An international team has proposed a major breakthrough in the study of stars known as red giants, finding a way to peer deep into their cores to discover which ones are in early infancy, which are fresh-faced teenagers, and which facing their dying days. Red giants are evolved stars that have exhausted the supply of hydrogen in their cores that powers nuclear fusion, and instead burn hydrogen in a surrounding shell. Towards the end of their lives, red giants begin burning the helium in their cores."

The Kepler and CoRoT space telescope allow asteroseismogists to continuously study star light from hundreds of red giants at an unprecedented level of precision for nearly a year, giving a window into the stars’ cores. The changes in brightness monitored at a star’s surface are a result of turbulent motions inside that create sound waves. These waves travel down through the interior and back to the surface, and allow us to analyze the stellar interior.

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Figure 1 : Evolution tracks for 3 stars with different mass (respectively 1, 1.5 and 2 solar mass). After the main sequence, the luminosity increases (red-giant branch (B1—> B3). The fusion of helium is initiated in F, and then the giant reaches the red-clump in the horizontal branch (F, B3, B2, C). Click on the image to enlarge it

In the classical Herzsprung-Russell diagram, there is no way to distinguish a ’young’ red giant that burns hydrogen in shell from an oldest one that burns helium in its core. Both evolutionary states present very similar luminosity and effective temperature, despite the fact that their core structures are very different (Fig 1). With the help of asteroseismogy, namely the measurement of mixed modes caused by the coupling of pressure waves in the convective envelope and gravity waves in the core, it becomes possible to disentangle the evolution signature.

Figure 2 : Oscillation spectra of 2 giants showing very similar pressure modes (the so-called large separations are almost equal) but clearly different gravity-mode period spacing. This spacing is derived from the l=1 mixed-mode forest. Click on the image to enlarge it

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The discovery of the mixed modes were jointly achieved by 2 teams, one at the Observatory of Paris, with the Kepler and CoRoT observations. These modes result from the coupling of gravity modes trapped in the core with pressure mode visible at the star surface. The absence of efficient coupling makes the detection of the solar gravity modes very difficult. Mixed modes concerns dipolar modes : instead of one single pressure mode, one observes a forest of thin peaks (Fig 2). These peaks present an almost regular spacing in period. This period depends on the core size and structure, hence on the evolutionary status. Measuring it allows us to determine the stellar age (Fig 3).

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Figure 3 : Gravity mode separation P (in s) as a function of the pressure mode separation Dnu. The two regions in this diagram correspond to the two different evolutionary status. The color shows the estimate of the stellar mass. Click on the image to enlarge it

Figure 3 : Gravity mode separation P (in s) as a function of the pressure mode separation Dnu. The two regions in this diagram correspond to the two different evolutionary status. The color shows the estimate of the stellar mass. Click on the image to enlarge it

Launched in December 2006 in a low-Earth orbit, the French-led satellite CoRoT has discovered many exoplanets, and provided many breakthroughs is asteroseismology. http://smsc.cnes.fr/COROT/index.htm

Launched in March 2009 in an orbit around the Sun, Kepler is monitoring more than 156,000 stars in the constellations of Cygnus and Lyrae. Previous studies of red giants using ground-based telescopes were limited by disturbances in the atmosphere and interruptions due to daylight. Kepler mission of NASA

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References P.G.Beck,T.R.Bedding, B.Mosser, R.A.Garcia, T.Kallinger, S.Hekker, Y.Elsworth, S.Frandsen, D.Stello, F.Carrier, J.De Ridder, C.Aerts, T.R. White, D. Huber, M.-A.Dupret, J.Montalban, A.Miglio, A.Noels, W.J. Chaplin, H.Kjeldsen, J.Christensen-Dalsgaard, R.Gilliland, S.D.Kawaler. Detection of gravity-mode period spacings in red giant stars by the Kepler Mission Science, March 17, 2011

T.R. Bedding, B. Mosser, D. Huber, J. Montalban, P. Beck, J. Christensen-Dalsgaard, Y.P. Elsworth, Rafael A. Garcia, A. Miglio, D. Stello, T.R. White, J. De Ridder, S. Hekker, C. Aerts, C. Barban, K. Belkacem, A.M. Broomhall, T.M. Brown, D.L. Buzasi, F. Carrier, W.J. Chaplin, M.P. Di Mauro, M.A. Dupret, S. Frandsen, R.L. Gilliland, M.J. Goupil, J.M. Jenkins, T. Kallinger, S. Kawaler, H. Kjeldsen, S. Mathur, A. Noels, V. Silva Aguirre & P. Ventura. Gravity modes as a way to distinguish between hydrogen- and helium-burning red giant stars Nature, March 31, 2011

Contact Benoît Mosser (Observatoire de Paris, LESIA, et CNRS)

Dernière modification le 4 mars 2013

La préparation des missions spatiales a identifié les étoiles géantes rouges comme de faible intérêt pour l’exoplanétologie, la signature du transit d’une planète étant noyée dans l’immensité du disque des géantes, celles-ci ayant un rayon de typiquement 5 à 100 fois le rayon du Soleil. Mais il en est tout autrement pour leur intérêt sismique, les observations au sol avaient déjà montré que ces étoiles oscillent. La qualité des observations spatiales ne pouvait qu’améliorer l’interprétation sismique de ces oscillations en terme de structure interne.

En effet, avec CoRoT puis Kepler, le spectre d’oscillation des géantes est très clairement dévoilé, obéissant en fait à un motif universel (voir nouvelle de novembre 2010) mais son interprétation nous permet chaque jour d’en apprendre un peu plus sur ces étoiles. Les écarts aux fréquences décrites par le motif d’oscillation moyen sont autant de signatures des propriétés individuelles de chaque étoile.

La sismologie nous donne ainsi accès à des estimations des rayons et masses stellaires. Par combinaison de deux paramètres qui décrivent le spectre d’oscillation, et avec la mesure par spectrométrie de la température effective stellaire, on estime masse et rayon avec une précision de quelques %. La précision est actuellement limitée par des biais systématiques, que l’on s’emploie à corriger, plus que par la précision des paramètres sismiques qui est meilleure que 1% sur chaque paramètre sismique et de l’ordre de 2% pour la température effective. Du rayon et de la température, on déduit également la luminosité, via la loi de rayonnement du corps noir, indépendamment de toute mesure de distance.

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Figure 1 : 3 tracés d’évolution pour 3 étoiles de masses différentes (1, 1.5 et 2 fois la masse du Soleil). Une étoile quitte la séquence principale (MS), monte la branche des géantes (B1-> B3) jusqu’au début de la fusion de l’hélium (F), redescend alors la branche des géantes vers la branche horizontale (F, B3, B2, C). Cliquer sur l’image pour l’agrandir

La sismologie nous permet aussi et surtout de distinguer l’état évolutif des géantes. Dans le classique diagramme HR (de Hertzsprung-Russell) où l’on représente la luminosité en fonction de la température, il n’y a pas moyen de discerner si une étoile juste devenue géante est en train de monter la branche des géantes, en brûlant l’hydrogène dans une couche qui entoure le noyau d’hélium (voir encart), ou bien si, plus âgée, elle brûle son hélium central : les deux états d’évolution s’y côtoient, et aucune signature ne permettait jusqu’à présent de discerner aisément ces deux états qui occupent la même région du diagramme HR (Fig 1). Avec la sismologie, c’est chose faite, par l’observation des modes mixtes, qui résultent du couplage d’une onde de pression dans l’enveloppe convective de l’étoile avec les ondes de gravité qui sont confinées aux régions centrales radiatives.

Figure 2 : Spectres d’oscillation de deux géantes présentant une périodicité quasi identique des modes de pression (grande séparation Delta nu) mais des périodes de modes mixtes (indiqués par l=1) bien distinctes. L’une brà»le l’hydrogène en couche (KIC 6779699), l’autre l’hélium du coeur (KIC 4902641). Cliquer sur l’image pour l’agrandir

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La découverte de ces modes mixtes a été menée conjointement par deux équipes, dont une de l’Observatoire de Paris, avec les données des satellites Kepler et CoRoT. Le spectre d’oscillation de ces modes mixtes (Fig 2) a été mis en évidence par Beck et al. (2011). Il concerne les modes dipolaires : en lieu et place d’un seul mode de pression attendu apparaissent une multitude de pics fins qui tous résultent du couplage de ce mode de pression avec des modes de gravité qui se propagent essentiellement dans les régions centrales radiative. On peut noter que ce couplage absent dans le Soleil y rend l’observation des modes de gravité très difficile. L’espacement en période des modes mixtes correspond à celui des modes de gravité. Il dépend très clairement de l’état d’évolution (Fig 3), ce qui permet de l’identifier sans ambiguïté, et nous donne accès à la structure interne détaillée des noyaux des géantes rouges.

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Figure 3 : Représentation de la période P des modes mixtes en fonction de la période Dnu des modes radiaux. Les 2 régions du diagramme correspondent aux 2 états d’évolution des géantes. La couleur code l’estimation astérosismique de la masse. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

Figure 3 : Représentation de la période P des modes mixtes en fonction de la période Dnu des modes radiaux. Les 2 régions du diagramme correspondent aux 2 états d’évolution des géantes. La couleur code l’estimation astérosismique de la masse. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

Par rapport aux données Kepler, les données CoRoT montrent que non seulement on peut distinguer les deux états d’évolution, mais que de plus deux champs différents (l’un à 30° du centre galactique, l’autre dans la direction opposée) présentent des populations stellaires très différentes. Leur étude détaillée commence juste.

Une étoile telle le Soleil sur la séquence principale du diagramme HR brûle dans son coeur de l’hydrogène (MS). Lorsque la fusion de l’hydrogène en hélium a consommé tout l’hydrogène central disponible, l’étoile doit trouver un nouvel équilibre. Elle enfle rapidement en brûlant l’hydrogène dans les couches autour du noyau d’hélium (trajet évolutif B1, B2, B3, F). La température d’équilibre décroît, et donc l’étoile rougit, mais la température centrale croît fortement jusqu’à atteindre un niveau où la fusion de l’hélium peut commencer (F). Cet état est atteint brutalement pour les étoiles de faible masse, mais graduellement pour les masses les plus élevées (la limite serait vers 1.8 fois la masse du Soleil). L’enveloppe se rétracte alors brutalement (trajet évolutif B3, B2, C). Les étoiles qui brûlent l’hélium de leur coeur s’accumulent sur ce que l’on appelle la branche horizontale (red clump en anglais).

Mission CoRoT (Convection, Rotations et Transits planétaires) du CNES Mission Kepler de la NASA

Références P.G.Beck,T.R.Bedding, B.Mosser, R.A.Garcia, T.Kallinger, S.Hekker, Y.Elsworth, S.Frandsen, D.Stello, F.Carrier, J.De Ridder, C.Aerts, T.R. White, D. Huber, M.-A.Dupret, J.Montalban, A.Miglio, A.Noels, W.J. Chaplin, H.Kjeldsen, J.Christensen-Dalsgaard, R.Gilliland, S.D.Kawaler. Detection of gravity-mode period spacings in red giant stars by the Kepler Mission Science, March 17, 2011

T.R. Bedding, B. Mosser, D. Huber, J. Montalban, P. Beck, J. Christensen-Dalsgaard, Y.P. Elsworth, Rafael A. Garcia, A. Miglio, D. Stello, T.R. White, J. De Ridder, S. Hekker, C. Aerts, C. Barban, K. Belkacem, A.M. Broomhall, T.M. Brown, D.L. Buzasi, F. Carrier, W.J. Chaplin, M.P. Di Mauro, M.A. Dupret, S. Frandsen, R.L. Gilliland, M.J. Goupil, J.M. Jenkins, T. Kallinger, S. Kawaler, H. Kjeldsen, S. Mathur, A. Noels, V. Silva Aguirre & P. Ventura. Gravity modes as a way to distinguish between hydrogen- and helium-burning red giant stars Nature, March 31, 2011

Contact Benoît Mosser (Observatoire de Paris, LESIA, et CNRS)

Dernière modification le 22 février 2013