Les paramètres fondamentaux des étoiles, tels la masse et le rayon, sont complexes à mesurer, et pourtant indispensables pour modéliser et comprendre ces objets. Déterminer précisément la masse d’une étoile résultait jusqu’à présent, dans la plupart des cas, de l’observation d’un système double et nécessite que la distance du système soit parfaitement connue, ce qui reste le plus souvent une gageure. Avec les mesures astérosismiques des satellites CoRoT et Kepler, un nouvel outil pour estimer les masses et rayons stellaires devient facilement accessible indépendamment de toute mesure de distance. De plus, la perte de masse des géantes rouges est clairement mise en en évidence. Comme l’ont raconté de précédentes brèves, deux satellites, CoRoT (CNES) et Kepler (NASA), scrutent actuellement des milliers d’étoiles à la recherche d’exoplanètes et à l’écoute des oscillations stellaires. Ces oscillations, le plus souvent très ténues, nous racontent ce qu’elles voient à l’intérieur des étoiles. Les ondes que détectent les sismologues ont traversé l’intérieur stellaire de part en part, et leurs fréquence propres portent la signature du profil de masse volumique moyenne et de ses différentes caractéristiques, que nul autre moyen ne permet de sonder. L’excitation des modes dépend quant à elle des propriétés de surface, et principalement du champ gravitationnel. On comprend donc qu’avec les mesures indépendantes de la masse volumique moyenne (M/R³) et du champ gravitationnel (proportionnel à M/R²), on puisse obtenir les masse M et rayon R stellaires.

Figure 1 : Rayon et masse d’un millier d’étoiles géantes rouges observées par le satellite Kepler avec une précision relative de l’ordre de 5% pour le rayon et 10% sur la masse. En évoluant, les étoiles de la branche des géantes (en bleu) parcourent le diagramme des petits vers les grands rayons. La retombée sur le clump (rouge) est brutale après démarrage de la fusion de l’hélium. En gris : géantes pour lesquelles le stade d’évolution reste incertain. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

La détermination du stade d’évolution des géantes à partir de leurs oscillations (cf Nouvelle Mars 2011) met en évidence la perte de masse de ces étoiles (Fig 1). Les étoiles de la branche des géantes, qui brûlent l’hydrogène en couche autour d’un noyau d’hélium pur, sont à la recherche d’un état d’équilibre, si bien que leur coeur d’hélium se contracte et leur enveloppe s’accroît. Les mesures astérosismiques indiquent que la plupart de ces étoiles ont une masse comprise en 1 et 2 fois la masse du Soleil (Ms). Moins massives, elles sont très peu nombreuses à avoir eu le temps d’évoluer vers le stade des géantes. Plus massives, leur évolution très rapide rend leur observation peu probable. Au sommet de la branche des géantes, la densité du coeur est devenue suffisamment forte pour démarrer la fusion de l’hélium. Pour une étoile de faible masse (environ inférieure à 1.8 Ms), cette réaction démarre très brutalement, et l’étoile redescend dans le diagramme HR pour se retrouver avec un rayon de 10 à 12 rayons solaires, à l’équilibre grâce à la fusion de l’hélium central. On s’aperçoit que cet état comprend des étoiles de masse aussi faible que 0.65 Msol, absentes lors de la montée de la branche des géantes. Nécessairement, au sommet de celle-ci, ces géantes à l’enveloppe externe très peu dense ont connu un fort épisode de vent stellaire, soufflant les couches externes, et d’autant plus fort que la masse totale de l’étoile est petite. Ce phénomène est connu, mais imprécisément modélisé. On aperçoit aussi que ces étoiles qui brûlent leur hélium central suivent, jusqu’à 1.8 Ms, une relation masse-rayon bien précise. Le flash de réaction d’hélium les a positionnées dans des états très semblables, dépendant uniquement de la masse résiduelle, où elles ont oublié leurs origines différentes. On découvre enfin des étoiles brûlant l’hélium de masse supérieure à 1.8 Ms. Celles-ci, invisibles lors de la montée de la branche des géantes, car évoluant trop rapidement, sont observables dans leur nouvel état d’équilibre car elles y passent bien plus de temps. Leur plus forte masse leur a assuré un coeur non dégénéré, si bien que l’allumage de l’hélium a eu lieu dans des conditions différentes pour chacune d’entre elles : contrairement aux étoiles de plus faible masse, la relation masse-rayon est bien plus dispersée. Ces observations ont été menées par CoRoT et confirmées par Kepler. La moisson sismique avec ces satellites continue. Par les nouvelles observables sismiques, c’est toute la physique stellaire qui est profondément renouvelée. Mission CoRoT (Convection, Rotations et Transits planétaires) du CNES Mission Kepler de la NASA

Mosser et al. 2011 Characterization of the power excess of solar-like oscillations in red giants with Kepler Mosser et al. 2011 Mixed modes in red-giant stars observed with CoRoT Contact Benoit Mosser (Observatoire de Paris-LESIA, CNRS)

Dernière modification le 22 février 2013

The determination of the stellar fundamental parameters, such as their mass and radius, is a complex task. However, their determination is necessary to model and understand the stellar interior. Up to now, most of the precise measurements of stellar masses are carried out by the observation of double stars. They require the precise measurement of the distance of the system. Now, high-accuracy measurements of the stellar mass and radius are possible. As presented in recent News, the CNES space mission CoRoT and the Nasa space mission Kepler monitor continuously thousands of stars, aiming to search planetary transits and to register the stellar oscillations. These tiny oscillations probe the interior structure. The seismic waves travel across the star, and construct an oscillation pattern that mainly depends on the stellar density profile. The wave excitation depends on surface properties, and mainly on the gravitational field. Then, the independent determinations of the mean density (in (M/R³) and of the gravity field ((M/R²) give the stellar mass and radius.

Figure 1 : Rayon et masse d’un millier d’étoiles géantes rouges observées par le satellite Kepler avec une précision relative de l’ordre de 5% pour le rayon et 10% sur la masse. En évoluant, les étoiles de la branche des géantes (en bleu) parcourent le diagramme des petits vers les grands rayons. La retombée sur le clump (rouge) est brutale après démarrage de la fusion de l’hélium. En gris : géantes pour lesquelles le stade d’évolution reste incertain. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

Red giant oscillations also deliver the determination of the evolutionary status of the stars (cf News of March 2011) and put in evidence the mass loss of red giants at the tip of the red giant branch (RGB). In fact, stars in the RGB are burning hydrogen in a shell surrounding the inactive core of helium. The contraction of this core implies the dilatation of the envelope. Most of the stars shown in the RGB phase (Fig 1) have a mass in the range 1 - 2 solar mass (hereafter Ms). Less massive stars are rare, since their evolution time on the main sequence is a noticeable fraction of the age of the Universe. More massive stars are rare too since they have a rapid evolution on the RGB. At the tip of the RGB, the core density is large enough to initiate helium burning. In low-mass stars, typically below 1.8 Ms, the the ignition occurs in brutal condition, called helium flash. Helium burning ensures the equilibrium of the star, which then spends a significative time in the so-called red clump. Some of the clump stars have masses as low as 0.65 Ms. They have lost a significant fraction of their mass at the tip of the RGB, where their gravitational field is not large enough to retain the uppermost layers blown out by a strong stellar wind. This mass loss, more important for low-mass stars, is well known, but up to now only empirically and unprecisely determined. The mass-radius diagram shows a clear relationship for clump stars with M

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http://smsc.cnes.fr/COROT/Fr/] Mission Kepler de la NASA

Mosser et al. 2011 Characterization of the power excess of solar-like oscillations in red giants with Kepler Mosser et al. 2011 Mixed modes in red-giant stars observed with CoRoT Contact Benoit Mosser (Observatoire de Paris-LESIA, CNRS)

Dernière modification le 4 mars 2013