France Allard Tel: 04 72 72 87 07 Fax: 04 72 72 87 87 Curriculum vitae Phoenix Web Simulator Projet CNRS 98

CRAL-ENS 46, Allée d'Italie 69364 Lyon Cedex 07

Le seul type d'informations qui nous parviennent de la plupart des étoiles et naines brunes étant de nature électromagnétique, la modélisation de leur atmosphère reste à la base de la compréhension de ces objets parmis les plus nombreux de notre Galaxie. Une telle modélisation doit être fondée sur des principes et lois physiques, et sur des bases de données thermochimiques et spectroscopiques aussi complètes que possible. Un organigramme illustre bien le principe général de la modélisation d'atmosphères telle que nous pouvons l'appliquer à ces objets.

Nous utilisons le code de modélisation d'atmosphère Phoenix, un code radial et statique mais autrement général et à multiples usages pouvant traîter autant les atmosphères en expansion relativistes des novae et supernovae que les planètes géantes extrasolaires  irradiées par une étoile dans l'approximation de l'équilibre hydrostatique et d'une symmétrie sphérique de leur atmosphère.

Bien que la nature radiale (flux/unité de surface) et statique (plutôt qu'hydrodynamique) de Phoenix puisse paraître être au premier abord une limitation, ce type de modèles dit classiques en astrophysique stellaire, permet une description complète du spectre d'émission de l'atmosphère dans les limites des banques de données. Pour tenir compte de l'impacte de bandes moléculaires telles que celles de la vapeur d'eau, du méthane, ou de l'oxide de titane sur la péréquation de l'énergie atmosphérique, nous n'hésitons pas à résoudre le transfert radiatif sur plus de 20000 longueurs d'onde bien choisies, pour des spectres synthétiques de 2 Å de résolution. Ceci à chaque itération du modèle. Après convergence, la structure thermique étant obtenue, Phoenix peut ensuite être utilisé pour produire des spectres à plus haute résolution sur demande. Mais surtout, la relative rapidité de calcul de ce type de modèles permet de construire des grilles de modèles d'atmosphéres, et donc de structures thermiques et de spectres synthétiques, qui permettent leur utilisation comme condition-frontière lors des calculs d'évolution stellaire.

Parmis les grilles de modèles les plus utiles que nous ayons construites à ce jour, vous pourrez avoir accès à ceux-ci ainsi qu'aux informations utilises sur l'appellation et le format des fichiers spectres. Sélectionne le répertoire correspondant à la grille de modèles choisie. Voir le README. Les modèles suggérés sont les NextGen pour Teff > 2700K, AMES-Dusty pour 2700K > Teff > 1700K, et AMES-Cond pour Teff < 1400K. Les nouveaux modèles BT-Settl sont valides sur tous le domaine des étoiles aux naines brunes plus de 400K. Le régime des naines brunes de type Y fait l'objet de notre recherche en ce moment.

1. NextGen (étoiles de faible masse, pure phase gazeuse)
2. AMES-Cond (naines brunes/planètes non-irradiées, sans opacités des grains)
3. AMES-Dusty (naines brunes/planètes non-irradiées, avec grains en équilibre chimique)
4. BT-Settl (étoiles/naines brunes/planètes (non-irradiées), avec un modèle de nuages)
5. EGPs (planètes géantes extrasolaires)
6. Rosseland/Planck opacity tables

Alternativement, vous pouvez utiliser le Phoenix web simulateur pour calculer couleurs, isochrones et spectres synthétiques. Le simulateur permet aussi de trouver les paramètres possibles d'un objet à partir de sa photométrie par minimisation des moindres carrés dans les fichiers d'isochrones.