Sismologie stellaire

Les étoiles sont des systèmes physiques dont la description fait appel à une grande diversité de processus physiques qui se produisent sur des échelles spatiales, allant du microscopique au macroscopique et temporelles allant de la minute au milliard d’années. Les conditions extrêmes que l’on rencontre dans ces objets en font des laboratoires sans équivalent sur Terre.

L’évolution des étoiles dépend essentiellement de leurs masses. Néanmoins, cela dépend également d’un grand nombre de mécanismes physiques se déroulant en leur sein pendant la séquence principale (c-a-d la phase de combustion centrale de l’hydrogène). Par exemple, le transport des élément chimiques détermine la taille du noyau d’hélium et l’évolution post-séquence principale de l’étoile. Les processus de transport tels que la turbulence ou encore ceux induits par la rotation sont actuellement mal compris et modélisés. Des contraintes importantes sur ces processus physiques peuvent être obtenues à travers l’analyse des oscillations. En effet analyser les ondes sismiques qui agitent les étoiles permet de recueillir des informations sur leur structure interne. C’est un peu comme découvrir le son du violon et, à partir de là, comprendre comment le corps du violon résonne et comment l’archet le stimule.

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Figure 1 : Spectre Fourier de l’étoile V1449 Aql (HD180642)

observée continûment par CoRoT durant environ 150 jours. Le mode de grande amplitude ( 40 000 parties par million [ppm]) et de basse fréquence (63.5 µHz) correspond àun mode auto-excité par une instabilité thermique (mécanisme « kappa Â »). Les oscillations de type solaire découvertes dans cette étoile sont visibles dans le domaine de fréquence entre 100 µHz et 250 µHz. Ces oscillations se distinguent des oscillations de basse fréquence par leur faible amplitude ( 100 ppm) et par leur plus grande largeur (autrement dit par leur durée de vie plus courte. Leur amplitudes sont bien au dessus du niveau du bruit instrumental (quelques ppm). Cliquer sur l’image pour l’agrandir.

Figure 1 : Spectre Fourier de l’étoile V1449 Aql (HD180642)

observée continûment par CoRoT durant environ 150 jours. Le mode de grande amplitude ( 40 000 parties par million [ppm]) et de basse fréquence (63.5 µHz) correspond àun mode auto-excité par une instabilité thermique (mécanisme « kappa Â »). Les oscillations de type solaire découvertes dans cette étoile sont visibles dans le domaine de fréquence entre 100 µHz et 250 µHz. Ces oscillations se distinguent des oscillations de basse fréquence par leur faible amplitude ( 100 ppm) et par leur plus grande largeur (autrement dit par leur durée de vie plus courte. Leur amplitudes sont bien au dessus du niveau du bruit instrumental (quelques ppm). Cliquer sur l’image pour l’agrandir.

La précision sans précédent des données CoRoT nous a ainsi permis d’annoncer la détection d’oscillations de type solaire dans une étoile massive, V1449 Aql (HD180642). Cette étoile était déjà identifiée comme étant une étoile de type Beta Cephei présentant des pulsations classiques du type « kappa ». Il s’agit donc de la première étoile pulsant à la fois comme une étoile massive et comme une étoile analogue à notre Soleil. Cette découverte est illustrée sur la figure 1.

Ces oscillations de type solaire se distinguent clairement des oscillations de basse fréquence par leur faible amplitude (quelques centaines de parties par million [ppm]) et par leur plus grande largeur (autrement dit par leur durée de vie beaucoup plus courte). Contrairement aux modes « kappa » de basse fréquence qui sont très cohérents, ces modes sont excités par un processus turbulent et stochastique opérant sur des échelles de temps relativement courtes. Les comportements temporels de ces deux types de modes sont donc très différents, comme l’atteste l’analyse temps-fréquence reproduite sur la figure 2. Comme pour le Soleil, l’excitation des modes de type solaire détectés dans cette étoile serait dûe à la convection turbulente. Mais les amplitudes observées sont près de cent fois plus élevées que dans le Soleil. En effet, l’excitation prendrait place dans une région plus profonde et donc plus dense que la région d’excitation des modes solaires. Les éléments turbulents à l’origine de l’excitation y ont donc une énergie cinétique plus élevée que ceux à l’origine de l’excitation des modes solaires.

Figure 2 : Analyse temps-fréquence de deux modes d’oscillation. Panneau supérieur : une oscillation de type solaire. Panneau inférieur : seconde harmonique du mode “kappa” dominant (63.5 µHz).

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Figure 2 : Analyse temps-fréquence de deux modes d’oscillation. Panneau supérieur : une oscillation de type solaire. Panneau inférieur : seconde harmonique du mode “kappa” dominant (63.5 µHz).

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(*) La Mission spatiale CoRoT, lancée le 27 décembre 2006, a été développée et est exploitée par le CNES, avec la contribution de l’Autriche, la Belgique, le Brésil, l’ESA (RSSD and Science Programme), l’Allemagne et l’Espagne. Référence Belkacem et al : Solar-like oscillations in a massive star Science, 19 juin 2009, Vol. 324, p. 1540

Contact

Kévin Belkacem (Observatoire de Paris, LESIA, et Université de Liège, Belgique)

Réza Samadi (Observatoire de Paris, LESIA, et CNRS)

Marie-Jo Goupil (Observatoire de Paris, LESIA, et CNRS)

Dernière modification le 22 février 2013

Stellar seismology

Stars are physical systems which are described using a wide range of physical processes on spatial scales ranging from the microscopic to macroscopic and temporal scales ranging from minutes to millions of years. The extreme conditions found in these objects make them a unique laboratory with no earthly equivalent. The evolution of a star depends primarily on the mass, but also on the numerous physical processes that occur inside the star during the main sequence (i.e. during the core hydrogen burning phase). For instance, the transport of chemical elements determines the size of the helium core and the evolution of the star during the post-main sequence phase. The transport processes, such as turbulence or those induced by rotation, are currently not well understood and are poorly modeled. Valuable constraints on these physical processes can be obtained through analysis of stellar oscillations. Indeed, information on the internal structure of stars can be determined by analyzing the seismic waves that propagate in their interiors. This is like analyzing the sound of a violin and from that determining how the body of the violin resonates and how the bow stimulates it.

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Figure 1 : Fourier spectrum of the star V1449 Aql (HD180642) observed continuously by CoRoT for about 150 days. The mode with large amplitude ( 40 000 parts per million [ppm]) and low frequency (63.5 µHz) corresponds to a mode self-excited by the thermal instability (“Kappa” mechanism). The solar-like oscillations discovered in this star are seen in the frequency domain between 100 µHz and 250 µHz. These oscillations can be distinguished from the low frequency modes by their low amplitudes ( 100 ppm) and larger linewidths (in other words by their shorter lifetimes). Their amplitudes are well above the instrumental noise (few ppm).

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Figure 1 : Fourier spectrum of the star V1449 Aql (HD180642) observed continuously by CoRoT for about 150 days. The mode with large amplitude ( 40 000 parts per million [ppm]) and low frequency (63.5 µHz) corresponds to a mode self-excited by the thermal instability (“Kappa” mechanism). The solar-like oscillations discovered in this star are seen in the frequency domain between 100 µHz and 250 µHz. These oscillations can be distinguished from the low frequency modes by their low amplitudes ( 100 ppm) and larger linewidths (in other words by their shorter lifetimes). Their amplitudes are well above the instrumental noise (few ppm).

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High amplitude pulsations, self-excited by a thermal instability related to the behavior of the opacity with respect to temperature (the “Kappa”-mechanism), have been known for many years and have been detected in a variety of stars. On the other hand, low amplitude oscillations, stochastically (randomly) excited by turbulent convection were first detected in the Sun 40 years ago, and even more recently in analogous stars. These solar-like oscillations have never been detected, or even suspected, in a massive main sequence star. Thanks to the unprecedented precision of the CoRoT data, we are able to announce the detection of solar-like oscillations in the massive star V1449 Aql (HD180642). This star was previously identified as Beta Cephei type star showing classical pulsations of the “Kappa” type. This is the first star that pulsates both as massive star and as a solar-type star, as illustrated in Figure 1. These solar-like oscillations can be clearly distinguished from the low frequency modes by their low amplitudes (a few hundreds of parts per million [ppm]) and by their larger linewidths (in other words, by their shorter lifetime). In contrast with the “kappa” modes, these modes are excited by a turbulent and stochastic process acting on a relatively short timescale. The temporal behavior of both types of modes is very different from each other, as shown by the time-frequency analysis in Figure 2. The excitation of solar-like oscillations detected in this star is expected to be due to turbulent convection, as for the Sun. However, the detected amplitudes are two orders of magnitude larger than those of the solar modes. The excitation of these solar-like oscillations is expected to occur in a deeper and denser region than the one where the excitation of the solar modes occurs. The turbulent elements that are at the origin of the excitation carry a larger kinetic energy than those at the origin of the excitation of the solar modes.

Figure 2 : Time-frequency analysis of two oscillatory modes. Top panel : a solar-like mode. Bottom panel : second harmonic of the fundamental « kappa Â » mode detected at 63.5 µHz. Click on the image to enlarge it.

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Figure 2 : Time-frequency analysis of two oscillatory modes. Top panel : a solar-like mode. Bottom panel : second harmonic of the fundamental « kappa Â » mode detected at 63.5 µHz. Click on the image to enlarge it.(*) The CoRoT space mission, launched on 27 December 2006, has been developed and is operated by CNES, with the contribution of Austria, Belgium, Brazil, the European Space Agency (ESA) (Research and Scientific Support Department and Science Programme), Germany, and Spain. "English traduction by C. Lovekin"

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Reference

Belkacem et al :

Solar-like oscillations in a massive star Science, 19 juin 2009, Vol. 324, p. 1540

Contact

Kévin Belkacem (Observatoire de Paris, LESIA, et Université de Liège, Belgique)

Réza Samadi (Observatoire de Paris, LESIA, et CNRS)

Marie-Jo Goupil (Observatoire de Paris, LESIA, et CNRS)

Dernière modification le 4 mars 2013