Ãtude de l'influence de la perte de masse sur l'évolution d'étoiles de plusieurs types

La perte de masse est introduite dans des modèles évolutifs qui traitent en détail le transport\nmicroscopique induit par la diffusion atomique et les accélérations radiatives pour 28 espèces y inclus tous les\nisotopes de la base de données OPAL. Les propriétés physiques des solutions sont analysées en détail. Lorsque \nl'amplitude de la vitesse advective causée par la perte de masse est plus grande que la vitesse de triage \ndirigée vers le centre de l'étoile, le flux local d'un élément est déterminé par des variations du\nflux qui se déroulent profondément dans l'étoile. Par contre, l'abondance locale dépend aussi des variations \nlocales des\naccélérations radiatives. Dans ces étoiles, la séparation chimique causée par la diffusion atomique affecte\n30% du rayon externe de l'étoile. \n\nLes modèles sont aussi comparés à plusieurs observations d'étoiles AmFm, HAeBe et de Population II dans \nle but de caractériser le rôle que pourrait jouer la perte de masse en tant que processus qui inhibe\nla diffusion atomique dans les zones stables de ces étoiles. \nLes anomalies d'abondances observées à la surface de ces \nétoiles sont reproduites par des modèles évolutifs qui\nincluent la diffusion atomique et la perte de masse non-séparée. Les taux de perte de \nmasse considérés ne sont contraints que par les abondances en surface puisque leurs amplitudes sont\nprobablement trop petites pour être observées directement. Quant aux étoiles AmFm et HAeBe, les\nobservations d'abondances sont compatibles avec des taux de perte de masse qui sont au maximum 5 fois plus\nélevés que le taux de perte de masse solaire, alors que les taux requis pour reproduire les observations\nd'étoiles de Population II sont jusqu'à 50-100 fois plus élevés que le taux solaire. Des taux de perte\nde masse plus petit que 10^{-14}Msol/an, qui permettent l'apparition d'une zone \nconvective due aux éléments du pic du fer, mènent à des abondances en surface qui ne sont pas compatibles\navec les observations. Les abondances en surface d'étoiles AmFm et de Population II sont régies par\nla séparation chimique qui se déroule profondément dans l'étoile \nDelta M/M_* allant de -5 à -6, alors que la\nséparation se produit plus près de la surface Delta M/M_* plus près de -7 dans les étoiles HAeBe. \n\nPar rapport aux modèles avec mélange turbulent, la perte de masse mène à une \ndistribution interne des\néléments très différente. Le mélange turbulent conduit à des \nsolutions pour lesquelles les\nabondances sont homogènes depuis la surface jusque profondément dans l'étoile \n(solution diffusive), alors que la perte de masse\npermet la séparation chimique dès le bas de la zone convective de \nsurface (solution advective). Ce résultat pourrait peut-être permettre \nà l'astérosismologie \nde déterminer l'importance relative de ces deux processus dans \nl'intérieur de ces étoiles.

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