Motivation et stratégie
La définition détaillée d’une classe d’étoiles pulsantes passe par la caractérisation pré- cise des paramètres des membres lui appartenant. Cette définition peut évoluer à mesure que le nombre de données sur les étoiles membres, ou le nombre d’étoiles membres lui même, augmentent. Ceci peut mener à la reconsidération des limites de la bande d’instabi- lité, des gammes de fréquences des modes excités, voir même à la création de sous-classes caractérisées par des paramètres particuliers, tels que l’existence d’anomalies chimiques ou d’un champ magnétique. Qui plus est, la modélisation d’étoiles particulières nécessite une caractérisation précise des paramètres stellaires et astérosismiques de l’étoile, afin de contraindre le plus fortement possible le nombre de degrés de liberté du problème. De nombreuses études ont permis de définir ou de préciser les paramètres de ces étoiles. Cependant, il est souvent difficile de recouper les informations propres à une étoile très étudiée, et de comparer les propriétés de différentes étoiles en un coup d’œil.
Le but de ce travail bibliographique n’est pas de redéfinir les caractéristiques de cette classe d’étoile, mais de faire une revue de l’intégralité des données publiées sur les étoiles γ Doradus considérées comme bona fide. Pour se faire, nous avons recherché l’ensemble des étoilesγ Doradus dans la littérature à l’aide de l’outil de recherche bibliographique en ligne de la NASA, l’Astrophysics Data System10. Après avoir recoupé les informations obtenues et sélectionné les étoiles à considérer, nous avons repris l’ensemble de la biblio- graphie de chacune d’entre elles en aidant de la base de données proposée par l’Université de Strasbourg au travers de son outil SIMBAD Astronomical Database11.
Au total, nous avons compilé les paramètres physiques et astérosismiques de 103 étoilesγ Doradus. L’ensemble de ces variables ont été confirmées comme bona fide, ex- cepté celles observées par Arentoft et al. (2007) dans l’amas NGC 2506. Cependant, si
10. http ://www.adsabs.harvard.edu/ 11. http ://simbad.u-strasbg.fr/simbad/
Les ´etoiles γ Doradus 69 elles n’ont pas été confirmées à ce jour, ces étoiles, comprises entre 7080 K et 7370 K, présentent presque toutes des oscillations multipériodiques de fréquences allant de 0.4 à 2.5 c/j. Nous estimons que ces étoiles ont un très fort potentiel d’appartenir à la classe des γ Doradus et les considérons à la fin de notre catalogue.
Le tableau proposé en annexe C propose une revue exhaustive de l’ensemble des pa- ramètres d’intérêt astérosismique pour toutes ces étoiles.
Perspectives
Ce catalogue se veut évolutif et n’en est qu’à sa version première et préliminaire. Ce dernier sera continuellement remis à jour à mesure que de nouvelles études observation- nelles sur les étoilesγ Doradus seront publiées. L’augmentation de l’échantillon permettra de réévaluer ou de confirmer les limites propres à cette classe d’étoiles pulsantes.
Enfin, nous avons pour projet de proposer prochainement une version en ligne de ce catalogue, consultable par l’ensemble de la communauté. Cette base de donnée se voudra à la fois exhaustive et interactive, permettant à toute personne intéressée de retrouver en un clic l’ensemble des mesures propres à une étoile, ou de proposer de nouvelles étoiles γ Doradus récemment confirmées.
Partie II
Étude du comportement des modes g dans
les ´etoiles γ Doradus
4
Influence des paramètres physiques et de
la convection sur le comportement des
modes g dans les étoiles
γ Doradus
Sommaire
4.1 Introduction . . . 75 4.2 Modèles stellaires et influence des paramètres physiques sur les os-
cillationsγ Doradus . . . 76 4.2.1 Modèles stellaires . . . 76 4.2.2 Influence des paramètres physiques sur les modes g . . . . 77 4.3 Influence du traitement de l’interaction convection-pulsation sur la
stabilité des pulsationsγ Doradus . . . 84 4.3.1 Différents traitements de l’interaction convection-pulsation . . 84 4.3.2 Comparaison des traitements convection gelée et convection
dépendant du temps des oscillations de typeγ Doradus . . . . 87 4.4 Conclusion . . . 99
Influence des param`etres physiques et de la convection 75
4.1
Introduction
Comme nous l’avons rappelé dans le chapitre 3, les modes g sondent dans les régions internes des étoilesγ Doradus. Ils sont donc particulièrement sensibles à la structure in- terne de ces dernières, elle-même déterminée par les caractéristiques de l’étoile, telles que sa masse, sa température effective, son état évolutif, sa composition chimique, mais également du traitement des processus de transport, etc. Les travaux présentés dans ce chapitre ont pour but d’évaluer l’influence de différents paramètres sur le comportement des modes g dans les étoilesγ Doradus.
Afin de mener à bien cette étude, nous avons calculé un ensemble de grilles de modèles stellaires1, changeant chaque fois un ou plusieurs ingrédients physiques. Au total, trente grilles de modèles en séquence principale possédant des paramètres d’entrée différents ont été calculées (cf. tableau 4.1). Dans la première partie de ce chapitre (section 4.2), nous nous focaliserons sur un ensemble de huit grilles de modèles stellaires afin d’étudier l’influence de la variation de six paramètres d’entrée (cf. tableau 4.2) sur les propriétés des modes de pulsation dans les étoilesγ Dor. Les résultats de cette étude sont détaillés dans la section 4.2.2. Notons que les effets de l’overshooting et de la métallicité sur les bandes d’instabilité des étoilesγ Dor furent étudiés de manière succincte par Grigahcène et al. (2006).
Si les paramètres physiques ont une influence évidente sur la structure interne des étoiles, donc sur le comportement des oscillations au sein de celles-ci, la physique im- plémentée dans le code de pulsations non-adiabatiques MAD (Dupret 2001) n’en est pas moins importante. Les étoiles γ Doradus ayant une enveloppe convective, les mouve- ments convectifs peuvent être sensibles à la perturbation induite par les oscillations, sur lesquelles la convection agit en retour. Ainsi, la manière de traiter l’interaction convection- pulsation joue un rôle majeur sur l’instabilité de ces étoiles.
Rappelons qu’il existe deux manières d’aborder le problème de l’interaction convection- pulsation. La première consiste simplement à ne pas en tenir compte : c’est l’approxima- tion convection gelée (FC pour frozen convection), qu’utilisa Guzik et al. (2000) pour étudier le mécanisme d’excitation desγ Doradus et déterminer le lien entre la localisation de la base de l’enveloppe convective et l’excitation des modes g dans ces étoiles. Cette approximation fut également utilisée par Warner et al. (2003) pour dériver la première bande d’instabilité théorique de ces étoiles. La seconde considère l’adaptation temporelle de la convection aux mouvements induits par les oscillations. L’importance d’une telle ap- proche de la convection est évidente pour la modélisation d’étoilesγ Dor, dont la convec- tion joue directement sur la stabilité des modes. Si Dupret et al. (2005a) discutèrent pour ces étoiles des différences de comportement des intégrales de travail de modes g calculés avec la FC et la TDC, aucune étude n’a comparé à ce jour l’influence de la considération ou non de l’interaction convection-pulsation sur les observables astérosismiques pour des modèles situés à différents endroits stratégiques de la bande d’instabilité de ces étoiles. C’est le but de la seconde partie de ce chapitre. Après avoir détaillé ces deux approxima- tions dans la section 4.3.1, nous comparerons les propriétés astérosismiques de modèles 1. Nous définissons une grille de modèles stellaires comme un ensemble de modèles stellaires incluant la même physique dans une gamme de masses et d’états évolutifs donnés
Table 4.1 – Paramètres d’entrée de l’ensemble des grilles de modèles calculées. Z0 = 0.01 Z0= 0.02 OP AGS05 X0 = 0.70 α = 1.40 OP AGS05 X0 = 0.70 α = 1.40 α = 1.70 α = 1.70 α = 2.00 α = 2.00 OP AGS05 X0 = 0.73 α = 1.40 OP AGS05 X0 = 0.73 α = 1.40 α = 1.70 α = 1.70 α = 2.00 α = 2.00 OP GN93 X0 = 0.70 α = 1.40 OP GN93 X0 = 0.70 α = 1.40 α = 1.70 α = 1.70 α = 2.00 α = 2.00 OP AGS05 X0 = 0.70 αov=0.20 α = 1.40 OP AGS05 X0= 0.70 αov=0.20 α = 1.40 α = 1.70 α = 1.70 α = 2.00 α = 2.00 OPAL AGS05 X0 = 0.70 α = 1.40 OPAL AGS05 X0 = 0.70 α = 1.40 α = 1.70 α = 1.70 α = 2.00 α = 2.00
situés à différents endroits de la bande d’instabilité théorique des étoiles γ Doradus. Ces résultats sont présentés dans la section 4.3.2.