A l'instar de la sismologie terrestre, l'astérosismologie est l'étude des tremblements d'étoiles. Ces vibrations internes sont observées via les variations de luminosité (ou de vitesse) qui se manifestent à leurs surfaces. A partir de ces séries temporelles, on calcule les spectres de puissance qui contiennent une véritable mine d'informations. En particulier, pour les pulsateurs de types solaires, nous pouvons observer le signal de la granulation ainsi que les modes propres d'oscillations stellaires qui sont tous deux une conséquence directe de la convection dans l'enveloppe de l'étoile. L'astérosismologie permet de sonder l'intérieur des étoiles comme une échographie. Par ailleurs, avec les grands relevés de photométrie spatiale CoRoT et Kepler, un nouveau champ d'application pour la sismologie est apparu. En effet, il est possible de caractériser au premier ordre les spectres d'oscillations des pulsateurs de types solaires à partir de quelques indices que nous appellerons indices sismiques. Ces derniers permettent via des relations simples d'estimer les paramètres fondamentaux de ces étoiles. Cela fait de l'astérosismologie un outil très puissant pour l'étude des populations stellaires.Dans la perspective du développement de la base de données Stellar Seismic Indices (SSI - Ouverture de la base SSI prévue pour l'été 2016. Lien vers la base: http://ssi.lesia.obspm.fr/), l'objet de ma thèse a été de développer une méthode automatique capable d'extraire simultanément les indices sismiques et les paramètres caractérisant la granulation des pulsateurs de types solaires. Cette méthode, appelée MLEUP, a été pour l'instant optimisée pour les géantes rouges car CoRoT et Kepler ont observé plusieurs dizaines de milliers de géantes rouges contre quelques centaines de pulsateurs de type solaire de séquence principale. Le MLEUP présente un avantage majeur par rapport à la plupart des méthodes existantes : il utilise le patron universel d'oscillations (UP) des géantes rouges comme modèle d'ajustement du spectre d'oscillations, ce qui permet d'analyser le spectre non lissé, donc non dégradé, et d'ajuster simultanément la composante de granulation et celle des oscillations par l'estimation du maximum de vraisemblance (MLE). Le MLEUP a dans un premier temps été testé par des simulations Monte Carlo afin de quantifier ses performances. Ces dernières se sont révélées très bonnes, avec de faibles biais et dispersions. Dans un second temps, nous avons appliqué le MLEUP à plus de 36.500 étoiles observées par CoRoT et Kepler, parmi lesquelles nous obtenons les indices sismiques et les paramètres de la granulation pour plus de 13.500 étoiles. Ces résultats ont d'ores et déjà été utilisés dans plusieurs travaux et leur utilisation devrait s'intensifier rapidement. / Like terrestrial seismology, asteroseismology is the study of star quakes. These internal vibrations are detected by observing the luminosity (or velocity) variations at the stellar surfaces. From these time series, one computes power spectra which contain a wealth of information. In particular, for solar-like pulsators, we are able to observe the signal of granulation as well as the eigenmodes of stellar oscillations, both of which are a direct consequence of the convection in the star's envelope. Asteroseismology allows us to probe the interior of stars much like an ultrasound. Furthermore, with the large spatial photometric surveys CoRoT and Kepler, a new scope for seismology appeared. Indeed, it is possible to characterise to first order the oscillation spectra of solar-like pulsators with few indices or parameters, called seismic indices. Using simple relations, they allow us to estimate fundamental parameters of these stars. Asteroseismology is by consequence a very powerful tool for the study of stellar populations.In the perspective of the development of the Stellar Seismic Indices (SSI - The opening of the SSI database is planned for the summer of 2016, see http://ssi.lesia.obspm.fr/).) database, the purpose of my thesis was to develop an automatic method able to extract simultaneously the seismic indices and the parameters characterizing the granulation signature of solar-like pulsators. This method, called MLEUP, was optimized for red giants because for the few hundred main-sequence solar-like pulsators observed by CoRoT and Kepler, several tens of thousands of red giants have been observed by these same missions. MLEUP has a major advantage over most existing methods: it relies on the use red-giant stellar oscillation universal pattern (UP) to fit the oscillation spectra. This allows us to analyse the unsmoothed spectrum and fit simultaneously both granulation and oscillations with the maximum likelihood estimate (MLE).As a first step, MLEUP was tested on Monte Carlo simulations in order to quantify its performances. These simulations have revealed that MLEUP achieves very good performances, with low biases and dispersions. As a second step, we applied MLEUP to more than 36,500 stars observed by CoRoT and Kepler, thereby yielding seismic indices and granulation parameters for more than 13,500 stars. Those results have already been used in several works and are expected to be used in many more.

L’astérosismologie consiste à sonder les intérieurs stellaires en détectant les ondes sismiques qui s’y propagent. Les géantes rouges, des étoiles évoluées peu massives dont l’hydrogène du cœur est épuisé, sont des pulsateurs de type solaire présentant des modes mixtes qui nous permettent d’accéder directement aux propriétés physiques de leur cœur. Les mesures sismiques disponibles indiquent qu’un ou plusieurs mécanismes physiques encore mal compris contrebalancent l’accélération de la rotation du cœur sous l’effet de sa contraction, en transportant du moment cinétique. La majeure partie de cette thèse a été consacrée au développement d’une méthode permettant une mesure aussi automatisée que possible de la rotation moyenne du cœur des étoiles de la branche des géantes rouges observées par le satellite Kepler (NASA). Les mesures obtenues pour environ 900 étoiles mettent en évidence que la rotation du cœur est à peu près constante le long de la branche des géantes rouges,avec des valeurs indépendantes de la masse des étoiles. Le deuxième volet de cette thèse est consacré à l’interprétation de ces résultats basée sur la modélisation stellaire. L’enjeu consiste à utiliser les mesures à grande échelle obtenues durant la première partie pour caractériser la quantité de moment cinétique qui doit être extraite localement de chaque région du cœur, à différents instants sur la branche des géantes rouges, pour différentes masses stellaires. / Asteroseismology consists in probing stellar interiors through the detection of seismic waves. Red giants are evolved low-mass stars that have exhausted hydrogen in their core. These stars are solar-type pulsators presenting mixed modes that allow us to have a direct access to the physical properties of their core. The available seismic measurements indicate that one or several mechanisms that remain poorly understood counterbalance the acceleration ofthe core rotation, resulting from its contraction, by transporting angularmomentum. The greatest part of this PhD thesis was devoted to the development of a method allowing a measurement as automated as possible of the mean core rotation of stars on the red giant branch that were observed by the Kepler satellite (NASA). The measurements that were derived for almost 900 stars highlight that the core rotation is almost constant along the red giant branch, with values largely independent of the stellar mass. The second part of this PhD thesis is devoted to the interpretation of these results based on stellar modelling. The challenge consists in using the large-scale measurements obtainedin the first part to characterise the quantity of angular momentum that has to be extracted from each layer of the core, at different timesteps on the red giant branch, for different stellar masses.

Cette thèse est vouée principalement à l'étude des enveloppes circumstellaires des étoiles de la fin de la branche asymptotique des géantes rouges (AGB), ou dans la courte phase de transition des nébuleuses planétaires. L'attention a été portée sur les sources ayant une photosphère riche en carbone qui étaient jusqu'à présent moins étudiées que celles riches en oxygène. La thèse comporte trois aspects, des observations millimétriques des transitions rotationelles de CO et HCN, des modélisations de l'émission infrarouge des poussières, et des études systématiques des données du satellite IRAS. Le dernier point est le support observationel fondamental de ce mémoire sans lequel ce travail ne pourrait exister. Il est omni-présent dans la plupart des chapitres . La première partie de la thèse regroupe les observations millimétriques. Alors que la plupart des étoiles AGB riches en carbone sont facilement identifiables grâce à l'émission de SiC, celles qui sont proches de la fin de l'AGB, ou qui sont des PPN, n'ont souvent plus cette caractéristique. Le chapitre 1 présente une analyse d'un échantillon de ~ 230 de telles sources, propose des critères permettant de déterminer la richesse en carbone basés à la fois sur les données IRAS et des observations de CO et HCN, et déduit les proportions d'étoiles oxygénées et d'étoiles carbonées. Le chapitre 2 est une recherche de l'émission de CO dans des sources de l'hémisphère sud pouvant être des PPN; neuf d'entre elles ont pu être détectées, dont l'une présente des propriétés tout à fait remarquables et inhabituelles. Le chapitre 3 ne présente pas nos observations en particulier, mais est une compilation de toutes les enveloppes circumstellaires ayant une (ou plusieurs) détections de CO ou/et HCN publiées dans la littérature depuis 1985. Ceci constitue le premier catalogue des observations millimétriques des étoiles AGB, PPN, et PN ; il recense ~ 400 sources et ~ 1200 observations venant de plus de soixante dix références. Le chapitre 4 présente des cartographies soignées de l'émission de CO dans les transitions rotation elles (1- 0) et (2-1) de cinq sources pouvant être considérées comme des prototypes, et pour lesquelles nous sommes en mesure de donner une estimation de l'étendue de CO dans l'enveloppe. La deuxième partie de la thèse est consacrée à la modélisation de l'émission infrarouge des poussières. Nous y décrivons d'abord la mise au point d'un programme numérique de transfert radiatif dans le chapitre 5. Le chapitre 6 est une étude particulièrement détaillée de l'une des sources riches en carbone les plus optiquement épaisses connues, proche de la fin de l'AGB, RAFGL 3068. Les observations infrarouges disponibles, ainsi que les cartographies du chapitre 4, nous ont permis de contraindre la valeur de l'exposant de la loi d'émissivité des grains dans l'infrarouge. Le chapitre 7 est voué à l'étude des objets riches en carbone en transition entre la fin de l'AGB et le stade de nébuleuse planétaire. En reprenant l'échantillon de sources du chapitre 1, que nous avons élargi jusqu'à ~ 1000 sources, nous avons pu reconstituer l'évolution spectrale de ces PPN. Cette évolution est bien reproduite par les modélisations qui s'appuient sur le travail du chapitre précédent. L'un des problèmes les plus intéressant de l'évolution des étoiles AGB à l'heure actuelle est la transition entre les étoiles riches en oxygène et celles riches en carbone. Le chapitre 8 est un travail préparatoire à l'analyse d'observations de CN et HCN dans plusieurs objets différents, réalisées dans le but de tenter d'éclaircir un peu ce problème. Nous y analysons les propriétés IRAS (PSC) d'un échantillon de sources restreint, mais ayant des densités de flux IRAS fi ables, et en déduisons, pour cet échantillon, le pourcentage d'étoiles riches en carbone ayant une enveloppe fossile . Nous terminerons par la présentation des conclusions les plus importantes de la thèse.

Surface brightness asymmetries are a very common feature of stars. Among other effects they cause a difference between the projected centre of mass and the photocentre. The evolution of those surface features makes this difference time-dependent. In some cases the displacement can be a non-negligible fraction of the star radius R, and if R>1 AU, of the parallax. We investigate the impact of surface brightness asymmetries on the Gaia astrometric solution and on the data processing flow. In particular we derive analytical expressions for the change in the derived astrometric parameters for a single-star, with respect to the parameters for a uniformly-bright star, as a function of the characteristics of the surface brightness asymmetries. These predictions are confirmed by the results of the processing of simulated astrometric Gaia data where a photocentre motion caused by surface brightness asymmetries has been added using a Gaussian Markovian model.<p>In the case of a red supergiant star, the average photocentre shift is about 0.1 AU. Such a photocentric noise translates in a 10% inaccuracy on the parallax (independently of the distance), which becomes larger than the statistical error on the parallax derived from the data reduction for stars that are up to about 4 kpc away. For the most nearby stars, we derive an inaccuracy on the parallax that can be 10 times its statistical error. Finally we estimate that up to about 4000 stars among red supergiants and bright giants may have astrometric parameters that are inaccurate at levels bigger than expected because of the surface brightness asymmetries. In the determination of this number, a crucial role is played by the Gaia observable magnitude range. The fact that Gaia will not observe stars brighter than 5.6 in the Gaia G band means that the closest stars will not be observed. Yet, the impact of the surface brightness asymmetries is proportional to their angular size, meaning that the stars whose astrometric accuracy would be most affected are not observed.<p>Various non-Gaussian spot models (as applicable in the case of magnetic spots) have been implemented and analytical predictions for the effects of such magnetic spots are computed for the most representative classes of magnetic stars.<p>Another effect of the presence of surface brightness asymmetries is their impact on Gaia data processing flow. The quality of the fit of the data is evaluated with the F2 parameter that is a transformation of χ2 such that it has a unit normal distribution when the model is adequate and it is independent of the number of measurements. If the goodness-of-fit F2 of the single-star solution is not good enough (F2>3), a chain of solution of growing complexity is tried until a satisfactory one (with F2<3) is obtained. If no good solution is found, a so-called stochastic solution is computed where a "cosmic" error is added to the data in order to obtain a single-star solution with F2=0. We show that the photocentre noise induces an increase in the goodness-of-fit parameter, causing this chain of solutions to be entered. Depending on the characteristics of the photocentre noise, a variable fraction of the stars in our simulations end up with a non-single-star solution. Yet, we show that these (orbital) solutions are not acceptable because non-significant or non-physical. Finally, an important fraction of stars is assigned a stochastic solution with a cosmic noise matching well the photocentric noise.<p><p>/<p><p>Les asymétries de brillance de surface sont une caractéristique commune des étoiles. Parmi d'autres effets, elles provoquent une différence entre la projection du centre de masse et le photocentre. L'évolution de ces structures de surface rend cette différence variable avec le temps. Dans certains cas, le déplacement du photocentre peut être une fraction non négligeable du rayon de l'étoile R et, si R>1 UA, de la parallaxe. Nous examinons l'impact des asymétries de brillance de surface sur la solution astrométrique de Gaia et sur le processus de traitement des données. En particulier nous dérivons des expressions analytiques pour le changement des paramètres astrométriques déerivées pour une étoile simple, par rapport aux paramètres pour une étoile uniformément lumineuse, en fonction des caractéristiques des asymétries de brillance de surface. Ces prévisions sont confirmées par les résultats de simulations du traitement des données astrométriques de Gaia, auxquelles des mouvements du photocentre causés par des asymétries de brillance de surface ont été ajoutés en utilisant un modèle gaussien markovien.<p><p>Dans le cas d'une étoile super-géante rouge, le décalage moyen du photocentre est d'environ 0.1 UA. Un bruit photocentrique de cette amplitude se traduit dans une imprécision de 10% sur la parallaxe (indépendamment de la distance), qui peut devenir plus grande que l'erreur statistique sur la parallaxe déerivée par la réduction des données, pour les étoiles plus proches d'environ 4 kpc. Pour les étoiles les plus proches, nous évaluons une imprécision sur la parallaxe qui peut être 10 fois leur erreur statistique. Finalement, nous estimons que jusqu'à environ 4000 étoiles parmi les super-géantes rouges et géantes brillantes peuvent avoir des paramètres astrométriques inexactes à des niveaux plus grands que prévu en raison des asymétries de brillance de surface. Dans la détermination de ce nombre, la gamme de magnitudes observables par Gaia joue un rôle crucial. Le fait que Gaia n'observera pas les étoiles plus brillantes que 5.6 mag (en bande Gaia) signifie que les étoiles les plus proches ne seront pas observées. Pourtant, l'impact des asymétries de brillance de surface est proportionnel à leur taille angulaire, ce qui signifie que les étoiles dont la précision astrométrique seraient la plus affecté ne seront pas observées.<p>Différents modèles de taches ont été réalisés et des prédictions analytiques pour les effets de ces taches magnétiques sont calculés pour les classes les plus représentatives des étoiles magnétiques. <p>Un autre effet de la présence des asymétries de brillance de surface est leur impact sur le traitement des données de Gaia. La qualité de l'ajustement des données est évaluée avec le paramètre F2 qui est une transformation de χ2 telle qu'il ait une distribution normale lorsque le modèle est adéquat. Si la qualité de l'ajustement F2 de la solution étoile-simple n'est pas acceptable (F2>3), une chaîne de solutions de complexité croissante est essayée jusqu'à ce qu'une solution satisfaisante (avec F2<3) soit obtenue. Si aucune solution satisfaisante n'est trouvée, une solution dite stochastique est calculée où une erreur "cosmique" est ajoutée aux données afin d'obtenir une solution étoile-simple avec F2=0. Nous montrons que le bruit du photocentre induit une augmentation de F2, ce qui provoque l'activation de cette chaîne de solutions. Selon les caractéristiques du bruit du photocentre, une solution étoile-non-simple est obtenue pour une fraction variable des étoiles dans nos simulations. Nous montrons que ces solutions (orbitales) ainsi obtenues ne sont pas acceptables car non significatives ou non-physiques. Enfin, une fraction importante d'étoiles se voient attribuer une solution stochastique avec un bruit cosmique correspondant au bruit photocentrique. / Doctorat en Sciences / info:eu-repo/semantics/nonPublished