Une étude des vents des étoiles froides évoluées : comprendre les propriétés et la chimie de la région de formation du vent et de la CSE plus étendue grâce à des observations et à une modélisation à haute résolution angulaire

Abstract

Les étoiles de masse intermédiaire, comme le Soleil, évolueront en étoiles AGB (Asymptotic Giant Branch), des étoiles qui ont un rayon beaucoup plus grand que le Soleil et qui sont un millier de fois plus lumineuses que lui. Ces étoiles évoluées jouent un rôle majeur dans l’évolution stellaire. Les étoiles froides évoluées présentent un taux de perte de masse important à travers des vents forts qui se propagent dans l’enveloppe circumstellaire (CSE) de l’étoile, ce qui contribue à l'enrichissement du milieu interstellaire et, par conséquent, au recyclage de la matière dans l’Univers. La physique de ces vents et l'origine de ces phénomènes de perte de masse sont encore peu compris, mais peuvent être contraints grâce à l'observation de diverses transitions moléculaires dans la CSE.Grâce aux observations ALMA du large programme ATOMIUM, nous essayerons de décrire et de comprendre la dynamique du vent à travers l'enveloppe. Il a été récemment observé que la plupart des étoiles évoluées ont un compagnon proche qui impacte la dynamique du gaz autour de l'étoile et celle des vents. Avec un code de transfert radiatif (MCFOST), nous voulons reproduire les observations ALMA, en ajoutant un binaire dans le modèle. Nous essayerons d’expliquer les formes spiralées observées et de contraindre des paramètres stellaires (comme sa distance, son rayon), les composants de la poussière et les abondances moléculaires.Cette thèse se concentrera également sur l'émission de la raie maser du SiO d'un échantillon d'étoiles évoluées récemment observées, afin de sonder la présence d'un champ magnétique dans la région interne de l'enveloppe, jusqu'à 2-4 rayons stellaires de la photosphère. Il est émis par des cellules de gaz dans la CSE et est fortement polarisé. À partir des observations radio millimétriques, nous pouvons obtenir les paramètres de Stokes et, après une calibration méticuleuse, déterminer les polarisations circulaires, ce qui, selon les prédictions théoriques, peuvent conduire à une caractérisation de l'environnement des cellules émettrices, et une estimation de l'intensité du champ magnétique projeté sur la ligne de visée. S'il y a un champ magnétique et si le maser est saturé, nous devrions observer une signature Zeeman en forme de " S " dans Stokes V. En utilisant le code rvm, nous rechercherons ce motif spécifique dans nos données. Nous travaillerons avec deux théories, l'une pour le maser saturé et l'autre pour le maser fortement saturé. Dans les deux cas, nous relierons les profils de raies observées en Stokes V à l'intensité du champ magnétique. Il reste encore des questions ouvertes sur l'origine du champ magnétique (par exemple, une dynamo de type solaire, une dynamo turbulente, ...) et son évolution. Nous essaierons de répondre à cela avec de futurs projets observationnels qui seront décrits dans la thèse.