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Magnétoconvection radiative et macroturbulence dans les étoiles massives
Radiative Magnetoconvection and Macroturbulence in Massive Stars

Spécialité

Astrophysique

Niveau d'étude

Bac+5

Formation

Master 2

Unité d'accueil

Candidature avant le

23/04/2020

Durée

4 mois

Poursuite possible en thèse

oui

Contact

Augustson Kyle
+33 1 69 08 50 25

Résumé/Summary
La macroturbulence est un mouvement supersonique au niveau de la photosphère d'étoiles massives d'origine inconnue. Une possibilité est la convection sous-surface induite par l'opacité. Nous étudierons cette convection, sa génération d’ondes et sa suppression magnétique.
Macroturbulence is supersonic motions at the photosphere of massive stars with unknown origins. A possibility is subsurface opacity-driven convection. We will study such convection, its generation of waves, and its magnetic suppression.
Sujet détaillé/Full description
Les étoiles massives, plus de huit fois la masse du Soleil, évoluent vite et meurent jeunes. Elles sont les principaux moteurs de l'évolution galactique et de l'évolution cosmologique. Dans ces étoiles, la convection a des effets profonds sur la structure stellaire et sur leur dynamique de surface. La photosphère se trouve dans une région stratifiée de manière stable où la radiation domine le transport de chaleur et où les mouvements de convection sont absents. Cependant, les observations montrent des mouvements significatifs d'origine inconnue appelés macroturbulence au niveau de la photosphère stellaire, avec des vitesses typiquement supersoniques de 20 à 60 km/s.

Une source possible de cette convection peut être une zone de convection isolée située en dessous de la photosphère, où le fer a une opacité locale maximale (e.g., Cantiello et al. 2009). Ces zones de convection au "pic du fer" hébergent une convection compressible presque sonique, qui génère des ondes dans la région au-dessus. Cependant, il existe une étoile curieuse appelée «Dash-2» qui est une aberration parmi les étoiles massives connues avec une macroturbulence observée de seulement 2,2 km/s. Cette étoile possède également le champ magnétique de surface observé le plus fort de sa catégorie, avec un champ de surface d'environ 2 T, contre des intensités de champ typiques de 0,1 T (Sundqvist et al. 2013). Les champs magnétiques de surface de Dash-2 sont alors suffisamment puissants pour qu’ils puissent rivaliser avec la pression du gaz dans la zone convective du Fer, ce qui risque de d'inhiber la convection et donc les ondes de surface dans cette étoile.

Ce projet de Master vise à résoudre cette énigme de l'origine de la macroturbulence et de son lien avec la convection proche de la surface et l'influence du magnétisme. Pour ce faire, nous allons procéder à des simulations 2D et 3D de la magnétoconvection en utilisant le code Dedalus d’abord dans les domaines cartésiens afin de comprendre la physique de la convection en présence d’un champ magnétique puissant et d'une forte irradiation. Ce dernier effet est important car il peut entraîner des instabilités supplémentaires et donc induire du mélange, même lorsque la convection peut être inhibée par le champ magnétique. La caractérisation de ces instabilités et de leur comportement non linéaire est donc cruciale pour mieux comprendre la vie et la mort des étoiles massives.
Massive stars, those eight more times the mass of the Sun, live fast and die young. Because of this fast lifecycle, massive stars have been the primary drivers of galactic evolution and to some degree cosmological evolution from the the epoch of reionization and the formation of the first stars. In massive stars, convection has profound effects on both the stellar structure and on what we observe at the surface. In massive stars, the photosphere is in a stably-stratified region where radiation dominates the heat transport and convective motions are absent. Yet observations show significant motions of unknown origin called macroturbulence at the stellar photosphere, with typically supersonic velocities of 20-60 km/s (Sundqvist et al. 2013).

A possible source of it may be a detached convection zone located well below the photosphere, where iron has a local maximum in its opacity (e.g., Cantiello et al. 2009, 2011, 2019). These "iron-bump" convection zones host nearly sonic compressive convection, driving waves in the overlying region. However, there is a curious target called ``Dash-2.'' This star is an outlier among known massive stars with an observed macroturbulence of only 2.2 km/s. It also has the strongest observed surface magnetic field of these stars, with a surface field of approximately 2T, versus typical field strengths of 0.1T (Sundqvist et al. 2013). Dash-2’s surface magnetic fields are strong enough that they rival the thermodynamic pressure in the Fe CZ, potentially quenching the convection and thus the surface waves in Dash-2. In the other stars of Sundqvist et al. 2013, the fields are too weak relative to the thermodynamic pressure and so thermal convection can persist.

This proposed Master's student project aims to solve this puzzle of the origin of macroturbulence and its link to near-surface convection and the influence of magnetism. To do so, we will undertake 2D and 3D simulations of radiation magnetoconvection using the Dedalus code first in Cartesian domains to understand the physics of convection in the presence of a strong magnetic field and second when the radiation has a very high flux. The latter effect is important as it can lead to additional instabilities and thus mixing, even when the convection should be quenched by the magnetic field. Thus characterizing these instabilities and their nonlinear behavior is crucial to better our understanding the lives and deaths of massive stars.
Mots clés/Keywords
Magnétohydrodynamiques; Etoiles Massives; Transfert Radiative; Ondes d'Interne
Magnetohydrodynamics; Massive Stars; Radiative Transfer; Internal Waves
Compétences/Skills
Magnétohydrodynamiques; Physiques stellaire; Méthodes mathématiques et numériques pour la physique
Magnetohydrodynamics; Stellar Physics; Mathematical and numerical methods for physics
Logiciels
Python

 

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