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

retour sur l’intro : pourquoi les binaires permettent de calibrer l’astérosismologie. En pratique, pour une étoile seule, c’est chaud de déterminer son âge sa masse son rayon et tout. Par contre, pour une binaire à éclipse par exemple, on peut déterminer le rapport des rayons grâce à la courbe de lumière (amplitude des éclipses). Avec la période, on peut déterminer d’autres trucs (mais quoi ?) et avec la spectroscopie là on a vraiment pas mal d’infos. À préciser.

Par conséquent, les binaires donnent accès à plus d’informations concernant leurs caractéristiques que les étoiles du champ, par des méthodes indépendantes de l’astérosismologie. On peut donc comparer les valeurs données par l’astérosismologie à celles des autres méthodes afin de calibrer les premières. Ensuite, pour un pulsateur du champ, on cherche un pulsateur analogue dans une binaire. Les caractéristiques du second, on les connaît parce qu’elles sont calibrées. de leur connaissance, on déduit les caractéristiques du premier.

Les seules étoiles dont on peut mesurer précisément la masse sont les composantes des binaires.

Étoiles étudiées pendant la thèse : RGEB

  • de Gaulme et al. 2014

  • de l’article de Mélanie

Mais pourquoi des RG déjà ???

Jeudi 20

Gaulme et al. 2014 – Conclusion

Principalement : plus la période orbitale est petite, plus les modes ont une amplitude faible, et ce jusqu’à jusquà dépletion totale des modes

Chaplin et al 2011 ont fait une étude observationnelle de l’impact de l’activité stellaire de surface sur la détectabilité des solar like oscillations : dépletion des modes observés quand l’activité magnétique augmente. Ils ont mis en lumière le fait que les structures magnétiques ont tendance à atténuer les modes d’oscillation

Sauf quelques exceptions, les RG ont une faible activité magnétique du fait de leur (très) lente rotation

Suggestion d’explication : le caractère binaire des système de ce papier accélère la rotation des RG, ce phénomène étant de plus en plus marqué que le système est serré. Par conséquent, un mécanisme de dynamo se met en place, activité magnétique de surface plus importante, amplitude moins forte.

Papier de Mélanie

Nouvelle parution de RGEB observées par Kepler : analyse astérosismique et modélisation des courbes de lumière (LC)

CoRoT et Kepler : plein de donnée photométriques d’une super qualité pour l’astérosismologie.

Les EB permettent de combiner plusieurs méthodes (spectroscopie, vitesses radiales, photométrie) pour déterminer les rayon, masse, etc. des étoiles

Ici : 16 nouvelles RGEB dont 6 n’oscillent pas

  1. 1.

    Astérosismologie, RG et binaires

  2. 2.

    Préparation des LC

  3. 3.

    Détermination des propriétés des systèmes binaires

  4. 4.

    Discussions

  5. 5.

    Conclusion et perspectives

Vendredi 21

dans Gallet Bouvier 2013, equation 7 : \(B_{*}\) estimé à partir de \(B_{eq}\) (champ B equipatrition, ???), donc de façon ab initio et pas calibré sur des observations comme ESPEM avec la loi de Vidotto et al. 2014b. Intéressant de comparer les deux prescriptions.

filling factor = proportion de la surface pas recouverte par des lignes fermées (récouverte par des lignes ouvertes donc). Valeur donnée à la surface de l’étoile, tend vers 1 à l’infini.

Lundi 24

Implémentation de Cranmer et Saar

Le modèle chaud :

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

\(R_{*}\) et \(V_{esc}\) peuvent être calculés directement à partir du fichier d’évolution stellaire.

Restent à déterminer

  • \(f_{TR}\) : filling factor au niveau de la transition region

  • \(F_{H,TR}\) : flux d’énergie associé au chauffage au niveau de la TR

  • \(F_{cond}\) : flux d’énergie transporté par conduction le long du champ.

Calcul de \(f_{TR}\)

Exprimé en fct de \(f_{*}\) (filling factor à la surface) :

\begin{equation} f_{TR}=f_{*}^{\theta}\nonumber \\ \end{equation}

\(\theta\) = paramètre du modèle, voir Cranmer et al. 2007

\(f_{*}=\) ? Gallet et Bouvier 2013 : \(\dot{M}\) déterminé avec la subroutine BOREAS (https://www.cfa.harvard.edu/~scranmer/Data/Mdot2011/ ), routine en IDL

La subroutine BOREAS

5 variables d’entrée :

  • \(M_{*}\) (en masses solaires)

  • \(R_{*}\) (en rayons solaires)

  • \(L_{*}\) (en luminosité solaire)

  • \(P_{rot}\) (en jours)

  • Métallicité (\(\log(\mathrm{Fe}/\mathrm{H})\)) (en métallicité solaire)

5 sorties :

  • Nb de Rossby

  • filling factor

  • Mdot

  • Mdot hot

  • Mdot cold

  • \(M_{A,TR}\) : nb de Mach magnétique à la TR

Utilisation de la routine : 3 possibilités

  • Appel de IDL depuis Fortran, impossible car Fortran ne semble pas etre adapté pour cette opération

  • Traduction de la routine en Fortran

  • Calcul au préalable de tous les mass loss, pas pratique car M dot dépend de la rotation. Par conséquent il doit être calculé simultanément.

On traduit le fichier boreas.pro trouvé à l’url ci-dessus en un boreas.f90 qui fait la même chose mais en fortran

Pour demain : dans le fichier magnetism_wind , ligne 270, changer INTERPOL par une vraie fct d’interpolation.

Mardi 25

Implémentation de Cranmer et Saar

INTERPOL = interpolation linéaire. Si le point où on veut interpoler est en dehors des bornes de la fonction connue, on donne la valeur à l’extrémité du domaine la plus proche.

OK c’est traduit ça compile.

Et maintenant : Rajouter la luminosité dans le fichier d’évolution stellaire. En fait c’est bon elle y est déjà

Du coup on peut appeler la routine boreas depuis la fonction mass loss rate :

  • Ajouter Lstar dans la fonction interpEvolParam OK

  • Changer l’en-tête de la fonction mass_loss_rate et les différents appels OK

  • Changer le corps de la fonction OK