{"id":{"repo_id":"moncton","oai_identifier":"oai:umoncton.scholaris.ca:20.500.14658/8479"},"canonical_url":"https://search.dev.ndltd.org/etd/moncton/oai:umoncton.scholaris.ca:20.500.14658/8479","repository":{"repo_id":"moncton","name":"University de Moncton","base_url":"https://umoncton.scholaris.ca/server/oai/request"},"display":{"title":"Accélérations radiatives du manganèse dans les étoiles","abstract":"La diffusion atomique engendrée par le transfert de quantité de mouvement aux atomes lors de la photoexcitation ou la photoionisation (Michaud 1970) est généralement acceptée comme étant un ingrédient majeur dans la cause d'anomalies d'abondances observées dans certaines étoiles dites chimiquement particulières (CP). La poussée exercée par les photons du champ radiatif sortant de l'étoile, comparativement à la gravité locale, peut sélectivement soutenir certains éléments à différentes profondeurs dans les étoiles. Les étoiles CP de type HgMn sont des étoiles chimiquement particulières se trouvant sur la branche principale et sont caractérisées par une forte surabondance de Mn et/ou Hg. Plusieurs méthodes numériques existent pour calculer l'accélération radiative, cependant nous utilisons la méthode Single-Valued Parameter (SVP) dans cette thèse puisqu'elle est plus numériquement efficace. L'objectif de cette thèse est de calculer les accélérations radiatives du manganèse en utilisant la méthode SVP dans le but d'être capable d'inclure ces données dans des codes d'évolution stellaire. Les valeurs de grad [symbole non reproduit] du Mn ont été calculées pour des modèles de température effective Teff [symbole non reproduit] = 7640 K et Teff [symbole non reproduit] = 13 410 K et de gravité de surface log g [symbole non reproduit] = 4,017 et log g = 3,958 respectivement. Le premier a été comparé avec des résultats d’un groupe de Montréal (Richard et al. 2001) et le dernier est d’intérêt car il se trouve dans la gamme de température effective des étoiles CP de type HgMn. Or, il avait désaccord entre nos résultats et ceux de Montréal au début, mais après quelques démarches on a pu déterminer de bons paramètres de Ⴔ*i et Ψ*i qui permettent le calcul des grad [symbole non reproduit] du Mn pour le modèle Teff [symbole non reproduit] =7640 K. Ces deux dernières variables seront définies plus tard (voir page 14). Pour les calculs dans le second modèle, nous n’avions pas de résultats à y comparer et donc ceux-ci possèdent une plus grande incertitude. Finalement, on a aussi fait un calcul pour des modèles de Teff [symbole non reproduit] = 12 230 K et Teff [symbole non reproduit] = 14 470 K en utilisant les paramètres calculés pour le modèle Teff [symbole non reproduit] = 13 410 K. La dépendance de grad [symbole non reproduit] dans les zones externes (log T ≤ 5) en fonction de Teff [symbole non reproduit] est consistante avec l’augmentation de l’abondance du Mn observée à la surface des étoiles HgMn en fonction de Teff [symbole non reproduit] (Smith & Dworetsky 1993).","abstract_html":"La diffusion atomique engendrée par le transfert de quantité de mouvement aux atomes lors de la photoexcitation ou la photoionisation (Michaud 1970) est généralement acceptée comme étant un ingrédient majeur dans la cause d'anomalies d'abondances observées dans certaines étoiles dites chimiquement particulières (CP). La poussée exercée par les photons du champ radiatif sortant de l'étoile, comparativement à la gravité locale, peut sélectivement soutenir certains éléments à différentes profondeurs dans les étoiles. 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