3.3 La production des r´esultats
4.1.1 Les mod`eles stellaires
Les r´esultats les plus r´ecents en terme de nucl´eosynth`ese stellaire sont ceux de Limongi and Chieffi [2006] (ci-apr`es LC06) et Palacios et al. [2005] (ci-apr`es MMP05, la contribution de Palacios et al. [2005] ´etant bas´ee sur les mod`eles stellaires de Meynet and Maeder [2003]). Je ne vais pas me livrer ici `a une comparaison approfondie de ces travaux mais plutˆot insister sur les ´el´ements qui constituent des avanc´ees sur les r´esultats qui faisaient r´ef´erence auparavant.
Commen¸cons par les mod`eles de MMP05. L’avanc´ee primordiale qu’ont r´ealis´e les auteurs est sans nul doute de prendre en compte la rotation stellaire et ses effets dans le calcul de la structure et de l’´evolution de l’´etoile. L’impact sur la nucl´eosynth`ese stellaire s’exerce alors `a plusieurs niveaux, que je vais `a pr´esent passer en revue.
La rotation engendre une circulation m´eridienne qui accroˆıt la diffusion des esp`eces chimiques au sein de l’´etoile. Comme premi`ere cons´equence de ce ph´enom`ene, la diminution de la masse du coeur convectif lors de la combustion centrale de l’H est ralentie, grˆace `a l’apport continu de combustible H autant que des catalyseurs CNO. L’effet de la rotation ´equivaut ici `a un certain degr´e d’overshoot, et se traduit par un plus grand r´eservoir de 25Mg pour la r´eaction 25Mg(p,γ)26Al (et ´egalement par une vie plus longue de 30% en moyenne sur la s´equence principale, voir [Meynet and Maeder, 2000]). La circulation s’exerce ´egalement dans l’enveloppe radiative et permet la diffusion des esp`eces de la surface du coeur convectif vers la surface stellaire, et inversement. L’26Al fraˆıchement synth´etis´e est donc transport´e vers les couches superficielles de l’´etoile (d’autant qu’un coeur convectif plus gros am`ene l’26Al plus pr`es de la surface), en mˆeme temps que du 25Mg est inject´e dans le coeur convectif. L’apparition de l’26Al (et des produits de combustion de l’H) `a la surface de l’´etoile est donc plus pr´ecoce dans les mod`eles avec rotation, et son ´ejection par les vents stellaires se fera donc plus tˆot dans la vie de l’´etoile [Vuissoz et al., 2004]. Pour les mod`eles sans rotation, l’´ejection d’26Al ne d´emarrait pas avant que les vents aient rong´e l’int´egralit´e de l’enveloppe d’H.
La rotation agit ´egalement sur les vents stellaires, et ce de plusieurs mani`eres. Elle augmente directement la perte de masse en modifiant la gravit´e de surface, la temp´erature effective et l’opacit´e de l’´etoile [Maeder and Meynet, 2000]. La perte de masse est de plus accrue par le fait que les mod`eles avec rotation suivent des chemins ´evolutifs plus lumineux et plus bleus `a cause de l’augmentation de la taille des coeurs convectifs et de la r´eduction d’opacit´e li´ee `a la diffusion d’He et de N dans l’enveloppe radiative [Meynet and Maeder, 2000]. Cette perte de masse plus efficace, combin´ee `a l’enrichissement de la surface stellaire en produits de combustion, a pour cons´equence de faire entrer les ´etoiles les plus massives plus tˆot en phase Wolf-Rayet et de r´eduire, pour les ´etoiles de masse interm´ediaire, la masse initiale minimum pour acc´eder `a ce
stade. Cela signifie que l’26Al contenu dans le coeur d’He sera lib´er´e plus tˆot et par plus d’´etoiles (d’autant que plus la masse initiale est faible, plus l’´etoile est favoris´ee par la fonction de masse initiale ou IMF par la suite).
La grille de mod`ele de MMP05 s’´etend de 20-25 `a 120 M!en masse initiale, et a ´et´e calcul´ee pour quatre m´etallicit´es. Cependant, les auteurs n’´etant int´eress´es que par les quantit´es d’26Al ´eject´ees dans les vents stellaires, les calculs ont ´et´e interrompus `a l’issue de la combustion centrale de l’He (les phases restantes ´etant trop courtes pour pouvoir contribuer de mani`ere significative).
En ce qui concerne LC06, le grand int´erˆet de leur travail est de fournir pour la premi`ere fois une grille compl`ete et coh´erente de calculs de nucl´eosynth`ese stellaire, couvrant une large gamme de masses initiales de 11 `a 120 M! et int´egrant les phases hydrostatiques autant que les contributions explosives. Pour des raisons historiques, les activit´es de mod´elisation ´etaient auparavant concentr´ees soit sur les supernovae de type II, qui produisent et/ou lib´erent les deux isotopes, soit sur les ´etoiles de Wolf-Rayet, qui ne participeraient `a l’enrichissement en26Al que via leurs vents. La contribution des supernovae de type Ib/c aux quantit´es interstellaires d’26Al et de60Fe n’avait donc jamais ´et´e ´etudi´ee1, et le travail de LC06 a ainsi permis de combler cette lacune. Les mod`eles ont ´et´e calcul´es pour la seule m´etallicit´e solaire, et n’incluent pas les effets de la rotation.
Les rendements associ´es `a chaque groupe sont pr´esent´es en Fig. 4.1 (pour une m´etallicit´e initiale solaire). Les contributions sont s´epar´ees en ”vent” et ”explosion”. Il est important ici de rappeler que si l’origine de l’26Al emport´e par les vents stellaires est ´eminemment hydrostatique, les quantit´es lib´er´ees par l’explosion de supernova se composent de produits de combustion hydrostatique pi´eg´es dans l’´etoile autant que de produits de nucl´eosynth`ese explosive. Pour le 60Fe, les donn´ees proviennent uniquement de LC06 pour les raisons ´evoqu´ees pr´ec´edemment. Concernant l’26Al, on constate que la rotation augmente d’un facteur 5-10 les quantit´es ´eject´ees par les vents dans la gamme de masse des ´etoiles Wolf-Rayet, c’est `a dire `a partir de 20-25 M!. Le mod`ele 25 M! de MMP05 pr´esente mˆeme un rendement sup´erieur de deux ordres de grandeurs `a celui de LC06. Ce point s’explique par le fait, mentionn´e ci-dessus, que la rotation diminue la masse minimale n´ecessaire pour ´evoluer vers le stade de Wolf-Rayet. On observe ´egalement que la contribution des supernovae de type Ib/c, auparavant n´eglig´ee, s’av`ere au bout du compte ˆetre relativement importante. Entre 35 et 60 M!, elle ´egale la contribution des vents des mod`eles avec rotation.
1A l’exception d’une tentative par Woosley et al. [1995] `a partir d’´etoiles `a He pur cens´ees
repr´esenter des ´etoiles WR apr`es la perte total de leur enveloppe d’H, une hypoth`ese non valable d’apr`es LC06.
4.1. Rendements th´eoriques de nucl´eosynth`ese
Fig. 4.1 – Rendements en26Al et60Fe des mod`eles stellaires de LC06 (sans rotation) et MMP05 (avec rotation), pour une m´etallicit´e initiale solaire.