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.

Le travail présenté dans cette thèse porte sur l'étude des étoiles de la branche horizontale extrême par les outils de l'astérosismologie, en interprétant les variations de luminosité que présentent certaines d'entre elles pour modéliser leur structure interne. Les étoiles de la branche horizontale extrême, chaudes et compactes, représentent un état avancé de l'évolution stellaire, après la vie sur la séquence principale et la première branche des géantes rouges. La première partie de ce travail démontre la validité de la méthode utilisée pour l'astérosismologie, en confirmant les résultats obtenus par des techniques indépendantes. Dans la deuxième partie, l'introduction des effets de la rotation stellaire dans les codes de pulsation et de diagnostic sismique permet d'étudier la dynamique interne des étoiles de la branche horizontale extrême, en particulier pour celles appartenant à un système binaire. Pour deux exemples d'une telle configuration, il est démontré que la synchronisation (c'est-à-dire l'égalité entre la période de rotation et la période orbitale) est atteinte dans la majeure partie de l'étoile. Enfin, les étoiles présentées dans cette thèse doublent l'échantillon actuellement disponible des étoiles de la branche horizontale extrême étudiées par l'astérosismologie. La distribution des paramètres stellaires obtenue peut ainsi être comparée à celles prévues par les théories visant à expliquer la formation de ce type d'objets. Malgré certaines limitations actuelles liées à la taille restreinte de l'échantillon, cette approche illustre le potentiel de l'astérosismologie pour apporter des contraintes nouvelles aux théories d'évolution stellaire.

Despite being observed since the XVIIIth century, Algol systems and related objects are<p>still rather poorly understood. We know that they are composed by a generally B-A main sequence<p>star and a lighter but more evolved companion star. This paradox is explained by the transfer of mass<p>between the two stars, but new problems arose. In particular, I studied the mass-transfer driven spin-<p>up of the accreting star that drives the star to critical rotation and the puzzling, indirectly observed, non-conservative evolution. / Doctorat en Sciences / info:eu-repo/semantics/nonPublished

Th. univ.--Sci.--Aix-Marseille 1, 1983. N°: 102. / Extrait en partie de Astronomy and astrophysics. Supplement series, 43, 1981, 297-306.

On observe des anomalies d'abondances en surface de nombreuses étoiles A (d'amas et du champ). Ces anomalies d'abondances sont générées par la diffusion microscopique et peuvent etre modulées par l'action d'autres processus de m´elange, incluant la convection, le méange rotationnel, la perte de masse, etc. Ces étoiles désignées chimiquement particulières montrent typiquement des sous-abondances en calcium et/ou en scandium ainsi que des surabondances en éléments du pic du fer et en éléments plus lourds. Les étoiles A non magnétiques de ce type sont classifiées Am.<br />En observant en particulier des étoiles A et F dans des amas ouverts, on peut obtenir des informations additionnelles qui facilitent la comparaison aux mod`eles, soient la composition chimique initiale et l'age de ces étoiles. Ainsi en déterminant la composition chimique des étoiles A/F dans plusieurs amas ouverts d'ages différents, on peut suivre l'évolution de la composition chimique de surface et contraindre les modèles évolutifs au niveau des processus de transport.<br />Dans cette thèse, j'expose l'analyse de la composition chimique d'échantillons d'étoiles A et F dans deux amas ouverts d'ages différents: les Pléiades (100 Myrs) et Coma Berenices (450 Myrs). Ce travail repose sur des observations que j'ai menées avec les trois spectrographes AURELIE, ELODIE et SOPHIE a l'Observatoire de Haute-Provence (OHP). La méthode des spectres synthétiques, basée sur des modèles d'atmosphères d'ATLAS9-12, a été utilisée afin de déterminer les abondances de 22 éléments. Ces observations sont ensuite comparées aux prédictions des modèles évolutifs de Montréal. Les résultats démontrent l'existence de processus hydrodynamiques dans les zones radiatives de ces étoiles et qui contrebalancent les effets de la diffusion microscopique.

Ce travail de thèse concerne à la fois la modélisation des processus magnétohydrodynamiques dans les étoiles et l'obtention de contraintes observationnelles sur ces processus. Une partie importante du mémoire est consacrée à l'étude des effets de la rotation sur les modes propres d'oscillation des étoiles. La méconnaissance de ces effets est depuis longtemps identifiée comme l'un des principaux obstacles à l'interprétation des fréquences d'oscillations observées dans les étoiles massives et de masse intermédiaire. Je décris ici la mise au point d'un code d'oscillation tenant compte des effets de la rotation, l'exploration des nouvelles propriétés des modes au moyen de ce code, l'interprétation de ces propriétés dans le cadre d'une théorie asymptotique et comment elles peuvent être utilisées pour interpréter les spectres de fréquences observés. Pour construire la théorie asymptotique, j'ai été amené à m'intéresser au chaos quantique (ou chaos d'onde), une thématique qui est issue de l'étude des propriétés semi-classiques des systèmes quantiques mais qui concerne en fait la physique des ondes en général. La deuxième thématique concerne le magnétisme des étoiles de masse intermédiaire (de type B tardif et de type A) de la séquence principale. C'est un sujet relié mais distinct de celui de ma thèse de doctorat qui était consacré à la modélisation de l'évolution du moment cinétique de ces étoiles dans leur phase pré-séquence-principale. Il s'agit ici d'observations spectropolarimétriques qui renouvellent assez largement notre vision du magnétisme de ces étoiles. D'abord, la mise en évidence d'une limite inférieure à l'intensité du champ des étoiles Ap/Bp a permis de proposer un nouveau scénario pour expliquer l'origine de cette classe d'étoiles, la seule classe d'étoiles magnétiques connue jusqu'alors dans ce domaine du diagramme HR. Puis, la découverte d'un champ magnétique de très faible amplitude à la surface de Véga a montré l'existence d'un nouveau type de magnétisme dans ce domaine. La troisième thématique concerne l'étude des mouvements turbulents dans les intérieurs stellaires, d'une part la modélisation de leur contribution au transport des éléments chimiques dans les zones radiatives d'étoile et d'autre part l'origine des structures cohérentes de la convection turbulente observées à la surface du Soleil.

L'astrophysique stellaire nécessite aujourd'hui de modéliser les champs magnétiques de grandes échelles, observés par spectropolarimétrie à la surface d'étoiles de type Ap/Bp et pouvant expliquer la rotation uniforme dans la zone radiative solaire déduite de l'héliosismologie. Durant ma thèse, je me suis attaché à décrire les possibles états d'équilibre magnétique dans les intérieurs stellaires. Les configurations trouvées sont mixtes poloïdales-toroïdales et minimisent l'énergie à hélicité donnée, en analogie aux états de Taylor rencontrés dans les sphéromaks. La prise en compte de l'auto-gravité m'a conduit à des équilibres de type « non force-free », qui vont donc influencer la structure stellaire. J'ai dérivé toutes les quantités physiques associées au champ magnétique puis quantifié les perturbations qu'elles induisent sur la gravité, les quantités thermodynamiques et énergétiques, pour une structure solaire et une étoile Ap. Des simulations MHD 3D m'ont permis de démontrer que ces équilibres forment une première famille d'états stables, la généralisation de tels états restant une question ouverte. J'ai montré qu'un champ magnétique dans la zone radiative solaire est susceptible de déformations comparables à une rotation élevée dans le coeur. Son influence sur la convection a aussi été examinée. J'ai également étudié l'interaction séculaire champ magnétique-rotation différentielle-circulation méridienne dans le but d'implémenter ses effets dans un code d'évolution stellaire nouvelle génération. Par ailleurs, les processus hydrodynamiques ont été comparés à ceux de la diffusion et d'un changement de l'efficacité de la convection dans une étoile cible du satellite CoRoT.

L'origine de certains champs magnétiques stellaires observés et leur impact sur l'évolution des étoiles sont mal compris. C'est particulièrement vrai dans le cas des étoiles de masse intermédiaire de la séquence principale. Des relevés spectropolarimétriques récents ont en effet révélé l'existence d'une dichotomie magnétique inexpliquée, de 2 ordres de grandeur en terme de champ longitudinal, entre le fort champ des étoiles Ap/Bp et le faible champ des étoiles Vega-like. Le but de cette thèse est de tester la possibilité que cette dichotomie magnétique soit liée, comme proposé par Aurière el al. (2007), au développement d'instabilités magnétohydrodynamiques (MHD) dans la zone radiative des étoiles de masse intermédiaire. Pour cela, j'ai réalisé des simulations numériques MHD 2D et 3D qui permettent de suivre l'évolution d'un champ magnétique axisymétrique soumis initialement à une rotation différentielle dans une zone stratifiée de façon stable puis de considérer le développement d'instabilités MHD non-axisymétriques. L'influence de différents paramètres physiques des simulations, comme l'intensité initiale du champ magnétique poloïdal, le profil de rotation différentielle, la valeur des coefficients de diffusion ou encore l'importance de la stratification stable, a été testée. L'analyse des résultats des simulations montre que des instabilités MHD comme l'instabilité magnétorotationnelle et celle de Tayler peuvent se déclencher dans une zone radiative en rotation différentielle. En accord avec le scénario de Aurière et al. (2007), ces instabilités se développent assez pour modifier la structure spatiale à grande échelle d'un champ magnétique si l'intensité initiale du champ poloïdal est suffisamment faible par rapport à l'intensité initiale de la rotation différentielle. Le champ longitudinal calculé pour nos simulations les plus instables est diminué de 15% par rapport à un cas stable. Ce travail de thèse montre donc que les instabilités MHD sont des possibles candidats pour expliquer le désert magnétique des étoiles de masse intermédiaire de la séquence principale. / The origin of some of the observed stellar magnetic fields and their impact on stellar evolution are not well understood. This is particularly true for the main sequence intermediate-mass stars. Recent spectropolarimetric surveys have indeed exhibited an unexplained magnetic dichotomy, of 2 orders of magnitude in term of the longitudinal field, between the strong field of Ap/Bp stars and the weak field of Vega-like stars. This thesis aims to test the possibility that this magnetic dichotomy is linked to the development of magnetohydrodynamic (MHD) instabilities in the radiative zone of intermediate-mass stars, as proposed by Aurière et al. (2007). To do that, I have performed 2D and 3D MHD numerical simulations that allow to follow the evolution of an axisymetric magnetic field which is initially submitted to a differential rotation in a stably stratified zone and then to consider the development of non-axisymetric MHD instabilities. The influence of different physical parameters of the simulations, as the initial strength of the poloidal magnetic field, the differentially rotating profile, the diffusion coefficient values or the effect of the stable stratification, has been tested. The analysis of the simulation results show that MHD instabilities as the magneto-rotational instability or the Tayler instability can be triggered in a differentially rotating radiative zone. In agreement with the scenario of Aurière et al. (2007), these instabilities are enough developed to modify the large scale spatial structure of a magnetic field if the initial strength of the poloidal field is sufficiently weak with respect to the initial strength of the differentially rotation. The computed longitudinal field in our most unstable simulations is reduced by 15% with respect to a stable case. Therefore, this thesis work shows that the magnetic instabilities are possible candidates to explain the magnetic desert of the main sequence intermediate-mass stars.

Les étoiles massives sont les principaux contributeurs à l'enrichissement du milieu interstellaire. Ce sont généralement des rotateurs rapides, dotés d'une enveloppe radiative dans laquelle l'interaction de la stratification et la rotation génère une rotation différentielle. Celle-ci peut alimenter divers phénomènes de transport et l'évolution rapide de l'étoile. Nombre de ces étoiles sont par ailleurs des pulsateurs classiques. Cette thèse s'intéresse en premier lieu à l'interaction entre la rotation différentielle et les pulsations à basse fréquence dans l'étoile : celles-ci sont des modes gravito-inertiels dont la force de rappel est une combinaison de la force de Coriolis et de la poussée d'Archimède. Ils sondent les couches profondes de l'étoile, et sont étudiés suivant deux méthodes : dans la limite non-dissipative par la méthode des caractéristiques, et dans le cas dissipatif par la résolution du problème complet par une méthode spectrale. Nous mettons en évidence différentes singularités (attracteurs, latitudes critiques, résonances de corotation, piégeage en coin) et des modes réguliers. Certains modes sont excités par des instabilités baroclines, qui, si des effets non-linéaires provoquent leur saturation, permettent l'existence d'un mécanisme d'excitation nouveau dû à la rotation différentielle. Dans un second temps, nous avons associé le code de structure ESTER au code de calcul d'oscillations TOP. Ces deux codes calculent les quantités dans une étoile en deux dimensions et les modes associés en tenant compte des effets de la rotation de façon complète. Nous utilisons visibilités et taux d'amortissement des modes pour sélectionner dans le spectre synthétique les meilleurs candidats à l'identification des modes observés. Nous présentons une application au rotateur rapide Rasalhague (aOph), pour lequel de nombreuses observations sont disponibles. Nous n'avons pas obtenu une identification des modes univoque, mais le problème est maintenant mieux cerné et diverses pistes de progrès ont été identifiées. / Massive stars are the main contributors of the interstellar medium enrichment. These stars are usually fast rotators, with a radiative envelope in which the interaction between stratification and rotation gives rise to a differential rotation. This can trigger transport phenomena in the star, and affect its fast evolution. Besides, many of these stars are classical pulsators. This work focuses first on the impact of a differential rotation on the low-frequency oscillation spectrum which contains gravito-inertial modes. These modes are restored by the combination of buoyancy and Coriolis force and probe deep layers of stars. Our study is twofold : we compute the paths of characteristics in the non-dissipative limit, and solve the fully-dissipative eigenvalue problem numerically using a spectral decomposition. We find various singularities (attractors, critical latitudes, corotation resonances, wedge-trapping) and regular modes. Some of these modes are excited by baroclinic instabilities that may saturate through non-linear effects. If so, we have discovered a new excitation mechanism for these modes, driven by differential rotation. Aside of this theoretical work ; we have considered the case of Rasalhague (aOph), which is a well-known fast rotator. We studied this star by associating the ESTER structure code with the TOP oscillation code. Both of these codes use a two-dimensional structure, taking rotation effects fully into account. We use the mode damping rates and visibilities to filter the best candidates for observed modes identification out of the synthetic spectra. Even though we could not reach a satisfactory identification of the observed frequencies, we improved our understanding of the problem and identified the next steps to be taken.

Si l'évolution des étoiles simples est relativement bien comprise, l'étude des étoiles binaires, qui représentent la majorité des étoiles, nécessite encore des progrès majeurs, particulièrement en ce qui concerne leurs différents modes d'interactions. Dans ces systèmes, la composition de surface d'une étoile peut être altérée non seulement par l'accrétion d'éléments synthétisés au sein de l'étoile compagnon, mais également par des processus de mélanges internes induits par les forces de marées et d'un transport du moment angulaire. Plusieurs classes d'étoiles post-transfert de masse (les étoiles à baryum, CH et S) possèdent effectivement des compositions de surface caractérisées par la présence d'éléments lourds, tel que le baryum. Ces systèmes sont présumés se former au sein de systèmes binaires incluant une étoile de la branche asymptotique des géantes (appelé étoile AGB). Ces dernières sont des étoiles remarquables qui représentent l'unique site d'une nucléosynthèse particulière. En effet, elles constituent les contributeurs essentiels de la production de fluor ou de baryum. Les étoiles AGB sont également caractérisées par une importante perte de masse par vent qui éjecte progressivement leur enveloppe enrichie en ces éléments. Au sein d'un système binaire, une partie de ce vent est accréditée par l'étoile compagnon et pollue ainsi sa surface, laissant une signature spectrale distincte qui subsistera longtemps après que l'étoile AGB ait disparu. Ce scénario est suggéré comme étant responsable de la formation d'une grande variété d'étoiles chimiquement particulières, tels que les étoiles à baryum.<p>Cependant, plusieurs propriétés clés de ces systèmes, en particulier leurs distributions de périodes orbitales et d'excentricités, demeurent inexpliquées depuis des décennies. L'incapacité de nos modèles à reproduire ces propriétés orbitales met en évidence notre compréhension limitée des mécanismes d'interaction qui gouvernent l'évolution des systèmes binaires. Plus particulièrement, des mécanismes qui génèrent des orbites excentriques au sein des étoiles à baryum et des systèmes analogues sont requis. Nous examinons ainsi la possibilité qu'à sa naissance l'étoile naine blanche subisse un kick ou que la présence d'un disque entourant le système binaire soit à l'origine des fortes excentricités observées chez les étoiles à baryum. Ces deux mécanismes permettent pour la première fois depuis l'étude de ces systèmes d'apporter une solution à ces problèmes. Il est montré comment comprendre les signatures induites par un compagnon étoile AGB et les corréler avec les propriétés orbitales du système binaire est essentiel pour tester et améliorer notre connaissance de l'évolution des étoiles binaires; l'objectif de ce travail.<p> / Doctorat en Sciences / info:eu-repo/semantics/nonPublished