Thèse de doctorat : Astrophysique : Strasbourg 1 : 2008. / Titre provenant de l'écran-titre. Notes bibliogr.

Thèse doctorat : Astrophysique : Strasbourg 1 : 2007. / Thèse soutenue sur un ensemble de travaux. Titre provenant de l'écran-titre. Notes bibliogr.

Dissertation--Heildelberg--Rupertus Carola university, 1999. / Résumé en anglais et allemand. Bibliogr. p. 89-96.

Les planètes extrasolaires en orbite proche (Jupiter chauds ou Pégasides) sont soumises à de fortes interactions avec leur étoile: rayonnement, effets gravitationnels, flot de particules, champ magnétique. La planète, baignée dans le champ magnétique de son étoile tout au long de son orbite, peut déclencher des réactions en retour sur son étoile, qui se manifesteraient par exemple par une activité photosphérique induite ou une influence sur le champ magnétique stellaire par interactions de marée. Au cours de cette thèse, le suivi en spectropolarimétrie d'un échantillon d'étoiles hôtes de Jupiter chaud m'a permis d'étudier la structure et l'évolution de leur champ magnétique par imagerie Zeeman-Doppler. Les étoiles étudiées montrent des caractéristiques magnétiques similaires celles des étoiles froides sans Jupiter chaud. Mais pour la première fois, un cycle magnétique a été observé pour une autre étoile que le Soleil. Comparé au cycle magnétique solaire, ce cycle est accéléré, suggérant que la planète pourrait influencer l'étoile. J'ai également exploré un deuxième moyen d'étude de l'influence planétaire sur l'étoile: l'activité stellaire. En plus de ce travail observationnel, j'ai étudié le champ magnétique dans la couronne stellaire, par extrapolation des magnétogrammes de surface. J'ai pu calculer ainsi le budget énergétique au niveau de la planète, un ingrédient essentiel dans la prédiction de l'émission radio exoplanétaire effectué pendant cette thèse.

Résumé : L’Arctique est particulièrement sensible aux changements climatiques et a récemment subi des modifications majeures incluant une diminution dramatique de l’extension de la glace de mer. Notre capacité́ à modéliser et à potentiellement réduire les changements climatiques est limitée, en partie, par les incertitudes associées au forçage radiatif induit par les effets directs et indirects des aérosols, qui dépendent de notre compréhension des processus impliquant les nuages et les aérosols. La charge des aérosols est caractérisée par l’épaisseur optique des aérosols (AOD) qui est le paramètre radiatif extensif le plus important et l’indicateur régional du comportement des aérosols sans doute le plus décisif. Une de nos lacunes majeures dans la compréhension des aérosols arctiques est leur comportement durant l’hiver polaire. Cela est principalement dû au manque de mesures nocturnes d’AOD. Dans ce travail, on utilise des instruments (lidar et photomètre stellaire) installés en Arctique pour mesurer, respectivement, les profils verticaux des aérosols et une valeur intégrée dans la colonne (AOD) de ces profils. En outre, les données d’un lidar spatial (CALIOP) sont utilisées pour fournir un contexte pan-arctique et des statistiques saisonnières pour supporter les mesures au sol. Ces dernières ont été obtenues aux stations arctiques d’Eureka (80◦ N, 86◦ W) et de Ny Ålesund (79◦ N, 12◦ E) durant les hivers polaires de 2010-2011 et 2011-2012. L’importance physique des pe- tites variations d’amplitude de l’AOD est typique de l’hiver polaire en Arctique, mais suppose une vérification pour s’assurer que des artefacts ne contribuent pas à ces variations (par exemple un masque de nuage insuffisant). Une analyse des processus basée sur des événements (avec une résolution temporelle ≈ une minute) est essentielle pour s’assurer que les paramètres optiques et microphysiques extensifs (grossiers) et intensifs (par particules) sont cohérents et physiquement conformes. La synergie photomètre stellaire-lidar nous permet de caractériser plusieurs événements distincts au cours des périodes de mesures, en particulier : des aérosols, des cristaux de glace, des nuages fins et des nuages polaires stratosphériques (PSC). Dans l’ensemble, les modes fin (<1μm) et grossier (>1μm) de l’AOD obtenus par photométrie stellaire (τ[indice inférieur f] et τ[indice inférieur c]) sont cohérents avec leurs analogues produits à partir des profils intégrés du lidar. Cependant certaines inconsistances causées par des facteurs instrumentaux et environnementaux ont aussi été trouvées. La division de l’AOD du photomètre stellaire τ[indice inférieur f] et τ[indice inférieur c] a été davantage exploitée afin d’éliminer les épaisseurs optiques du mode grossier (le filtrage spectral de nuages) et, par la suite, de comparer τ[indice inférieur]f avec les AODs obtenues par le filtrage de nuages traditionnel (temporel). Alors que les filtrages temporel et spectral des nuages des cas étudiés au niveau des processus ont conduit à des résultats bons à modérés en termes de cohérence entre les données filtrées spectralement et temporellement (les épaisseurs optiques des photomètres stellaires et lidars étant toutes deux filtrées temporellement), les résultats saisonniers semblent être encore contaminés par les nuages. En imposant un accord en utilisant un second filtre, plus restrictif, avec un critère de ciel clair ("enveloppe minimale du nuage"), les valeurs saisonnières moyennes obtenues étaient de 0.08 à Eureka et 0.04 à Ny Ålesund durant l’hiver 2010-2011. En 2011-2012, ces valeurs étaient, respectivement, de 0.12 et 0.09. En revanche les valeurs d’épaisseur optique de CALIOP (estimées entre 0 et 8 km) ont légèrement diminué de 2010-2011 à 2011-2012 (0.04 vs. 0.03). // Abstract : The Arctic region is particularly sensitive to climate change and has recently undergone major alterations including a dramatic decrease of sea-ice extent. Our ability to model and potentially mitigate climate change is limited, in part, by the uncertainties associated with radiative forcing due to direct and indirect aerosol effects which in turn are dependent on our understanding of aerosol and cloud processes. Aerosol loading can be characterized by aerosol optical depth (AOD) which is the most important (extensive or bulk) aerosol radiative parameter and arguably the most important regional indicator of aerosol behavior. One of the most important shortcomings in our understanding of Arctic aerosols is their behavior during the Polar winter. A major reason for this is the lack of night-time AOD measurements. In this work we use lidar and starphotometry instruments in the Arctic to obtain vertically resolved aerosol profiles and column integrated representations of those profiles (AODs) respectively. In addition, data from a space-borne lidar (CALIOP) is used to provide a pan-Arctic context and seasonal statistics in support of ground based measurements. The latter were obtained at the Eureka (80 ◦ N, 86 ◦ W) and Ny Ålesund (79 ◦ N, 12 ◦ E) high Arctic stations during the Polar Winters of 2010-11 and 2011-12. The physical significance of the variation of the small-amplitude AODs that are typical of the Arctic Polar Winter, requires verification to ensure that artifactual contributions (such as incomplete cloud screening) do not contribute to these variations. A process-level event-based analysis (with a time resolution of ≈ minutes), is essential to ensure that extracted extensive (bulk) and intensive (per particle) optical and microphysical indicators are coherent and physically consistent. Using the starphotometry-lidar synergy we characterized several distinct events throughout the measurement period: these included aerosol, ice crystal, thin cloud and polar stratospheric cloud (PSC) events. In general fine (<1 μm ) and coarse (>1 μm )modeAODs from starphotometry ( τ[subscript f] and τ [subscript c] ) were coherent with their lidar analogues produced from integrated profiles : however several inconsistencies related to instrumental and environmental factors were also found. The division of starphotometer AODs into τ[subscript ]f and τ [subscript c] components was further exploited to eliminate coarse mode cloud optical depths (spectral cloud screening) and subsequently compare τ [subscript f] with cloud-screened AODs using a traditional (temporal based) approach. While temporal and spectral cloud screening case studies at process level resolutions yielded good to moderate results in terms of the coherence between spectrally and temporally cloud screened data (both temporally screened starphotometer and lidar optical depths), seasonal results apparently still contained cloud contaminated data. Forcing an agreement using a more restrictive, second-pass, clear sky criterion ("minimal cloud envelope") produced mean 2010-11 AOD seasonal values of 0.08 and 0.04 for Eureka and Ny Ålesund respectively. In 2011-12 these values were 0.12 and 0.09. Conversely, CALIOP AODs (0 to 8 km) for the high Arctic showed a slight decrease from 2010-2011 to 2011-2012 (0.04 vs 0.03).

Le but de ce mémoire est de poser les jalons qui permettront d'identifier les sources d'énergie et les mécanismes physiques qui sont responsables de l'activité manifestée par les étoiles T Tauri. Dans le contexte offert par l'étude de l'activité des étoiles de type solaire, il s'agit ici de déterminer dans quelle mesure l'analogie solaire peut être appliquée à l'activité manifestée par les étoiles T Tauri. Cette démarche qui consiste à différencier les sources d'énergie dont disposent ces étoiles constitue une première étape vers leur identification. Le Chapitre 1 constitue un rappel des propriétés des étoiles T Tauri (1.2), des modèles théoriques qui s'y rapportent (1.3), et des sources d'énergie dont elles peuvent bénéficier (104). L'existence de champs magnétiques à la surface des étoiles T Tauri est établie dans le Chapitre II : en premier lieu, la détection de variations périodiques dans les courbes de lumière de 11 étoiles T Tauri y est rapportée (II.2.1) ; les variations photométriques périodiques sont interprétées en terme d'une distribution de température hétérogène à la surface des étoiles (11.2.2, 11.2.3) ; le développement (II.2A) et l'application (II.2.5) d'un modèle théorique visant à reproduire les courbes de lumière observées permettent ensuite de déduire les propriétés physiques et géométriques de cette distribution; finalement, la présence de champs magnétiques photosphériques à la surface des étoiles T Tauri, premier indice de l'existence d'un processus dynamo, est déduite de la comparaison des propriétés de cette distribution avec celles des taches magnétiques couvrant la surface des systèmes RS CVn (II.2.6). Le rôle du processus dynamo dans le chauffage non-radiatif de l'atmosphère des étoiles T Tauri est étudié dans le Chapitre III : pour ce faire, après avoir discuté les paramètres qui semblent au mieux refléter le niveau d'activité stellaire et l'efficacité du processus dynamo (III.2), le comportement des étoiles T Tauri est analysé dans des diagrammes activité-rotation et comparé à celui des étoiles de type solaire (III.3) , L'existence du processus dynamo y est établie et ses limites cernées, Les implications de ces résultats sur la physique du processus dynamo dans les étoiles complétement convectives sont abordées (III.4.1) et, après une analyse détaillée des différences existant entre l'atmosphère des étoiles T Tauri et celle des étoiles de type solaire (III.4.2), les résultats obtenus sont confrontés aux prévisions des modèles théoriques (III.4.3) ; finalement, l'accrétion de matière circumstellaire à la surface des étoiles est présentée comme une source d'énergie susceptible de suppléer le processus dynamo (III.4.4). Deux appendices, présentés sous la forme de publications parues dans Astronomy and Astrophysics, complètent cette étude. L'appendice A décrit l'analyse et l'interprétation de la courbe de lumière périodique de l'étoile DN Tauri, un membre représentatif de la classe des étoiles T Tauri. Cette appendice se rapporte directement au Chapitre II. L'ensemble de l'étude présentée dans ce mémoire repose sur la détermination précise des taux de rotation d'un échantillon statistiquement significatif d'étoiles T Tauri. Cette détermination, qui fut notre première tache, est décrite dans l'appendice B. Le lecteur y trouvera un exposé détaillé des différentes méthodes utilisées pour mesurer les taux de rotation de ces étoiles peu lumineuses. En outre, les résultats obtenus y sont analysés dans le cadre du problème de l'évolution du moment angulaire durant les phases pré-séquence principale.

Mémoire numérisé par la Division de la gestion de documents et des archives de l'Université de Montréal.

Les parallaxes trigonométriques du satellite Hipparcos vont considérablement modifier de nombreux domaines de l'Astronomie. Leur précision annoncée (un facteur 5 par rapport à celles obtenues au sol) et leur nombre (100 000...) méritent une étude approfondie des erreurs externes et des éventuels effets systématiques. Après avoir décrit un modèle empirique à trois dimensions de l'absorption interstellaire qui nous a permis d'estimer la couleur d'une grande partie des étoiles du Catalogue d'Entrée d'Hipparcos, nous montrons, à l'aide des données préliminaires obtenues par le satellite, la qualité du Catalogue d'Entrée. Tirant parti des nombreuses données (au sol ou provenant d'Hipparcos) et des calibrations photométriques et spectroscopiques, cette thèse a également pour objet de mettre au point différentes méthodes qui permettront de valider statistiquement les futures parallaxes d'Hipparcos. Ces méthodes, utilisant notamment l'estimation conditionnelle pour étudier les différents biais des données, sont appliquées en détail aux parallaxes préliminaires obtenues avec un an de mission, et permettent de dégager des perspectives pour les calibrations des magnitudes absolues. Enfin, à l'aide d'analyses multivariées de données du Catalogue d'Entrée, une étude cinématique des étoiles A du voisinage solaire montre que le temps de mélange des vitesses spatiales est supérieur à deux années galactiques.

Toutes les étoiles visibles à l'œil nu doivent leur brillance momentanée aux réactions nucléaires qui ont lieu dans leur intérieur. Ceci en fait des joyaux dans notre ciel nocturne, mais les amènera à une fin tragique, dans laquelle elles exploseront pour devenir soit des naines blanches dégénérées, des étoiles à neutrons ou des trous noirs. Une autre population, plus nombreuse, mais à peine visible, a choisi de vivre une vie morne mais tranquille et quasiment éternelle: ses individus font attention à ne pas devenir dépendant de l'hydrogène pour briller. Certains, dans leur jeunesse, consument des substances moins énergétiques telles que le deutérium et le lithium, mais épuisent rapidement leur stock. En conséquence, ils se refroidissent et se contractent progressivement, gardant intacts la plupart des éléments qui les ont formés. Ces naines brunes et planètes géantes forment une nouvelle classe d'objets astronomiques. Ils comblent un fossé entre les étoiles et les planètes de notre Système Solaire. Leur étude nous informe sur nos origines, sur la formation des étoiles et des planètes. Elle nous aide aussi à comprendre et/ou tester des théories allant de la physique à haute pression, à la dynamique atmosphérique, en passant par les effets de marées, la chimie, la formation de nuages...etc. Ce cours est focalisé sur quelques aspects physiques liés à l'étude théorique de ces objets substellaires: Je détaille leur évolution hydrostatique et sa modélisation, ce que nous savons de Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune, de leur structure interne, comment les nuages façonnent leur apparence et contrôlent leur refroidissement, ce que nous pouvons apprendre des observations des naines brunes et exoplanètes, et les conséquences des découvertes récentes sur notre vision de la formation planétaire.

Mémoire numérisé par la Division de la gestion de documents et des archives de l'Université de Montréal