Modelisation par transfert radiatif des supernovae formees par l'effondrement du cœur d’etoiles massives – RTCCSN

Nos resultats sont bases sur une solution de l’equation de transfert qui prend en compte tous les termes importants pour le calcul des courbes de lumiere et des spectres. Ceux-ci incluent les effets hors-equilibre thermodynamique local, qui necessitent une solution des equations de l’equilibre statistique, produisant les populations de tous les niveaux atomiques/ioniques et la densite d’electron pour une composition donnee. Ce calcul se fait par iteration et sous la contrainte du champ de rayonnement calcule par la methode des moments et prenant en compte les termes relativistes et dependant du temps. Enfin, nous incluons l’energie relachee par la desintegration nucleaire d’isotopes instables, soit localement, soit non-localement avec notre code de transport de rayons gammas.
Ces calculs de transfert sont bases sur des conditions initiales produites par des modeles d’explosion d’etoiles massives, eux meme bases sur des modeles d’etoiles evoluees depuis la sequence principale isolement ou bien dans un systeme binaire.

Depuis un certain nombre d’annees, nous explorons les proprietes des supernovae associees aux explosions d’etoiles massives. Nous avons commence avec les explosions de supergeantes rouges et bleues. Recemment, nous avons soumis un article sur des resultats pour les explosions d’etoiles Wolf-Rayet et donnant lieu aux SNe IIb/Ib/Ic. Nous suggerons que la majeure partie des SNe IIb et Ib sont en fait issues d’etoiles massives de masse intermediaire dans des systemes binaires. Nous trouvons que les observables sont conditionnees par la magnitude du melange des isotopes instables produits lors de l’explosion, ce qui compromet la determination des abundances, de la masse et de l’energie des ejecta.

Il s’agit du status de notre recherche apres 6 mois d’ANR donc ces resultats sont plus precisement le fruit d’efforts realises anterieurement, et en particulier sur ces 2 dernieres annees. Les resultats du travail realise a proprement parle grace a l’ANR n’apparaitront que dans un an environ.

A remplir (10 lignes max)

Les supernovae associees à l'explosion d'étoiles massives (CCSNe) sont les événements parmi les plus lumineux dans l'Univers. Elles représentent la première source d'oxygène pour le milieu interstellaire, et sont donc des actrices importantes pour le développement de la vie. Du fait de leur grande énergie, ces explosions influencent l'équilibre thermique et dynamique du milieu interstellaire/intergalatique, inhibant ou favorisant la formation stellaire. De plus, les CCSNe sont à l'origine de toutes les étoiles à neutron et trous noirs stellaires. Pour une fraction d'entre elles, la supernova est associée à un sursaut gamma long (LGRB). Ces LGRBs naissent suite à la formation d'un trou noir dans un progeniteur Wolf-Rayet (WR), caractérisé par un coeur de fer en rotation rapide. Ainsi, les étoiles massives et leur mort cataclysmique sont des actrices essentielles dans l'Univers proche et lointain. Ce projet ANR Blanc vise à étudier ces objets énigmatiques, afin de mieux comprendre leur origine stellaire et le mécanisme conduisant à leur explosion.

Nous proposons de mener une étude large et ambitieuse sur les spectres et courbes de lumière de CCSNe avec CMFGEN, un code de transfert radiatif 1D, hors-ETL, et dépendant du temps. Nos buts scientifiques reposent sur l'utilisation de la lumière des SNe pour contraindre l'évolution des étoiles massives, le mécanisme d'explosion, et promouvoir leur utilisation pour les calculs de distance dans l'Univers.

Notre travail sera base sur des modèles d'évolution d'étoiles simples ou binaires, dans des environnements allant des basses aux hautes metallicités, et couvriront une large gamme de masse initiale. Grâce à notre code d'hydrodynamique radiative V1D (Livne 1993; Dessart et
al. 2010ab) et au large échantillon de modèles d'évolution stellaire disponible, nous produirons des éjecta de SNe en déposant de l'énergie à la base de l'enveloppe du progeniteur, sous la forme d'énergie thermique ou grâce à un piston.

Nous calquerons alors ces éjecta sur la grille de CMFGEN (Hillier 1990; Hillier & Miller
1998; Dessart & Hillier 2005ab,2008,2010a) et calculerons l'évolution des propriétés du gaz et du rayonnement en incluant les effets hors-ETL, les termes qui dépendent du temps dans les équations de l'équilibre statistique, de l'énergie, et du transfert radiatif, ainsi que les effets non thermiques induits par la désintégration radioactive des isotopes instables produits durant l'explosion.

La limitation de cette à 1D nous permet d'inclure dans nos simulations ces processus complexes de déviation par rapport à l'ETL, de dépendance en temps, ou d'effets non thermiques, et d'atteindre un niveau de cohérence physique sans égal dans la communauté SN aujourd'hui. Grâce à cette procédure, nous avons modélise avec succès les propriétés radiatives de la SN la plus billante jamais observée, SN 1987A dans le grand nuage de Magellan, ainsi que des CCSNe associées à l'explosion de supergéantes rouges ou d'étoiles WRs. Nous souhaitons maintenant élargir ces études à un plus grand nombre de modèles de progeniteurs, de diverses origines, and caractérisés par des propriétés d'explosion plus diverses (énergie, nucléosynthèse, mélange).


Nos calculs fourniront une banque de données de spectres et courbes de lumière synthétiques que nous comparerons aux observations, existantes ou en cours d'acquisition. Un atout majeur de ce projet ANR est la cohérence
physique atteinte par l'utilisation de modèles d'évolution stellaire et d'explosion, et de calculs détaillés de transfert radiatif pour la production de courbes de lumière et de spectres allant des phases
photospherique a nebulaire.

Cette approche globale permettra une meilleure compréhension de ces objets mystérieux, de l'évolution des étoiles massives, du mécanisme d'explosion par effondrement de coeur, et de la connexion aux LGRBs. Ce projet préparera aussi pour les futurs grands sondages comme LSST.