Sur la modélisation de courbes de lumière et de polarisation de vents d'étoiles massives incluant des régions d'interaction en corotation à l'aide d'un modèle de transfert radiatif Monte Carlo

Nous savons maintenant que les vents des étoiles massives incluent des perturbations à grande et à petite échelle. L’une d’elles, appelée région d’interaction en corotation (CIR), se développe à la suite d’une perturbation à la surface de l’étoile. Cette perturbation, comme par exemple une tache stellaire brillante, génère un écoulement de densité et de vitesse différentes qui, sous l’effet de la rotation de l’étoile, interagit avec les zones non perturbées du vent. Ces structures sont supposées être intimement liées à la formation de composantes discrètes d’absorption (DACs) observés dans la partie en absorption des profils P Cygni dans l’UV des étoiles massives, telles que les étoiles de type O ou les étoiles Wolf-Rayet. On croit également que les CIRs mènent à des variations spectroscopiques, photométriques et polarimétriques de ces étoiles. Afin de caractériser ces asymétries, les séries temporelles d’observations photométriques et polarimétriques constituent des outils précieux pour la comparaison avec les modèles. Un modèle de transfert radiatif Monte-Carlo (MCRT) sera employé pour simuler ces structures. Ce modèle 3D utilisera des zones de surdensité sous forme de spirales d’Archimède pour représenter les CIRs liés à une tache brillante à la surface de l’étoile. La diffusion électronique dans le CIR génère de la lumière additionnelle et de la polarisation qui seront modulées par la rotation de l’étoile et dépendent du point de vue de l’observateur. Ce mémoire prolonge les travaux initiaux de Carlos-Leblanc et al. (2019). J’ai développé une large grille de modèles et fait varier un grand nombre de paramètres de l’étoile, du vent et des CIRs. Je présente une analyse des modèles de la grille pour déterminer l’influence de chaque paramètre individuel sur les courbes de lumière et de polarisation. Ce mémoire présentera également une application du modèle à l’étoile O supergéante ζ Puppis, qui présente des variations photométriques et polarimétriques périodiques mais variables selon l’époque. Je présente une modélisation de la courbe photométrique de 160 jours obtenue par le satellite BRITE et initialement publiée par Ramiaramanantsoa et al. (2018) ainsi que de la courbe polarimétrique publiée par Bailey et al. (2024), qu’ils n’ont pas été en mesure de reproduire en utilisant des taches brillantes illuminant un vent sphérique sans CIRs.

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