ORCID: 0000-0002-2564-5660

CV complet (en anglais)

Travail de recherche et activités

Grilles de modèles stellaires :

Depuis 1992, notre groupe a fourni à la communauté astronomique des grilles étendues de modèles stellaires. Tout d’abord les grilles connues sous le nom de Schaller et al., une série de 7 articles présentant des modèles sans rotation (voir ADS), puis la séries de 13 articles sur l’évolution stellaire en rotation (voir ADS), et finalement la série de 4 articles sur les effets de la rotation et des champs magnétiques (voir ADS).

Dans la série de 13 articles, les prescriptions implémentées pour traiter les effets de la rotation variaient d’une publication à l’autre. Nous avons donc décidé d’entreprendre les calculs d’une nouvelle série de grilles traitant de la rotation d’une manière homogène, calculs auxquels j’ai activement participé depuis ma thèse. A terme, nous comptons offrir deux types de grilles différents :

• une grille large dont les masses s’étendent de 0.8 à 120 M_sol, différentes métallicités (Z_sol, Z_LMC, Z_SMC, Z_IZwi18, Z=10^-5, ...) et pour chaque M et Z deux modèles : un sans rotation et un avec V_ini/V_crit=0.40.

• une grille avec une plus petite couverture en masse (de 1.7 à 15 M_sol) et moins de métallicités (Z_sol, Z_LMC, Z_SMC) mais une couverture plus dense en taux de rotation (Ω/Ω_crit= 0, 0.1, 0.3, 0.5, 0.6, 0.7, 0.8, 0.9, et 0.95).

Les résultats de la grille large sont publiés sous le titre générique "Grids of stellar models with rotation". Le premier article, présentant la grille à Z_sol a été publié en janvier 2012. Le deuxième article, qui traite des caractéristiques des WR de cette grille, a été publié en juin 2012. Le troisième article présentant la grille à Z_SMC a été publié en octobre 2013. Les grilles à Z_LMC et Z _IZwi18 sont en cours de calcul. Celle à Z=10^-5 est encore à l’état de projet.

Les résultats de la grille dense en rotation sont publiés sous le titre générique "Populations of rotating stars". Trois articles sont déjà sortis, le premier présentant les modèles. Le deuxième est centré sur les rotateurs très rapides et leur liens avec les étoiles de type Be. Le troisième présente le code SYCLIST dont une partie des fonctionnalités est disponible en ligne.

Tous les modèles calculés sont disponibles sur notre page database ou sur le CDS.

Maintien du code et développement d’outils :

Mon rôle dans le groupe consiste à maintenir et développer le code d’évolution stellaire, ainsi que d’assurer son homogénéité à travers les diverses contributions et développements apportés par les membres du groupe.

En collaboration avec Cyril Georgy je contribue également à développer toute une série d’outils d’analyse pour les modèles de Genève, ainsi que l’interface des outils interactifs.

Étoiles primordiales :

Les conditions régnant dans l’Univers lors des premières minutes après le Big-Bang ont permis la nucléosynthèse des éléments très légers comme l’hydrogène, l’hélium, le lithium, et quelques traces infimes de carbone ou d’azote. Les toutes premières étoiles qui se sont formées dans l’Univers, quelques centaines de millions d’années plus tard, proviennent d’un milieu totalement déficient en métaux. Ces étoiles, vraisemblablement extrêmement massives, ont commencé à synthétiser les éléments lourds jusqu’au fer, au cours de leur courte vie. Leur mort explosive a permis l’enrichissement du milieu primordial et la formation d’étoiles plus légères que l’on peut observer encore aujourd’hui (comme HE0107-5240 ou HE1327-2326). Ces étoiles présentent des abondances chimiques en surface très particulières et on pense qu’il s’agit de la signature chimique des étoiles primordiales.

Durant ma thèse mon travail a consisté à modéliser des tracés évolutifs d’étoiles primordiales dans le but d’explorer les effets de la rotation non solide sur ces objets. La rotation a deux effets majeurs : tout d’abord, les étoiles extrêmement déficientes en métaux atteignent facilement la vitesse de rupture et peuvent perdre une masse considérable en raison de la force centrifuge. Ensuite, la rotation différentielle induit un fort mélange à l’intérieur de l’étoile. Ce mélange favorise l’enrichissement de sa surface en éléments lourds, entraînant des vents stellaires non négligeables, et modifie les profils d’abondances chimiques à l’intérieur de l’étoile. Tout ceci va avoir un effet très important sur l’enrichissement du milieu environnant, et donc sur l’évolution de l’Univers primordial.

Publications

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