La perte de masse est introduite dans des modèles évolutifs qui traitent en détail le transport
microscopique induit par la diffusion atomique et les accélérations radiatives pour 28 espèces y inclus tous les
isotopes de la base de données OPAL. Les propriétés physiques des solutions sont analysées en détail. Lorsque
l'amplitude de la vitesse advective causée par la perte de masse est plus grande que la vitesse de triage
dirigée vers le centre de l'étoile, le flux local d'un élément est déterminé par des variations du
flux qui se déroulent profondément dans l'étoile. Par contre, l'abondance locale dépend aussi des variations
locales des
accélérations radiatives. Dans ces étoiles, la séparation chimique causée par la diffusion atomique affecte
30% du rayon externe de l'étoile.
Les modèles sont aussi comparés à plusieurs observations d'étoiles AmFm, HAeBe et de Population II dans
le but de caractériser le rôle que pourrait jouer la perte de masse en tant que processus qui inhibe
la diffusion atomique dans les zones stables de ces étoiles.
Les anomalies d'abondances observées à la surface de ces
étoiles sont reproduites par des modèles évolutifs qui
incluent la diffusion atomique et la perte de masse non-séparée. Les taux de perte de
masse considérés ne sont contraints que par les abondances en surface puisque leurs amplitudes sont
probablement trop petites pour être observées directement. Quant aux étoiles AmFm et HAeBe, les
observations d'abondances sont compatibles avec des taux de perte de masse qui sont au maximum 5 fois plus
élevés que le taux de perte de masse solaire, alors que les taux requis pour reproduire les observations
d'étoiles de Population II sont jusqu'à 50-100 fois plus élevés que le taux solaire. Des taux de perte
de masse plus petit que 10^{-14}Msol/an, qui permettent l'apparition d'une zone
convective due aux éléments du pic du fer, mènent à des abondances en surface qui ne sont pas compatibles
avec les observations. Les abondances en surface d'étoiles AmFm et de Population II sont régies par
la séparation chimique qui se déroule profondément dans l'étoile
Delta M/M_* allant de -5 à -6, alors que la
séparation se produit plus près de la surface Delta M/M_* plus près de -7 dans les étoiles HAeBe.
Par rapport aux modèles avec mélange turbulent, la perte de masse mène à une
distribution interne des
éléments très différente. Le mélange turbulent conduit à des
solutions pour lesquelles les
abondances sont homogènes depuis la surface jusque profondément dans l'étoile
(solution diffusive), alors que la perte de masse
permet la séparation chimique dès le bas de la zone convective de
surface (solution advective). Ce résultat pourrait peut-être permettre
à l'astérosismologie
de déterminer l'importance relative de ces deux processus dans
l'intérieur de ces étoiles. / Mass loss has been introduced in a stellar evolution code which takes into
account all the effects of atomic diffusion and
radiative accelerations for the 28 species
included in the OPAL opacity database. The physical properties of the
solutions are analyzed in detail. When the advective velocity induced by mass loss dominates the
inward settling velocity, the local flux
for a given element is determined by flux variations which occur deep within the star.
However, local
abundances are modulated by local variations in radiative
accelerations. Atomic diffusion affects the outer 30%
of the stellar radius of these stars.
The computed models are also compared
to observations of AmFm, HAeBe and Population II
stars in order to
determine to what extent mass loss competes with atomic diffusion
in the stable regions of these stars.
Mass loss rates are solely
constrained via surface abundances, since the mass loss rate amplitudes are likely too small
to be observed directly.
It is shown that most chemical anomalies observed at the
surface of these stars can be
reproduced by models with
unseparated mass loss. While AmFm and HAeBe abundance determinations
are compatible with mass loss rates
which are, at most,
5 times larger than the solar mass loss rate,
Population II stars require much larger
rates (50 to 100 times
the solar rate). Mass loss rates smaller than 10^{-14}Msun/yr which lead
to an iron peak convection zone are not compatible with
surface abundance observations.
Surface abundances in AmFm and Population II stars are shown
to be the result of
chemical separation
occurring deep within the star (Delta M/M_* between -5 and -6);
however, in HAeBe stars, for
which anomalies appear during the pre--main-sequence, the
separation occurs nearer the surface (Delta M/M_* = -7).
With respect to turbulent
mixing, mass loss leads to very
different internal abundance distributions. Whereas turbulent mixing
homogenizes abundances from the surface down to depths
well within the radiative zone (diffusive solution),
mass loss allows for
chemical stratification up to the bottom of the
surface convection zone (advective solution). This could
potentially allow for
asteroseismic tests
which could elucidate the relative
importance of both types of processes in these stars. / Cette thèse a été réalisée en cotutelle. Pour la forme, Gérard Jasniewicz était mon codirecteur 'officiel' en France, bien que mon codirecteur était plutôt Olivier Richard qui m'a encadré lorsque j'étais en France.
| Identifer | oai:union.ndltd.org:LACETR/oai:collectionscanada.gc.ca:QMU.1866/4609 |
| Date | 10 1900 |
| Creators | Vick, Mathieu M. |
| Contributors | Michaud, Georges, Richard, Olivier, Jasniewicz, Gérard |
| Source Sets | Library and Archives Canada ETDs Repository / Centre d'archives des thèses électroniques de Bibliothèque et Archives Canada |
| Language | French |
| Detected Language | French |
| Type | Thèse ou Mémoire numérique / Electronic Thesis or Dissertation |
Page generated in 0.0019 seconds