A study of the winds of evolved cold stars : understanding the properties and chemistry of the wind forming region and the more extended CSE through observations and angular resolution modeling
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
Résumé
Intermediate-mass stars, like the Sun, will evolve into AGB (Asymptotic Giant Branch) stars, which have a much larger radius than the Sun and are a thousand times brighter than it. These evolved stars play a major role in stellar evolution. Evolved cool stars have a high mass loss rate, which contributes to the enrichment of the interstellar medium and so, to the recycling of matter in the Universe, through strong winds propagating in the star’s circumstellar envelope (CSE). The physics of these winds and the origin of these mass-loss phenomena are still poorly understood, but can be constrained by observations of various molecular transitions in the CSE.Using ALMA observations from the large program ATOMIUM, we will attempt to describe and understand the dynamics of the winds through the envelope. It has recently been observed that most evolved stars have a close companion that impacts on the gas dynamics around the star and on the winds dynamics. Using a radiative transfer code (MCFOST), we aim to reproduce ALMA observations, adding a binary to the model. We will try to explain the observed spiral shapes and constrain stellar parameters (such as the distance and the radius), dust components and molecular abundances.This thesis will also focus on the emission of the SiO maser line from a sample of recently observed evolved stars, in order to probe the presence of a magnetic field in the inner gas region of the envelope, up to 2-4 stellar radii from the photosphere. It is emitted by gas cells in the CSE and is strongly polarized. From mm-wave radio observations, we can derive the Stokes parameters and after careful calibration, determine the circular polarizations, which, according to theoretical predictions, can lead to a characterization of the environment of the emitting cells, like an estimate of the sightline-projected magnetic field strength. If there is a magnetic field and if the maser line is saturated, we should observe an « S » shape Zeeman signature in Stokes V. Using the rvm code, we search for this specific pattern in our data. We work with two theories, one for the saturated and one for the strongly saturated maser. In both cases, we can relate the observed Stokes V line profiles to the magnetic field strength. There are still open questions about the origin of the magnetic field (e.g. a solar-type dynamo, a turbulent dynamo, etc.) and its evolution. We can try to answer these with future observational projects that will be described in the thesis.
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.
| Origine | Version validée par le jury (STAR) |
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