Les fréquences associées aux modes d’oscillation sont donc mesurées facilement et avec précision par des variations temporelles de vitesse radiale ou de rayonnement. La fréquence d’un mode donné dépend fortement des propriétés de propagation de la cavité pour ce mode particulier. Quand plusieurs modes sont détectés, ils peuvent servir à sonder l’intérieur de l’étoile car ils se propagent dans des cavités légèrement différentes de l’étoile. C’est particulièrement intéressant pour les étoiles de masse intermédiaires (de 1,6-2,5 masses solaires) sur la séquence principale. Les couches externes de ces étoiles ont des propriétés dynamiques et thermiques qui excitent (vibrationnellement) des modes particuliers. Ces modes se propagent à la fois dans les couches externes où ils peuvent être excités et dans l’intérieur profond où ils sont sensibles aux propriétés du noyau. Les propriétés de propagation des ondes, et donc les échelles de temps caractéristiques (c.-à-d. les fréquences) sont donc différentes quand le noyau est convectif ou radiatif. Cette propriété peut servir pour distinguer entre une étoile pré-séquence principale (sur son chemin vers la séquence principale d’âge zéro, dans le diagramme HR (Hertzprung-Russel), comme celle de la figure 1) et une étoile de la séquence principale (se déplaçant de cette séquence d’âge zéro vers la branche des géantes) qui se trouvent au même endroit dans le diagramme HR. Ces deux étoiles ont en effet les mêmes propriétés des couches externes mais différents noyaux : une étoile de pré-séquence principale a un noyau radiatif où les principales réactions nucléaires n’ont pas encore eu lieu, tandis qu’une étoile sur la séquence principale développe une instabilité convective dans sa région centrale avec des réactions nucléaires transformant l’hydrogène en hélium.
Quelques modes, sensibles aux régions centrales ont un comportement différent dans les deux types d’étoiles tandis que la plupart des modes se propagent dans les couches externes et ne sondent pas la structure interne profonde.
Cet effet cause des différences dans les configurations de fréquences entre les étoiles pré-séquence principale et les étoiles sur la séquence principale, qui seront détectables avec les futures missions d’astéroseismologie dans l’espace, comme COROT (2004) et probablement EDDINGTON (2007), deux missions auxquelles l’observatoire de Paris participe activement.
Réference
- "Comparative seismology of pre- and main sequence stars in the instability strip" Marian Suran, Marie-Jo Goupil, Annie Baglin, Yveline Lebreton, Claude Catala : 2001 Astronomy and Astrophysics in press astro-ph/0104319.
Contact
- Marie-Jo Goupil
_(Département DASGAL, Observatoire de Paris)
Dernière modification le 21 décembre 2021