Comment la sismologie peut-elle distinguer une étoile pré-séquence principale d’une étoile de séquence principale ? Une étoile peut être considérée comme une cavité résonnante dans laquelle des ondes (acoustiques et de gravité) sont emprisonnées et agissent en tant que modes normaux d’oscillation. Ceci amène des oscillations stellaires qui sont détectées à la surface de l’étoile. Les fréquences associées aux modes d’oscillation sont donc mesurées facilement et avec précision par des variations temporelles de vitesse radiale ou de rayonnement. La fréquence d’un mode donné dépend fortement des propriétés de propagation de la cavité pour ce mode particulier. Quand plusieurs modes sont détectés, ils peuvent servir à sonder l’intérieur de l’étoile car ils se propagent dans des cavités légèrement différentes de l’étoile. C’est particulièrement intéressant pour les étoiles de masse intermédiaires (de 1,6-2,5 masses solaires) sur la séquence principale. Les couches externes de ces étoiles ont des propriétés dynamiques et thermiques qui excitent (vibrationnellement) des modes particuliers. Ces modes se propagent à la fois dans les couches externes où ils peuvent être excités et dans l’intérieur profond où ils sont sensibles aux propriétés du noyau. Les propriétés de propagation des ondes, et donc les échelles de temps caractéristiques (c.-à-d. les fréquences) sont donc différentes quand le noyau est convectif ou radiatif. Cette propriété peut servir pour distinguer entre une étoile pré-séquence principale (sur son chemin vers la séquence principale d’âge zéro, dans le diagramme HR (Hertzprung-Russel), comme celle de la figure 1) et une étoile de la séquence principale (se déplaçant de cette séquence d’âge zéro vers la branche des géantes) qui se trouvent au même endroit dans le diagramme HR. Ces deux étoiles ont en effet les mêmes propriétés des couches externes mais différents noyaux : une étoile de pré-séquence principale a un noyau radiatif où les principales réactions nucléaires n’ont pas encore eu lieu, tandis qu’une étoile sur la séquence principale développe une instabilité convective dans sa région centrale avec des réactions nucléaires transformant l’hydrogène en hélium. rays2.gif Figure 2 : Représentation des divers modes se produisant à l’intérieur d’une étoile, selon leur longueur d’onde et la profondeur. Quelques modes, sensibles aux régions centrales (les bleus dans la figure 2) ont un comportement différent dans les deux types d’étoiles tandis que la plupart des modes (par exemple rouge et vert dans la figure 2) se propagent dans les couches externes et ne sondent pas la structure interne profonde. Cet effet cause des différences dans les configurations de fréquences entre les étoiles pré-séquence principale et les étoiles sur la séquence principale, qui seront détectables avec les futures missions d’astéroseismologie dans l’espace, comme COROT (2004) et probablement EDDINGTON (2007), deux missions auxquelles l’observatoire de Paris participe activement. Réference : "Comparative seismology of pre- and main sequence stars in the instability strip" Marian Suran, Marie-Jo Goupil, Annie Baglin, Yveline Lebreton, Claude Catala : 2001 Astronomy and Astrophysics in press astro-ph/0104319. Contact : Marie-Jo Goupil (Département DASGAL, Observatoire de Paris) 

Dernière modification le 22 février 2013

How seismology can distinguish a pre-main-sequence star from a main-sequence star ? A star can be seen as a resonant cavity within which (acoustic and gravity) waves are trapped and act as normal or oscillation modes. This leads to stellar oscillations which are detected at the stellar surface. The frequencies associated with the oscillation modes are therefore easily and precisely measured in light or radial velocity temporal variations. The frequency of a given mode is strongly dependent on the properties of the propagation cavity for that particular mode. When several modes are detected, they can serve to probe the interior of the star as they propagate in slightly different cavities within the star. This is particularly interesting for intermediate mass stars (1.6-2.5 solar masses) on the main sequence. The outer layers of these stars have dynamical and thermal properties which (vibrationnally) excite particular modes. These modes propagate both in the outer layers where they can be excited and in the deep interior where they are sensitive to the properties of the core. The wave propagation properties, hence the characteristic time scales (i.e frequencies) are therefore different when the core is convective or radiative. This property can be used to discriminate between a pre-main-sequence star (on its way toward the ZAMS (Zero Age Main Sequence) in a HR (Hertzprung-Russel) diagram, as that of figure 1) and a main sequence star (moving from the ZAMS toward the giant branch) which lie at the same location in the HR diagram. These two stars would indeed have the same properties of the outer layers but different cores : a pre-mainsequence star has a radiative core where no major nuclear reaction rates have yet taken place, whereas a main sequence star develops a convective instability in its central region with nuclear reactions transforming hydrogen into helium. rays2.gif Figure 2 : Representation of the various modes occuring inside a star, according to their wave-length and depth. A few modes, sensitive to the central regions (the blue one in the figure 2) have a different behavior in the two types of stars while most of the modes (e.g. red and green in the figure 2) propagate in the outer layers and do not feel the deep internal structure. This effect causes differences in the frequency patterns between pre-main sequence and main sequence stars which will be detectable with the future asteroseismology missions in space, like COROT (2004) and possibly EDDINGTON (2007), both missions to which the Paris Observatory participates actively. 

Reference : "Comparative seismology of pre- and main sequence stars in the instability strip" Marian Suran, Marie-Jo Goupil, Annie Baglin, Yveline Lebreton, Claude Catala : 2001 Astronomy and Astrophysics in press astro-ph/0104319. Contact : Marie-Jo Goupil (Département DASGAL, Observatoire de Paris) 

Dernière modification le 4 mars 2013