Le travail présenté dans cette thèse porte sur l'astérosismologie des étoiles de type solaire, et plus particulièrement des étoiles centrales de systèmes planétaires. L'analyse des ondes se propageant dans ces étoiles permet de mieux contraindre leur structure interne. Les deux premiers chapitres décrivent la théorie des oscillations stellaires et les outils numériques utilisés. La troisième partie traite de HD 52265, étoile cible de la mission CoRoT possédant une planète. Nous avons calculé des modèles préliminaires de cette étoile, en tenant compte des contraintes spectroscopiques, et nous avons avons fait des prédictions astérosismiques. Au cours de cette étude, nous avons mis en évidence une signature sismique caractéristique du cœur de l'étoile. Ce phénomène est induit par un fort gradient d'hélium au centre de l'étoile. Nous avons étudié cet effet dans le cas général des étoiles de type solaire, et nous avons montré qu'il se produit systématiquement, à la fin de la phase de séquence principale ou au début de la branche des sous-géantes. Cette signature caractéristique peut être utilisée pour contraindre le cœur de l'étoile. Le cinquième chapitre est consacré à l'étoile 51 Peg. Nous avons observé cette étoile avec le spectrographe SOPHIE à l'Observatoire de Haute Provence en 2007 et nous avons détecté ses oscillations. L'analyse des données a conduit à l'identification de 21 modes de pulsation. Enfin, nous présentons une nouvelle analyse sismique de l'étoile centrale de système planétaire µ Arae, observée et analysée par Bazot et al. en 2004. L'astérosismologie couplée avec la spectroscopie nous a permis de déterminer l'abondance d'hélium de l'étoile, ainsi que ses paramètres: masse, âge, rayon, taille du cœur convectif et extension possible due à de l'overshooting. Ces résultats illustrent que l'astérosismologie est un outil puissant pour apporter des contraintes sur la structure interne des étoiles.

Les étoiles telles que notre soleil se forment par l'effondrement gravitationnel de fragments de nuages moléculaires. Pendant les premiers instants de sa formation (ce qu'on appelle la Classe 0), l'étoile est profondément enfouie dans une enveloppe de gaz et de poussières et est seulement visible aux longueurs d'onde infrarouge et millimétrique. Au fur et à mesure de son évolution, l'étoile disperse progressivement cette enveloppe. Un disque résiduel reste autour de l'étoile nouvellement née, qui pourra lui-même donner naissance à un système planétaire. Dans cette thèse, j'étudie la structure physico-chimique des proto-étoiles de faible masse. Cette étude est basée sur des observations du satellite ISO des raies de l'eau, ainsi que des observations avec les télescopes JCMT et IRAM du formaldéhyde. Dans un premier temps, j'étudie l'émission des raies de l'eau proto-étoile NGC1333-IRAS4 observés par ISO-LWS. A l'aide d'un modèle détaillé de l'émission de la proto-étoile, je détermine la structure en densité et température de l'enveloppe, ce qui permet de contraindre la masse centrale et le taux d'accrétion. Je détermine également l'abondance de l'eau dans l'enveloppe, et montre que cette abondance est dix fois plus importante dans la partie interne de l'enveloppe que dans la partie externe. Dans cette région, le manteau des grains s'évapore en injectant de grandes quantité d'eau en phase gazeuse. Dans un second temps, je développe un modèle d'émission d'une autre molécule abondante dans le manteau des grains, le formaldéhyde, et je montre que des transitions de cette molécule peuvent également être utilisées pour déterminer les conditions physico-chimiques dans l'enveloppe. Enfin, je présente un relevé de l'émission du formaldéhyde de dix proto-étoiles de classe 0, obtenu avec l'IRAM et le JCMT. En comparant les prédictions de ce modèle et les observations, je montre que dans toutes les proto-étoiles observées, à l'exception d'une seule, le formaldéhyde est également évaporé du manteau des grains, et est entre deux et trois ordres de grandeur plus abondant que dans la partie externe de l'enveloppe. Ceci montre que toutes les proto-étoiles de faible masse observées possèdent un coeur chaud, où la chimie est probablement très influencée, sinon dominée par l'évaporation du manteau des grains.

Au cours de cette thèse nous avons étudié différents aspects de la modélisation de la structure interne du Soleil. La précision atteinte avec l'héliosismologie permet de fortement contraindre les modèles solaires. Les meilleurs modèles standards (où la convection et la diffusion microscopique sont les seuls processus de transport pris en compte) reproduisent la vitesse du son du modèle sismique (obtenu par inversion des modes sismiques) avec un très bon accord (meilleur que 1%). Nous avons testé dans ce cadre l'influence d'une variation des grandeurs utilisées pour la calibration des modèles, compte-tenu de leur incertitude actuelle. Nous avons constaté que ces variations entraînent des modifications négligeables dans la comparaison avec le modèle sismique. Nous avons aussi étudié les effets du changement de l'équation d'état, des opacités, des taux de réactions nucléaires et de la composition chimique initiale dans les modèles. Pour notre meilleur modèle, calculé avec les données les plus récentes, l'écart avec la vitesse du son du modèle sismique est inférieur à 0.3%. Nous avons étudié la précision obtenue dans la détermination héliosismique de la fraction de masse d'hélium 4 dans la zone convective du Soleil. Nous avons aussi étudié les processus de transport susceptibles d'expliquer les abondances observées des éléments légers. Le mélange induit par la rotation permet de reproduire les contraintes chimiques tout en améliorant l'accord avec le modèle sismique. Dans tous ces modèles les flux de neutrinos obtenus sont plus importants que ceux observés. Nous avons testé l'effet d'un mélange dans le coeur du Soleil : les flux de neutrinos sont diminués mais l'accord avec le modèle sismique est dégradé. Cette étude tend à montrer que la solution au problème des neutrinos solaires se trouve plutôt en physique des particules.

Les systemes de raies d'absorption observes a haute resolution dans le spectre des quasars sont des outils puissants pour etudier le gaz baryonique dans l'Univers et son evolution. Tandis que les nuages de gaz diffus du milieu intergalactique, la foret Lyman-alpha, dominent la densite de masse des baryons a grand decalage spectral, les systemes d'absorption Lyman-alpha lorentziens de grandes densites de colonne en hydrogene neutre dominent la densite de masse du gaz neutre a tout decalage spectral. Ces derniers sont probablement associes a des etapes-cles de la formation et de l'evolution des galaxies. Dans cette these, je presente des travaux dont l'objectif est de mieux cerner les proprietes physiques et de contraindre la nature des systemes lorentziens. Apres une introduction et une revue detaillee de nos connaissances dans le domaine, je decris ma propre analyse des abondances chimiques et de la cinematique du gaz neutre a grand decalage spectral. Je fais ensuite le lien entre ces objets et l'identification optique des galaxies responsables de l'absorption a decalage spectral intermediaire en etudiant plus particulierement l'histoire nucleosynthetique du gaz et la possibilite de l'existence de poussieres a z_abs plus petit que 1.7. L'application des techniques de la spectroscopie integrale de champ m'a en outre permis de rechercher l'emission Lyman-alpha des regions de formation d'etoiles associees aux systemes lorentziens de decalages spectraux les plus grands, emission que j'interprete dans le cadre de plusieurs modelisations originales. La derniere partie de la these est dediee au projet d'etude de l'association de la foret Lyman-alpha avec les grandes structures et les halos galactiques de notre Univers local, et je presente dans ce contexte les resultats d'un releve efficace de quasars brillants situes a l'arriere-plan de l'amas de galaxies de Coma.

Au cours de cette thèse, j'ai étudié $33$ étoiles extrêmement déficientes du halo galactique (ayant moins de $500$ fois moins de métaux que le So<br />leil) observées au VLT avec le spectrographe à haute résolution UVES. Ces étoiles sont les témoins des tous premiers âges de notre Galaxie. La co<br />nnaissance détaillée de leur composition chimique permet de contraindre les modèles de formation et d'évolution de notre galaxie.<br /><br />J'ai pu déterminer dans ces étoiles les abondances de $17$ éléments avec une précision inégalée, allant du carbone au zinc, et en particulier, ce<br />lles d'éléments «clés» comme l'oxygène et le zinc, pour comprendre quel type de supernova a enrichi la matière au début de la vie de la Galaxie.<br /><br />J'ai montré en particulier que l'on peut expliquer les rapports d'abondance observés sans faire intervenir de supernova supermassive (dont la mas<br />se dépasse $100$\Msol~).<br /><br />Par ailleurs, l'évolution des abondances en fonction de la métallicité moyenne est comparée aux modèles d'évolution chimique de la Galaxie. Notre<br /> étude portant sur des étoiles réputées être nées au tout début de la vie de notre Galaxie, nous apportons des contraintes observationnelles fort<br />es à ces modèles.

Depuis la découverte en 1983 par Allen et Crawford de l'émission infrarouge nocturne de Vénus observable dans quelques fenêtres spectrales, son origine et son intérêt scientifique a été amplement démontrée. L'opacité du dioxyde de carbone est en effet suffisamment basse dans certaines fenêtres spectrales étroites pour permettre au rayonnement thermique issu des couches profondes (de 25 à 40 kilomètres d'altitude) et chaudes (400-500 K) de l'atmosphère de la planète de parvenir jusqu'à un observateur. Ces émissions, et en particulier celles situées dans la fenêtre spectrale située entre 2,2 et 2,5 µm, fournissent un moyen unique d'étudier la partie de l'atmosphère de Vénus située sous les épaisses couches nuageuses, en particulier sa composition grâce à la présence de bandes d'absorption de composés mineurs dont les profils verticaux moyens ont pu être mesurées, tels que CO, OCS, H2O ou encore SO2. L'étude des variations locales de ces composés mineurs est riche d'enseignements potentiels, tant sur le plan de la dynamique atmosphérique profonde que sur celui de la compréhension de la chimie de l'atmosphère - notamment du cycle du soufre - ou même de la possible activité géologique de la planète (par détection des émission de vapeur d'eau en provenance de volcans).<br />Le début de la mission spatiale Venus Express, première mission spatiale dédiée à cette planète depuis la découverte de l'émission infrarouge nocturne, et notamment les données attendues du spectro-imageur VIRTIS ont donc motivé un travail préparatoire qui a fait l'objet de cette thèse. Grâce à l'acquisition de spectres obtenus avec le spectro-imageur SpeX à l'Infrared Telescope Facility d'Hawaii, nous avons disposé de données analogues à celles attendues de la part de l'instrument VIRTIS-H sur le plan de la résolution spectrale (R ~ 2000). Ces observations furent menées au cours de trois campagnes<br />lors des périodes de quadrature favorables à l'observation de Vénus, en février 2003, août 2004 et novembre 2005. Par la suite, grâce au modèle numérique de transfert radiatif développé par Bruno Bézard et simulant les spectres de l'émission nocturne de Vénus, nous avons développé des algorithmes permettant d'associer rapidement à un spectre donné divers paramètres atmosphériques compatibles avec les observations (abondances et gradients verticaux d'espèces minoritaires à une altitude donnée, rapport isotopique de la vapeur d'eau, opacité nuageuse inférieure).<br />Nous présentons ensuite les résultats obtenus, parmi lesquels la confirmation de l'enrichissement déjà soupçonné en monoxyde de carbone aux moyennes et hautes latitudes. Des variations anti-corrélées du sulfure de carbonyle ont également été détectées. Une variabilité associée des gradients verticaux de ces deux espèces a pu aussi être mesurée. Ces résultats ont en outre reçu une interprétation dynamique qualitative, basée sur la circulation verticale générale de l'atmosphère. De nouvelles contraintes plus précises concernant l'abondance globale en vapeur d'eau et son rapport isotopique ont également pu être dérivées.<br />Enfin, la dernière partie de ce mémoire porte sur l'analyse par des méthodes semblables des premières données issues de l'instrument VIRTIS, montrant ainsi l'applicabilité de nos méthodes et confirmant certains des résultats obtenus précédemment, ainsi que sur les perspectives futures, conciliant études spectroscopiques des composés mineurs et interprétation dynamique de leurs variations grâce aux modèles de circulation générale.

La diffusion atomique doit être prise en compte dans les modèles d'évolution stellaire car il s'agit d'une conséquence directe du fait que les étoiles sont des sphères auto-gravitantes composées d'un mélange de différents gaz (les éléments chimiques). L'équilibre des étoiles conduit à des gradients internes de pression, de densité et de température ainsi qu'à un transfert radiatif, l'ensemble produisant un effet sélectif sur les éléments (dans la plupart des cas dominé par la compétition entre le triage gravitationnel et les accélérations radiatives).Les interactions entre la diffusion atomique et les processus hydrodynamiques tels que la convection dynamique et la perte de masse sont étudiées depuis longtemps. Un processus important a cependant été oublié dans les modèles. Il s'agit de la convection double diffusive (ou thermohaline) induite par un gradient de μ instable, qui peut être produite par une accumulation locale d'éléments lourds à l'intérieur des étoiles due aux accélérations radiatives. Contrairement aux autres processus de mélange, il s'agit d'une conséquence directe de la diffusion atomique. Un effet similaire se produit à la base de la zone convective de surface en cas d'accrétion d’éléments lourds à la surface de l'étoile.Nous avons étudié la convection thermohaline induite par l'accrétion dans le cas du système 16 Cygni et les propriétés de ces deux étoiles avec le code TGEC. Nous avons inclus la prescription de Brown et al. 2013 pour la convection thermohaline. Nous avons ensuite calculé les fréquences d'oscillations de ces modèles à l'aide du code PULSE pour les comparer aux fréquences observées par Kepler. A partir de ces modèles, nous avons pu montrer qu'en accrétant 2/3 de la masse terrestre au début de la séquence principale (sur le modèle 16 Cyg B), la convection thermohaline induite par l'accrétion mélangeait l'étoile suffisamment profondément pour atteindre la zone de destruction du lithium et ainsi obtenir des abondances de lithium cohérentes avec les observations de 16 Cyg A et B.Nous avons étudié l'accumulation d’éléments lourds et l'effet de la convection thermohaline dans le cas des étoiles de type A. Dans ces étoiles, des abondances "particulières" (par rapport au soleil) ont été observées. Ceci est dû aux effets de la diffusion atomique qui sont très importants dans ces étoiles. Cependant, la diffusion atomique seule produit des variations d'abondances trop importantes et un moyen de reproduire les observations est de mélanger l'étoile assez profondément. Nous avons ensuite calculé des modèles incluant la diffusion atomique et la convection thermohaline en utilisant le code TGEC. Nous avons montré que ce processus pouvait modifier la structure interne de ces étoiles, et aussi les abondances de surface. Nous avons aussi inclus la convection thermohaline et l'accrétion dans le code de Montréal/Montpellier. Nous avons modifié plusieurs parties de ce code afin de pouvoir faire des comparaisons avec le TGEC pour comparer les résultats. Les résultats obtenus sont très similaires.Nous avons aussi déterminé les paramètres de l'étoile 94 Ceti à partir d'observations obtenues avec un instrument au sol. Cette étoile à une masse de 1.44 MΘ et est une bonne cible pour étudier l'effet des accélérations radiatives (qui ont un effet non négligeable pour des masses supérieures à 1.2 MΘ). Nous avons aussi comparé des modèles incluant des atmosphères complets afin d'en déterminer l'impact sur les fréquences.Nous avons travaillé sur les étoiles du halo pauvres en métaux pour lesquelles est observé une dispersion inexpliquée des abondances de lithium pour les métallicité très faible. Nous avons étudié la possibilité d'une accrétion sur ces étoiles qui pourrait produire de la convection thermohaline et détruire du lithium. / Atomic diffusion must be taken into account in the computations of stellar structure and evolution as it is a direct consequence of the fact that stars are self-gravitating spheres composed of a mixture of different gases (the chemical elements). The stellar equilibrium leads to internal gradients of pressure, density and temperature as well as an upward radiative transfer which produces a selective effect on the elements (in most cases dominated by the competition between gravitational settling and radiative acceleration).The interactions between atomic diffusion and well-known hydrodynamical processes like dynamical convection and mass loss have been studied for a long time. An important process was however forgotten in these computations. This is the double-diffusive (or fingering or thermohaline) convection induced by unstable μ-gradients, which can be produced by the local accumulation of heavy elements inside stars due to radiative acceleration. Contrary to the other hydrodynamical processes, fingering convection is not arbitrarily added in the computations. It is directly induced by atomic diffusion itself and cannot be avoided. It is thus very important to add this hydrodynamical process in stellar evolution modelling, which has never been done before our work. A similar effect occurs below the convective zone in case of accretion of heavy matter onto a star.We studied the accretion-induced fingering convection in the case of the stellar system 16 Cygni. We studied the properties of these two stars by computing models with the Toulouse Geneva Evolution Code (TGEC). We included the Brown et al. 2013 prescription for the computations of fingering convection in the code. We computed oscillation frequencies of these models using the PULSE code to compare it with Kepler observations. We found that if 2/3 of Earth mass is accreted at the beginning of the main sequence (on 16 Cyg B model), the accretion-induced fingering convection mixes the star deep enough to destroy the lithium and obtain the observed difference between 16 Cyg A and B.We studied the heavy element accumulation and the induced fingering convection in the case of Am stars. In these stars, peculiar surface abundances are observed (compared to the sun). This peculiarity is related to the effect of atomic diffusion, very important in these types of stars. However, atomic diffusion alone leads to abundance variations which are too large and one way to reproduce the observed abundance quantitatively is to assume mixing deep enough inside the star. We computed models including atomic diffusion (with radiative acceleration) and fingering convection with this prescription using the TGEC code. We find than this process may change the internal structure of the stars, and also the surface abundances. We also included fingering convection and the accretion process in the Montreal/Montpellier code. We modified some parts of this code (e.g. turbulence profiles) to compare the results obtained with the two codes. We computed some models and I found that the results are quite similar.We determined the stellar parameters of the star 94 Ceti (by using similar seismic computations as for 16 Cyg A and B) using ground-based observations. This star has a mass of 1.44 MΘ and is a good target to study the effect of radiative accelerations (which occur for masses larger than 1.2-1.3 MΘ). We also compared models with full atmosphere with the observations to determine the impact on oscillation frequencies.We worked on metal poor halo stars for which a dispersion of lithium surface abundance is observed for very small metallicities. We studied the possibility of an accretion of matter that can trigger fingering convection and destroy lithium.

Nous étudions la migration radiale des étoiles, et testons son impact sur l’évolution chimique de la Voie Lactée. Pour cela nous utilisons une simulation N-corps+SPH (Gadget-3) de galaxie fortement barrée, afin d’étudier la migration radiale induite par la barre. Nous examinons un nouveau mécanisme de migration radiale: une fraction des étoiles piégées à la corotation de la barre, se déplacent avec le rayon de corotation lorsque celui-ci va vers l’extérieur (quand la vitesse de rotation de la barre diminue, du fait de son évolution séculaire). Nous montrons que ce mécanisme affecte principalement les régions externes du disque, à condition que la corotation atteigne ces régions. Nous montrons également que ce mécanisme n’a pas d’effets dans la Voie Lactée, car les estimations observationnelles des caractéristiques de la barre, indiquent que la corotation est loin des zones externes. Nous analysons également la migration radiale dans cette simulation, afin de construire un modèle empirique de diffusion stellaire dans le disque, et nous incluons ce modèle dans un code semi-analytique d’évolution chimique de galaxie. Nous testons la validité de cette approche en vérifiant que les galaxies simulées N-corps+SPH et semi-analytique ont des propriétés morphologiques et chimiques similaires. Nous appliquons ensuite notre modèle à la Voie Lactée, en adaptant les paramètres du modèle. Puis, nous comparons les résultats obtenus avec un grand nombre d’observations concernant le voisinage solaire (relation âge-métallicité, distribution de métallicité, relation a/Fe vs Fe/H et la bimodalité disque mince - disque épais) , et les gradients radiaux d’abondance. / We study the radial migration of stars, and test its impact on the chemical evolution of the Milky Way. For this we use a simulation-body + SPH (Gadget-3) strongly barred galaxy to study the radial migration induced by the bar. We examine a new mechanism of radial migration: a fraction of stars trapped at corotation with the bar, move with the corotation radius when it goes outwards (when the rotational speed of the bar decreases, because of its secular evolution). We show that this mechanism affects mainly the outer regions of the disc, provided that the corotation reaches these regions. We also show that the mechanism has no effects in the Milky Way, as the observational estimates of the characteristics of the bar indicates that the corotation is not in the outer regions. We also analyze the radial migration in this simulation to construct an empirical model of diffusion in the stellar disk, and we include this model in a semi-analytic code of chemical evolution of galaxy. We test the validity of this approach by ensuring that the galaxies simulated with N-body + SPH and semi-analytic have similar morphological and chemical properties. We then apply our model to the Milky Way, by adapting the model parameters. Then, we compare the results obtained with a large number of observations on the solar neighborhood (age-metallicity relation, metallicity distribution, relationship O/Fe vs. Fe/H and bimodality thin disk - thick disk), and radial gradients of abundances.

Mémoire numérisé par la Direction des bibliothèques de l'Université de Montréal.

Ma thèse porte sur l'analyse par SXRM (Synchrotron X-Ray Microscopy) et spectroscopie µ-FTIR (micro Fourier Transformed InfraRed) des échantillons de la comète Wild 2 collectés par la mission Stardust. Les analyses SXRM ont permis de déterminer la composition élémentaire des grains de Wild 2, tout en étudiant leur ralentissement dans l'aérogel. Une étude XANES (X-Ray Absorption Near Edge Structure) au seuil du fer d'analogues des échantillons Stardust a permis de valider la méthode de collecte des grains en se basant sur l'état d'oxydation du fer. Malgré l'élévation de température subie par la particule lors de son entrée dans l'aérogel, les informations concernant la particule incidente, en particulier concernant sa minéralogie, sont préservées dans la particule finale. Des cartographies de µ-fluorescence X ont permis de déterminer la composition élémentaire des grains de Wild 2. Les abondances élémentaires, normalisées au fer, sont chondritiques pour Ca, Ti, Cr, Mn, Ni, Ge, et Se. Un enrichissement en Cu, Zn et Ga est en revanche observé et indiquerait qu'au moins une partie de la matière réfractaire de Wild 2 s'est formée tardivement, à partir d'un gaz appauvri en les éléments les plus réfractaires. Le soufre semble quant à lui sous-abondant, ce qui signe sans doute un processus de condensation incomplet, stoppé avant que la totalité du soufre ait pu se condenser. L'analyse par µ-FTIR, complétée par de la spectroscopie Raman, de grains extraits de l'aérogel montre que la matière organique de Wild 2 est dominée par la présence d'îlots de carbone aromatique reliés entre eux par des ponts aliphatiques. L'étude de la bande à 3.4 µm montre que les chaînes aliphatiques sont plus longues (ou moins ramifiées) que dans les IDPs et les grains du milieu interstellaire (MIS). La comparaison avec les observations du MIS diffus montre que la matière organique de Wild 2 n'est clairement pas interstellaire et semble plus simple que celle contenue dans les grains du MIS.