En partenariat avec l’Observatoire astrophysique de Catane (INAF, Italie), des chercheurs de l’Irfu ont démontré que la présence d’un petit cœur convectif dans les étoiles de type solaire en séquence principale modifie complètement la dynamique des modes de gravité internes. Ces résultats, basés sur des simulations hydrodynamiques tridimensionnelles réalisées avec le code Anelastic Spherical Harmonics (ASH) comprenant pour la première fois le cœur convectif, l’intérieur radiatif et l’enveloppe convective de l’étoile, viennent d’être publiés dans Astronomy & Astrophysics.
Etudier l’intérieur d’une étoile n’est pas une mince affaire mais une technique particulière permet de sonder l’intérieur des étoiles : l’astérosismologie ou l’étude des modes de vibrations des étoiles. Découvertes dans les années 70 en étudiant le Soleil, ces vibrations ont été observé dans de nombreuses autres étoiles depuis et notamment les étoiles de type F qui nous intéressent ici. Il existe deux types de vibration : les vibrations acoustiques (p-mode) de haute fréquence et les vibrations liées à la gravité (g-mode) de basse fréquence, aux propriétés bien distinctes.
Actuellement, seuls les modes acoustiques d’oscillation (ou p-modes) sont observables pour les étoiles de la séquence principale (phase de l’évolution d’une étoile où elle fusionne l’hydrogène en hélium, représentant la majeure partie de sa vie) comme le Soleil. Ces p-modes sont principalement sensibles à la couche externe de la structure stellaire, laissant la plupart des dynamiques du cœur (notamment son profil de rotation et la présence de champs magnétiques internes) ainsi que d’autres processus dynamiques clés pour l’évolution stellaire, mal contraints.
Or comprendre la dynamique des étoiles est source de nombreuses informations sur son fonctionnement, son âge et son évolution. L’astérosismologie est actuellement la méthode la plus précise pour dater une étoile.
Afin de caractériser les intérieurs des étoiles de type solaire et d’estimer des âges fiables pour ces étoiles et les systèmes planétaires qu’elles pourraient abriter, il est donc nécessaire de développer de nouveaux diagnostics sismiques complémentaires pour ces couches profondes. Une possibilité consiste à considérer les modes de gravité (ou g-modes), excités par des mouvements de masse ou des panaches convectifs heurtant la zone radiative entourant les zones convectives stellaires. Malheureusement, à ce jour, les g-modes individuels n’ont pas encore été observés dans le Soleil (seule leur puissance collective), car leur nature évanescente dans les zones convectives les rend trop difficiles à détecter à la surface solaire en raison de l’épaisse enveloppe convective de surface de notre étoile, qui entraîne une réduction drastique de leur amplitude et, par conséquent, de leur visibilité observationnelle.
Première modélisation hydrodynamique des g-modes dans les étoiles de type solaire à deux zones convectives
Les étoiles de type F sont des étoiles de la séquence principale légèrement plus massives que le Soleil (1,2 à 1,6 masse solaire). En dessous d’une certaine température effective (environ 6 500 K), elles sont encore capables d’exciter des oscillations de type solaire. Les étoiles de type F possèdent une enveloppe convective de surface beaucoup plus fine que celle du Soleil, ce qui contribuera à amplifier la visibilité des g-modes. De plus, ces étoiles développent un petit cœur convectif en raison de conditions centrales différentes en température et en densité dans leur noyau nucléaire, ce qui entraîne une production d’énergie plus élevée, nécessitant des mouvements macroscopiques pour évacuer efficacement cette énergie vers la surface.
Modéliser ces deux zones convectives ensemble dans une simulation numérique 3D est extrêmement complexe, mais cela en vaut la peine dans notre quête pour détecter les g-modes dans les étoiles de type solaire et mieux caractériser l’évolution stellaire et la dynamique interne. L’équipe de recherche a donc développé une nouvelle série de simulations numériques parallèles haute performance d’étoiles de type spectral F à l’aide du code MHD 3D ASH sur les supercalculateurs du CEA, permettant aux chercheurs d’étudier et de comprendre comment l’action conjointe des deux zones convectives excite les modes de gravité dans l’intérieur radiatif de ces étoiles, ainsi que leurs signatures de surface potentielles.
La première image illustre la manière dont les g-modes sont excités par les flux convectifs du cœur et de l’enveloppe stellaire. Le panneau de gauche montre la structure globale de la simulation avec un zoom sur le cœur convectif. Le panneau de droite montre les motifs caractéristiques des trajectoires des rayons des modes de gravité à différentes fréquences, notamment une forme de rosace vers 122 μhz.
Pour comprendre pleinement les rôles individuels des deux régions convectives, plusieurs simulations distinctes ont été réalisées, et nous nous concentrerons ici sur deux d’entre elles : la première avec les deux zones convectives, et la seconde avec uniquement une enveloppe convective. Comme l’illustre la deuxième image, la gamme des g-modes excités est très différente selon la simulation. On note que la simulation avec la convection de surface uniquement possède plus de modes que le modèle Complet plus réaliste. Cela s’explique par le fait que les conditions aux limites internes du modèle EnvCZ sont parfaitement réfléchissantes, alors que dans le modèle Complet, le cœur convectif est dépendant du temps, ce qui peut affecter la phase de l’onde de gravité et permettre un transfert d’énergie vers le cœur, entraînant une réflexion moins efficace qui empêche certaines ondes de former un mode stationnaire.
Imitation des observations avec la simulation
Afin de clarifier la détectabilité en surface des g-modes, des séries temporelles tenant compte de la contribution du bruit convectif ont été construites à partir des simulations . Les résultats sont illustrés par l’image ci-dessous, montrant la distribution du spectre de puissance (PSD) en fonction de la période de l’onde. Les pics associés à la présence de g-modes sont clairement visibles, démontrant que leur signature conserve son intégrité près de la surface stellaire, ce qui pourrait les rendre détectables. On observe une signature clairement différente pour EnvCZ par rapport à la simulation Complet, ce qui indique davantage que la présence d’un cœur convectif laisse des traces détectables dans le PSD des étoiles de type F. Cette observation aide à définir une stratégie pour déduire la présence et l’étendue d’un cœur convectif à partir de l’astérosismologie, ce qui permettra in fine d’affiner notre compréhension de l’évolution stellaire.
Vers la mission PLATO
À partir de 2027, la mission PLATO de l’ESA, pour laquelle le CEA/IRFU fournit du matériel, des logiciels et une interprétation scientifique en tant que membre de l’équipe mission et chef de lots de travail, fournira des séries temporelles photométriques d’une qualité exceptionnelle pour des dizaines de milliers d’étoiles de type F de la séquence principale avec des oscillations de type solaire. L’analyse statistique des données collectées par le satellite pourrait permettre les premières détections de g-modes dans cette catégorie d’étoiles, révélant ainsi les mystères de leur dynamique interne et les propriétés du cœur convectif qu’elles pourraient abriter.
Contact : A.S. Brun, R. Garcia
https://www.insu.cnrs.fr/fr/cnrsinfo/reveler-le-coeur-convectif-des-etoiles-grace-lasterosismologie
Références : Breton, S., Brun, A.S., Garcia, R. 2026, From core to envelope: revealing the deep dynamics of stars with two convective zones, A&A, 710, A10
doi.org/10.1051/0004-6361/202659634