Journal de bord -- octobre 2016

Lundi 03

À finir : ESEPEM sur le serveur du CEA + notice d’ESPEM

À lire :

Thèse de Jérôme Ballot – chapitre 2 + partie II

Thèse de Savita –

Thèse de Pascal Lambert – petit bestiaire illustré des étoiles pulsantes (p. 73)

Mardi 04

Thèse de P. Lambert

Chapitre 2 – Théorie des oscillations stellaires

  1. 1.

    Oscillations adiabatiques non radiales

  2. 2.

    Propriétés des oscillations : propagation et classification

  3. 3.

    Analyse asymptotique

  4. 4.

    Mécanismes d’excitation des oscillations

voir cahier au 04/10/2016

Conf call Rafa Patrick

ordre des lectures : P. Lambert, J. Ballot, B. Mosser, P. Gaulme et al. (2014), Mélanie

analyse de données – transformée de Fourier – dft – fft

écrire les exercices habituels en latex

duty cycle : temps utile par rapport au temps total – observation partielle pollue toutes les fréquences – au dessus 85%

avril 2017 : départ à préparer…

Mercredi 05

Toujours sur la thèse de P. Lambert

Lundi 10

Thèse de J. Ballot

Jeudi 13

Thèse de J. Ballot. voir cahier.

Chapitre 3 : Rotation et spectre d’oscillations

  1. 1.

    Rotation stellaire

  2. 2.

    Levée de dégénérescence des modes

  3. 3.

    Observations intégrées sur le disque stellaire

  4. 4.

    Caractérisation du spectre : le cas solaire

  5. 5.

    Inclinaison de l’axe de rotation : une inconnue supplémentaire

  6. 6.

    Extraction sismique de la rotation : résultats

  7. 7.

    Conclusion et remarques

Vendredi 14

Gaulme et al. 2014

Activité de surface et amplitude des oscillations des géantes rouges dans les binaires à éclipses

19 RG dans des EB détectées par Kepler.

Parmi ces dernières, 15 présentent des solar like oscillations.

D’où vient que les 4 restantes ne se comportent pas pareil ? Biais observationnel ? Amortissement des modes ?

Si les modes habituellement observés avaient été présents, on les aurait détectés.

Absence de modes fortement liée aux systèmes serrés et où l’activité de surface de la RG est détectable.

Proposition pour expliquer tout ça : la synchronisation de la rotation et de l’orbite accélère la géante rouge (pq ? vitesse normale d’une géante rouge ?). Une dynamo se met en place, par conséquent un champ magnétique. On peut alors observer l’activité magnétique en surface. De plus, les ondes acoustiques se dissipant dans les champs magnétiques, on n’observe pas de modes car ils sont amortis.

  1. 1.

    RGEB oscillantes

  2. 2.

    Mise à jour de la liste des RGEB

    1. (a)

      Méthodes

    2. (b)

      Deux nouveaux candidats

    3. (c)

      Changements notales pour les RGEB connues

  3. 3.

    Binarité, activité et amplitude des oscillations

    1. (a)

      Activité des RG

    2. (b)

      Amplitude des oscillations

    3. (c)

      Double RG dont seulement une oscille

  4. 4.

    Discussion conclusion

Introduction

Systèmes binaires permettent de calibrer l’astérosismologie (pourquoi ?)

Il faudrait faire un test de comparaison des mesures sismiques avec les autres méthodes. Les binaires à éclipses (EB) le permettent car on peut combiner les méthodes photométriques et des vitesses radiales.

Pour l’instant, les seuls pulsateurs trouvés dans les EB sont des RG. Articles de découvertes de RGEB : Beck et al 2014, Gaulme et al 2013.

Ici : 19 RGEB étudiées. 15 oscillent. Celles qui n’oscillent pas ont 2 caractéristiques principales :

  • Systèmes serrés (période 41 jours environ)

  • Activité magnétique de surface détectable

Lundi 17

Aujourd’hui ESPEM

Cranmer & Saar 2011

2 – Ondes d’Alfvén dans les atmosphères stellaires

Fluctuations MHD comme source d’énergie et de moment (cinétique ?) pour le vent

Dissipation de la turbulence MHD comme source de réchauffement du vent.

Paramètres fondamentaux : \(M_{*}\), \(R_{*}\), \(L_{*}\), \(P_{rot}\), \(Z\)

Densité dans l’atmosphère stellaire à déterminer pour connaître les propriétés des ondes d’Alfvén

Partie scindée en 2 : d’abord introductiond des grandeurs permettant de caractériser les propriétés de la photosphère. ensuite étude de la dépendance radiale des ondes.

Bcp de questions là dessus, notamment définitions du efficiency factor \(\tilde{\alpha}\) et du coefficient de réflexion \(\mathcal{R}\)

Dissipation de l’énergie des ondes Alfvén en chaleur par la turbulence entraîne le chauffage de l’atmoshère stellaire. Tempeéraures allant jusqu’à \(10^{6}\) K ??? (cf. tout début de la section 3.1) À confirmer…

3 – Perte de vent

De deux natures : poussé par la pression du gaz ou la pression des ondes.

Proche de l’étoile les gains/pertes d’énergie sont dus aux effets radiatifs beaucoup plus prononcés que la dissipation turbulente. Puis à mesure qu’on s’éloigne, la densité chute jusqu’à ce que ces effets radiatifs soient balancés par le chauffage. Pourquoi quand c’est moins dense on a plus de chauffage et moin de pertes/gains radiatifs ? On définit la région de transition entre les deux TR.

En deçà, wave pressure guide le vent, au-delà, gas pressure guide le vent.

3.1 – Modèle chaud

Quand le plasma de la couronne a été chauffé par l’amortissement des ondes, le vent est propulsé par la pression du gaz.

Pas mal de définitions, expressions de \(\tilde{\alpha}_{TR}\) et \(\rho_{TR}\) puis expression du \(\dot{M}_{hot}\) :

\begin{equation} \dot{M}_{hot}=\rho uA=\dfrac{4\pi R_{*}^{2}f_{TR}}{V_{esc}^{2}}(F_{H,TR}-F_{cond})\nonumber \\ \end{equation}

Puis différentes lois d’échelles données (mass loss en fct du flux des ondes d’Alfvén, du filling factor, de P rot, etc.).

3.2 – Modèle froid

Cas où l’atmosphère n’est pas assez chauffée par la dissipation des ondes d’Alfvén. Vent alors poussé par la pression des ondes (???).

Ça parle d’un point critique à un moment (c’est quoi ce point critique ?). 3 hypothèses importantes :

  1. 1.

    Vitesse des ondes d’Alfvén dans le vent plus grande que la vitesse locale du son

  2. 2.

    Amortissement des ondes négligeable entre la surface et le point critique (TR ???)

  3. 3.

    Point critique suffisamment lointain de la surface pour pouvoir supposer que, quand on y arrive, on ait \(f\simeq 1\) (filling factor).

On exprime tout en fct du pt critique.

\begin{equation} \dot{M}_{cold}=4\pi r_{crit}^{2}u_{crit}\rho_{crit}\nonumber \\ \end{equation}

Mardi 18

Cranmer et Saar tjs

Combinaison des deux modèles ?

À creuser : domaines de validité de chaque modèle. Existe-t-il des étoiles pour lesquelles seules l’un de ces deux mass loss n’est valable ?

On définit \(M_{A}\) le nb de Mach magnétique. Mass loss combiné qui marche pour tout :

\begin{equation} \dot{M}\simeq\dot{M}_{cold}+\dot{M}_{hot}\exp(-4M_{A,TR}^{2})\nonumber \\ \end{equation}

Mais pourquoi un \(\simeq\) ? À voir…

Équation 45 : loi simplifiée mais ne sera pas utilisée telle quelle.

Mercredi 19

Gaulme et al. 2014