Étude de l'influence de la perte de masse sur l'évolution d'étoiles de plusieurs types

La perte de masse est introduite dans des modèles évolutifs qui traitent en détail le transport microscopique induit par la diffusion atomique et les accélérations radiatives pour 28 espèces y inclus tous les isotopes de la base de données OPAL. Les propriétés physiques des solutions sont analysées en détail. Lorsque  l'amplitude de la vitesse advective causée par la perte de masse est plus grande que la vitesse de triage  dirigée vers le centre de l'étoile, le flux local d'un élément est déterminé par des variations du flux qui se déroulent profondément dans l'étoile. Par contre, l'abondance locale dépend aussi des variations  locales des accélérations radiatives. Dans ces étoiles, la séparation chimique causée par la diffusion atomique affecte 30% du rayon externe de l'étoile.   Les modèles sont aussi comparés à plusieurs observations d'étoiles AmFm, HAeBe et de Population II dans  le but de caractériser le rôle que pourrait jouer la perte de masse en tant que processus qui inhibe la diffusion atomique dans les zones stables de ces étoiles.  Les anomalies d'abondances observées à la surface de ces  étoiles sont reproduites par des modèles évolutifs qui incluent la diffusion atomique et la perte de masse non-séparée. Les taux de perte de  masse considérés ne sont contraints que par les abondances en surface puisque leurs amplitudes sont probablement trop petites pour être observées directement. Quant aux étoiles AmFm et HAeBe, les observations d'abondances sont compatibles avec des taux de perte de masse qui sont au maximum 5 fois plus élevés que le taux de perte de masse solaire, alors que les taux requis pour reproduire les observations d'étoiles de Population II sont jusqu'à 50-100 fois plus élevés que le taux solaire. Des taux de perte de masse plus petit que 10^{-14}Msol/an, qui permettent l'apparition d'une zone  convective due aux éléments du pic du fer, mènent à des abondances en surface qui ne sont pas compatibles avec les observations. Les abondances en surface d'étoiles AmFm et de Population II sont régies par la séparation chimique qui se déroule profondément dans l'étoile  Delta M/M_* allant de -5 à -6, alors que la séparation se produit plus près de la surface Delta M/M_* plus près de -7 dans les étoiles HAeBe.      Par rapport aux modèles avec mélange turbulent, la perte de masse mène à une  distribution interne des éléments très différente. Le mélange turbulent conduit à des  solutions pour lesquelles les abondances sont homogènes depuis la surface jusque profondément dans l'étoile  (solution diffusive), alors que la perte de masse permet la séparation chimique dès le bas de la zone convective de  surface (solution advective). Ce résultat pourrait peut-être permettre  à l'astérosismologie  de déterminer l'importance relative de ces deux processus dans  l'intérieur de ces étoiles. Mass loss has been introduced in a stellar evolution code which takes into  account all the effects of atomic diffusion and  radiative accelerations for the 28 species  included in the OPAL opacity database. The physical properties of the  solutions are analyzed in detail. When the advective velocity induced by mass loss dominates the  inward settling velocity, the local flux  for a given element is determined by flux variations which occur deep within the star.  However, local  abundances are modulated by local variations in radiative  accelerations. Atomic diffusion affects the outer 30% of the stellar radius of these stars.   The computed models are also compared  to observations of AmFm, HAeBe and Population II  stars in order to determine to what extent mass loss competes with atomic diffusion  in the stable regions of these stars.  Mass loss rates are solely  constrained via surface abundances, since the mass loss rate amplitudes are likely too small  to be observed directly.  It is shown that most chemical anomalies observed at the  surface of these stars can be  reproduced by models with unseparated mass loss. While AmFm and HAeBe abundance determinations  are compatible with mass loss rates which are, at most,  5 times larger than the solar mass loss rate,  Population II stars require much larger  rates (50 to 100 times  the solar rate). Mass loss rates smaller than 10^{-14}Msun/yr which lead  to an iron peak convection zone are not compatible with  surface abundance observations.  Surface abundances in AmFm and Population II stars are shown  to be the result of  chemical separation occurring deep within the star (Delta M/M_* between -5 and -6);  however, in HAeBe stars, for  which anomalies appear during the pre--main-sequence, the separation occurs nearer the surface (Delta M/M_* = -7).   With respect to turbulent  mixing, mass loss leads to very  different internal abundance distributions. Whereas turbulent mixing  homogenizes abundances from the surface down to depths  well within the radiative zone (diffusive solution), mass loss allows for chemical stratification up to the bottom of the  surface convection zone (advective solution). This could  potentially allow for  asteroseismic tests which could elucidate the relative  importance of both types of processes in these stars.

Keyphrases: Étoiles, Évolution, Diffusion atomique, Abondances, Perte de masse, Stars, Evolution, atomic diffusion, Abundances, Mass loss