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Populations d’étoiles jeunes

par Patrick Guillout - 5 septembre 2008

Alors que l’évolution globale du taux de formation stellaire de notre Galaxie est assez bien contrainte, son évolution locale lors du dernier milliard d’années reste mal définie, en raison de la difficulté à identifier les étoiles les plus jeunes, plus rares.

Pour comprendre cette évolution locale récente, le fait que l’émission X coronale d’une étoile diminue rapidement a été exploité. A partir de catalogues X, a été construit un échantillon d’environ 1000 étoiles brillantes en X, a priori, jeunes et proches (<500 pc). Les 600 étoiles optiquement les plus brillantes ont été observées. Les 400 étoiles les plus faibles sont actuellement en cours d’observation sur le télescope Italien TNG. La qualité spectrale permet de caractériser non seulement les température, gravité et métallicité mais aussi l’activité chromosphérique, l’âge et la binarité éventuelle (C06.29), thèse en cours de A. Klutsch].L’analyse de la cinématique et de l’abondance photosphérique du Lithium des étoiles de l’échantillon a permis d’identifier dix étoiles extrêmement jeunes qui se trouvent éloignées de toute zone de formation stellaire connue. Ceci suggère l’existence d’un courant supplémentaire d’étoiles jeunes dans le voisinage solaire, courant qui s’ajouterait à la liste des 8 autres reconnus depuis la découverte de l’association TW Hya.

Par ailleurs, pour comprendre l’évolution du taux de formation stellaire, il est nécessaire de parfaitement identifier et caractériser les systèmes multiples. L’analyse des spectres a révélé une fraction importante de systèmes binaires. Comme l’activité stellaire et l’émission X peuvent être entretenus jusqu’à un âge plus avancé pour un système binaire (en raison de la synchronisation des périodes orbitale et rotationnelle) que pour une étoile isolée, il est crucial d’identifier les systèmes binaires de l’échantillon afin d’éviter d’introduire un biais sur les âges. Dans cet échantillon, ont été mis en évidence des systèmes binaires à courte période orbitale (1.5 à 8 jours) constitués d’étoiles de la séquence principale et des systèmes à plus longue période (8 à 40 jours) probablement évolués, de type RS Cvn (C06.17). Plusieurs systèmes triples ont été identifiés, tous constitués d’une binaire serrée à courte période et d’une composante tertiaire à longue période. Le taux de détection élevé de systèmes multiples pourrait signifier que la formation des systèmes binaires est liée à la présence d’un compagnon distant permettant l’évacuation du moment angulaire et ainsi l’évolution vers le stade binaire serrée.

L’étude de l’évolution locale récente de la Galaxie se fait aussi via le modèle de synthèse de populations X développé à Strasbourg. La comparaison du modèle à diverses observations XMM à basses latitudes galactiques (C06.31) montre que les étoiles géantes K peuvent jouer un rôle significatif dans le contenu stellaire des surveys en rayons X mous. Le modèle a récemment été amélioré pour une meilleure prise en considération de l’émission X. Une étude menée à partir d’un échantillon de sources X stellaires extrait du catalogue 1XMM a conduit à une modélisation plus fine des caractéristiques du plasma coronal en fonction de la masse et de l’âge (C06.29). Le modèle permet désormais de prédire les indices de dureté attendus pour les différentes bandes d’énergies XMM. Une seconde amélioration, à venir, concerne les fonctions de luminosité X (XLFs). En couplant les modèles théoriques de l’évolution stellaire avec une relation reliant mécanisme dynamo et émission X stellaire, un code produisant des XLFs d’amas galactiques synthétiques d’âges variés a été développé. Dans l’état actuel des modèles, les XLFs synthétiques reproduisent la baisse de l’activité stellaire avec l’âge ainsi que la forme de celles observées dans les Pléiades et les Hyades. Outre son intérêt pour tester les modèles d’évolutions et de la théorie dynamo, cette étude permettra de modéliser plus finement la dépendance de l’activité stellaire avec l’âge et la masse dans le modèle de synthèse de population et ainsi d’en affiner la subdivision en âge. La mise à jour de ce modèle [thèse de J. Mignemi en co-tutelle avec l’observatoire de Catane, Sicile] et la confrontation avec l’échantillon observé à l’OHP [thèse de A. Klutsch] sont en cours.

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