de ces tracés évolutifs afin d'obtenir une vision spectroscopique de l'évolution des étoiles massives. En parallèle, nous observerons et analyserons le contenu de plusieurs amas stellaires massifs et jeunes pour déterminer les séquences évolutives suivies, comme nous l'avons déjà fait pour deux amas dans le centre galactique. Nous obtiendrons ainsi avec ces deux volets une vue globale de l'évolution des étoiles massives.Le troisième aspect de notre travail concernera la recherche de l'existence d'une limite en métallicité pour l'apparition d'un type particulier d'évolution: l'évolution quasi homogène. Elle est considérée comme la voie suivie par les étoiles massives donnant naissance aux "long-soft" sursaut gammas, observés jusqu'alors seulement à faible métallicité. Nous étudierons pour cela les propriétés d'étoiles suspectées d'être des progéniteurs de ce type de sursaut gamma, à la fois dans le Grand Nuage de Magellan et dans la Galaxie. Plusieurs sous-produits sortiront de ce projet. Le plus important sera la production d'une vaste grille de spectres synthétiques pour étoiles massives. Nous rendrons cette grille publique à travers la base de données de spectres stellaires POLLUX. Ces données seront tout spécialement utiles à la communauté pour la préparation des projets à l'heure de l'ELT.Notre projet, construit autour d'une équipe restreinte mais très qualifiée, devra permettre l'émergence d'un pôle de recherche sur les étoiles massives dans la région Montpellier/Marseille. Un atelier international sur l'évolution des étoiles massives sera organisé à la fin du projet.
Résultats : Les résultats publiés sont les suivants:
1- évolution homogène: nous avons montré que ce type d'évolution particulière, engendrée par une très forte rotation, existait bel et bien. En analysant les propriétés d'étoiles Wolf-Rayet d'un type particulier (WN3-5h) nous avons montré que leur propriétés de surface ne pouvaient être comprises que si elles évoluaient de manière quasi chimiquement homogène. Cette évolution ne se produit que si les étoiles tournent initialement très vite sur elles-mêmes.  Cela est particulièrement intéressant car selon les prédictions théoriques, des objets suivant cette évolution pourraient finir en sursaut gamma. Article Martins et al. 2013, A&A, 554, A23.
2- Une seconde étude a consisté à comparer diverses prédictions de modèles évolutifs, en préambule aux calculs d'atmosphères, afin de maitriser les incertitudes liées à ces modèles d'évolution. Nous avons ainsi mis en évidence la grande diversité de prédictions au delà de la séquence principale. Article Martins & Palacios, 2013, A&A, 560, A16
Perspectives : A venir
Publications et brevets : Articles publiés:
Martins, F.; Depagne, E.; Russeil, D.; Mahy, L., 2013, A&A, 554, A23
Martins & Palacios, 2013, A&A, 560, A16