Fiche personnelle

Georges Michaud

Département de physique Université de Montréal C.P. 6128, Succursale Centre-Ville Montréal, QC Canada   H3C 3J7 Bureau : B-439 Téléphone : 514-343-6672 Télécopieur : 514-343-2071 Courriel: michaudg@astro.umontreal.ca

Champ de recherche : Origine des éléments chimiques et processus de transport dans les étoiles.

Description du projet de recherche :

À la surface de la terre les vents ne sont pas encore très bien modélisés, comme le montrent les limites des prévisions météo. De même, on connaît assez mal les processus hydrodynamiques, ou vents, à l'intérieur des étoiles. Je cherche à les déterminer ainsi que leur interaction avec les concentrations des éléments chimiques observées sur les étoiles.

Dans le soleil, on sait maintenant que, sous une zone convective superficielle, les vents (ou la turbulence) sont assez faibles pour laisser les éléments chimiques lourds, comme le fer, tomber vers le centre. Ces résultats confirment l'importance d'un modèle que j'ai proposé pour expliquer des observations d'étoiles plus massives que le soleil, où la composition de surface nous indique au contraire que le fer et d'autres éléments lourds sont plus abondants que prévus. Nous expliquons cette différence de comportement entre le soleil et les étoiles plus massives par la plus grande luminosité des étoiles plus massives, ou la plus grande quantité de lumière qu'elles émettent. Nous calculons comment la lumière traîne avec elle, en sortant de l=étoile, des éléments lourds en compétition avec les vents et la gravité. En utilisant des moyens modernes de calcul nous le faisons pour 28 éléments chimiques, nous expliquons les observations de ces éléments et contraignons ainsi les vents à l'intérieur de l'étoile.

Les calculs, impossibles il y a 15 ans, se font à près de 4 milliards d'opérations à la seconde, soit plus rapidement que toute l'humanité qui calculerait en même temps et mettrait ses résultats ensemble.

Plus en détails…

We have introduced atomic diffusion into a stellar evolution code and obtain stellar models where particle transport is treated in the radiative zones. Radiative accelerations are calculated self consistently using the atomic data originally used by OPAL to obtain their opacity tables.

In Pop I stars it has been shown that an iron convection zone appears in all F, A and B stars where rotation and mass loss are negligible. By increasing the mass of the convective core, atomic diffusion modifies the morphology of the turnoff and the assumption of core overshoot in solar metallicity clusters such as M67 becomes unnecessary. We are currently investigating the role of mass loss as a competing process in particular for AmFm stars and the effect of the suggested change of solar metallicity on cluster morphology.

In Pop II stars, the evolution has been carried out successfully from the zero age main sequence to the middle of the horizontal branch. It has been shown that the assumption of core overshoot, which has always been made since suggested in 1970, is unnecessary since atomic diffusion of Carbon from the core is sufficient to insure convective neutrality at the helium burning core boundary causing a 50 % increase in the mass of the convective core. It has furthermore been shown that the overabundance of, for instance, iron by a factor of ~100 in the hot horizontal branch stars of M15 is explained by atomic diffusion driven by radiative accelerations. We are currently extending the calculations to the end of the horizontal branch and beyond and study the effect of varying the metallicity on the properties of the horizontal branch of clusters where abundance anomalies have been observed. These calculations will also be compared to observations of field sdB stars. A complete grill of models is being generated for Pop II stars and they will be used to interpret the implications of WMAP for the Li abundance, taking into account the latest developments.

Prix et distinctions:

• 2006-01 : Prix Carlyle S. Beals