Astronomy and Astrophysics – Astrophysics
Scientific paper
Jan 1995
adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=1995phdt........22l&link_type=abstract
Thesis (PH.D.)--UNIVERSITE DE MONTREAL (CANADA), 1995.Source: Dissertation Abstracts International, Volume: 56-12, Section: B, p
Astronomy and Astrophysics
Astrophysics
French Text, Atmospheric Diffusion, Helium, Photoionization, Radiative Acceleration, Magnetic Star
Scientific paper
Les phenomenes relies a la diffusion atomique dans les etoiles sont etudies de facon intensive depuis environ un quart de siecle. La diffusion peut a la fois modifier les abondances atomiques presentes ainsi qu'affecter la structure et l'evolution stellaires. Dans cette these, nous allons etudier trois phenomenes physiques relies a la diffusion. Nous avons developpe la theorie de la derive induite par la radiation afin qu'elle soit facilement applicable dans le contexte de l'astrophysique stellaire. Des calcuis detailles furent effectues afin d'evaluer l'importance de cet effet sur la diffusion relative de l'^3 He et l'^4He et montrent que la derive induite par la radiation accelere la separation de ces deux isotopes dans une etoile de temperature effective de 18000 K. Lorsque l'^4He est present, ce phenomene augmente la vitesse de derive de l'^3He qui migre vers l'exterieur ce qui fait apparai tre la surabondance de cet isotope plus tot dans l'evolution. Des calculs sur le lithium a la base de la zone convective d'une etoile avec une temperature effective de 6700 K monuent que la derive induite par la radiation n'est pas importante dans ce cas. Ce phenomene semble aussi etre negligeable pour l'oxygene dans les etoiles de type A ainsi que pour le mercure dans les etoiles de type B. Deuxiemement nous avons construit des modeles d'atmospheres d'etoiles ayant un champ magnetique horizontal et constant en incluant l'interaction entre ce champ et la diffusion ambipolaire de l'hydrogene. Cette interaction cause une compression de la zone d'ionisation de l'hydrogene. Dans un modele de temperature effective de 10,000 K, et avec log g = 4.0 la gravite effective, c'est-a-dire la gravite plus l'acceleration causee par la force de Lorentz, en presence d'un champ magnetique de 5 kG est sept fois plus grande que la gravite. Ce phenomene affecte donc fortement la structure des etoiles Ap. Cette modification de la structure des etoiles magnetiques cause un plus grand elargissement des raies de Balmer de l'hydrogene. Puisque le champ magnetique observe n'est pas uniforme a la surface des etoiles Ap, la modification de la structure causee par l'interaction entre la diffusion ambipolaire de l'hydrogene et le champ magnetique engendre une variation de l'elargissement des raies de Balmer durant une periode de rotation. La variation causee par ce phenomene est inferieure aux variations observees. D'autres facteurs tels que des gradients horizontaux et verticaux de la metallicite et de la configuration du champ magnetique peuvent aussi influencer la variation des raies de Balmer. Des ameliorations majeures furent apportees au calcul des accelerations radiatives. Grace a des bases de donnees plus completes, il est maintenant possible de calculer l'acceleration causee par la photoionisation. De plus nous avons calcule de maniere approximative l'opacite monochromatique totale qui est un ingredient essentiel au calcul de l'acceleration radiative. Des ameliorations concernant l'elargissement des raies et la distribution de l'acceleration entre les divers ions d'un element furent aussi incluses. Des calculs detailles de l'acceleration radiative sur le fer montrent qu'une abondance consistente avec les observations peut etre supportee dans les etoiles de type A et F. L'abondance de fer supportee depend de la temperature effective et de la gravite de surface de l'etoile. Les accelerations radiatives ont ete tabulees afin d'etre facilement utilisables dans des codes d'evolution stellaire.
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