Computer Science
Scientific paper
Jan 1992
adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=1992phdt........54r&link_type=abstract
Thesis (PH.D.)--UNIVERSITE DE MONTREAL (CANADA), 1992.Source: Dissertation Abstracts International, Volume: 55-08, Section: B, p
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French Text
Scientific paper
Les observations des abondances des elements legers (Z <= 5) sont utilisees pour estimer la quantitie de lithium qui a ete produite lors du Big -Bang, et obtenir simultanement des contraintes sur la nature des inhomogeneites qui ont pu exister durant la nucleosynthese primordiale. Nous utilisons un modele simple capable de simuler approximativement la diffusion et la retro-diffusion des neutrons a travers la matiere inhomogene durant les premieres minutes de l'expansion de l'Univers. Nous tenons compte de la difference possible entre l'abondance primordiale de Li et les abondances observees dans les plus vieilles etoiles. Cette difference (un facteur 2, environ) est estimee en construisant des modeles evolutifs d'etoiles peu massives de Population II, incluant la sedimentation gravitationnelle du lithium et de l'helium. Ces modeles montrent egalement que les ages des vieux amas stellaires sont grandement surestimes lorsqu'ils sont determines a partir de modeles stellaires n'incluant pas l'effet de la diffusion de He. Nous calculons ensuite comment evoluent les abondances de Li et Be dans des etoiles plus massives et plus jeunes, de la pre-sequence principale ou de la ZAMS, jusqu'a l'epuisement de leur hydrogene central. Les modeles incluent la sedimentation simultanee de l'helium a travers l'enveloppe. Une approche hierarchique (evolution du coeur--evolution de l'enveloppe --tri des elements traces) est utilisee pour simuler efficacement le grand nombre d'etoiles necessaire pour la construction d'isochrones. Une attention particuliere est portee aux consequences de la sedimentation de He sur l'etendue des zones convectives, et sur la diffusion de Li et Be. Les forces radiatives agissant sur ces deux elements sont calculees en detail a partir des donnees atomiques. Les etoiles simulees correspondent approximativement aux types spectraux A, F, et AmFm. Les abondances de Li et Be observees dans les etoiles jeunes de ces types sont comparees a nos predictions dans le but d'identifier les conditions ou la diffusion peut etre le processus principal. ou un processus important controlant les abondances superficielles observees. La position et la profondeur du "trou du lithium" observe parmi les etoiles F des Hyades et d'autres amas jeunes, sont reproduites sans l'aide de parametres ajustables; cet accord n'est obtenu que si les recentes opacites OPAL sont employees. La largeur de "trou" observee est cependant environ le double de la largeur calculee. Certaines observations (parmi les etoiles les plus chaudes) ne peuvent pas etre expliquees uniquement par l'action du tri gravitationnel et des forces radiatives; nous discutons les principales alternative proposees par d'autres auteurs. Nous montrons a l'aide d'autres modeles evolutifs detailles que les vents stellaires (la perte de masse) pourraient reconcilier theorie de la diffusion et observations, sous certaines conditions. L'existence du "trou du lithium" dans les Hyades implique des contraintes severes sur les taux de perte de masse possibles. Le meme accord partiel est obtenu entre les observations du beryllium et nos modeles, mais la qualite et le nombre de mesures d'abondances de Be disponibles ne permettent pas une analyse aussi poussee des resultats pour cet element.
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