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

Le but de cette thèse est d’explorer le potentiel sismique des étoiles naines blanches pulsantes, et en particulier celles à atmosphères riches en hydrogène, les étoiles ZZ Ceti. La technique d’astérosismologie exploite l’information contenue dans les modes normaux de vibration qui peuvent être excités lors de phases particulières de l’évolution d’une étoile. Ces modes modulent le flux émergent de l’étoile pulsante et se manifestent principalement en termes de variations lumineuses multi-périodiques. L’astérosismologie consiste donc à examiner la luminosité d’étoiles pulsantes en fonction du temps, afin d’en extraire les périodes, les amplitudes apparentes, ainsi que les phases relatives des modes de pulsation détectés, en utilisant des méthodes standards de traitement de signal, telles que des techniques de Fourier. L’étape suivante consiste à comparer les périodes de pulsation observées avec des périodes générées par un modèle stellaire en cherchant l’accord optimal avec un modèle physique reconstituant le plus fidèlement possible l’étoile pulsante. Afin d’assurer une recherche optimale dans l’espace des paramètres, il est nécessaire d’avoir de bons modèles physiques, un algorithme d’optimisation de comparaison de périodes efficace, et une puissance de calcul considérable. Les périodes des modes de pulsation de modèles stellaires de naines blanches peuvent être généralement calculées de manière précise et fiable sur la base de la théorie linéaire des pulsations stellaires dans sa version adiabatique. Afin de définir dans son ensemble un modèle statique de naine blanche propre à l’analyse astérosismologique, il est nécessaire de spécifier la gravité de surface, la température effective, ainsi que différents paramètres décrivant la disposition en couche de l’enveloppe. En utilisant parallèlement les informations obtenues de manière indépendante (température effective et gravité de surface) par la méthode spectroscopique, il devient possible de vérifier la validité de la solution obtenue et de restreindre de manière remarquable l’espace des paramètres. L’exercice astérosismologique, s’il est réussi, mène donc à la détermination précise des paramètres de la structure globale de l’étoile pulsante et fournit de l’information unique sur sa structure interne et l’état de sa phase évolutive. On présente dans cette thèse l’analyse complète réussie, de l’extraction des fréquences à la solution sismique, de quatre étoiles naines blanches pulsantes. Il a été possible de déterminer les paramètres structuraux de ces étoiles et de les comparer remarquablement à toutes les contraintes indépendantes disponibles dans la littérature, mais aussi d’inférer sur la dynamique interne et de reconstruire le profil de rotation interne. Dans un premier temps, on analyse le duo d’étoiles ZZ Ceti, GD 165 et Ross 548, afin de comprendre les différences entre leurs propriétés de pulsation, malgré le fait qu’elles soient des étoiles similaires en tout point, spectroscopiquement parlant. L’analyse sismique révèle des structures internes différentes, et dévoile la sensibilité de certains modes de pulsation à la composition interne du noyau de l’étoile. Afin de palier à cette sensibilité, nouvellement découverte, et de rivaliser avec les données de qualité exceptionnelle que nous fournissent les missions spatiales Kepler et Kepler2, on développe une nouvelle paramétrisation des profils chimiques dans le coeur, et on valide la robustesse de notre technique et de nos modèles par de nombreux tests. Avec en main la nouvelle paramétrisation du noyau, on décroche enfin le ”Saint Graal” de l’astérosismologie, en étant capable de reproduire pour la première fois les périodes observées à la précision des observations, dans le cas de l’étude sismique des étoiles KIC 08626021 et de GD 1212. / The goal of this thesis is to explore the seismic potential of pulsating white dwarf stars, and in particular those having an hydrogen-rich atmosphere, the ZZ Ceti stars. The technique of asteroseismology relies on the information contained in the normal modes of vibration that can be excited during specific phases of the evolution of a star. These modes modulate the emerging flux of the pulsating star and mainly present themselves as multi-periodic luminosity variations. Asteroseismology is the science that examines the luminosity of pulsating stars as a function of time, to better extract the periods, apparent amplitudes and relative phases of the detected pulsation modes, using standard methods of signal processing such as Fourier techniques. We then compare the observed pulsation periods to periods generated from a stellar model by searching the optimal match with a physically sound model that best describes the pulsating star. To better search in parameter space, it is primordial to have good physically sound models, an efficient algorithm comparing the periods, and significant computing power. The periods of the pulsation modes of white dwarf stellar models can be generally calculated very precisely on the basis of the linear theory of stellar pulsations in its adiabatic version. To define a static white dwarf model suitable for a seismic analysis, it is necessary to specify the surface gravity, the effective temperature, and the various parameters describing the onion-like structure of the star. By using a posteriori the informations obtained independently (effective temperature and surface gravity) with the spectroscopic technique, it is then possible to confirm the validity of the solution obtained. The asteroseismic exercise, when successful, precisely determines the various parameters of the global structure of the pulsating star, and gives unique information on the internal structure of the star and the current state of its evolutionary phase. We present in this thesis the complete and successful analyses, from frequency extraction to the finding of the seismic solution, of four pulsating white dwarf stars. It was possible to determine the structural parameters of these stars and to compare them to every possible independent constraints found in the literature, but to also infer on the internal dynamic and to reconstruct the internal rotation profile. At first, we analyse the pair of ZZ Ceti stars, GD 165 and Ross 548, to better understand the differences in their pulsation spectra, notwithstanding their identical spectroscopic properties. The seismic analysis reveals different internal structures, and unravels the sensitivity of some pulsation modes to the internal composition of the core of the star. To compensate for this newly discovered sensitivity, and to rival the exceptional quality of the data coming from the spatial missions Kepler and Kepler2, we develop a new parameterization of the core chemical profiles, and we validate the robustness of our technique and our models by various tests. Having in hand the new parameterization of the core, we reach the ”Holy Grail” of asteroseismology, by being capable of reproducing for the first time the observed periods to the precision of the observations, in the study case of the stars KIC 08626021 and GD 1212.

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.

De nombreuses observations spectroscopiques fournissent des preuves convaincantes sur l'existence d'un processus de mélange, non-prédit par les modèles classiques d'évolution stellaire, modifiant les abondances de surface des étoiles de faible masse et de masse intermédiaire. Durant cette thèse, le calcul d'une grille de modèles stellaires à différentes masses et métallicités incluant pour la première fois le mélange thermohaline et le mélange induit par rotation, nous a permis d'étudier les effets de ces deux processus de transport sur la structure, sur les abondances en surface, ainsi que sur les propriétés astérosismiques de ces étoiles ; ainsi que leurs effets sur l'évolution chimique de la Galaxie. Nous avons conclu que le mélange thermohaline est le processus dominant dans les géantes rouges de faible masse gouvernant la composition chimique de leur atmosphère, et qu'il est le seul processus physique connu jusqu'à présent qui permet de résoudre le problème de l'Helium-3 dans la Galaxie.

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

Les étoiles Ae/Be de Herbig sont des étoiles jeunes (pré-séquence principale, PMS), de masse intermédiaire (2-10 Msun) présentant des signes d'une activité intense et de forts vents stellaires, dont l'origine n'est pas expliquée par les théories actuelles d'évolution stellaire. Des travaux observationnels tendent à indiquer que la source énergétique de cette activité serait d'origine interne. Il est donc essentiel d'extraire des informations sur la structure interne des étoiles de Herbig par le biais de l'astérosismologie, c'est-à-dire l'observation, l'analyse et la modélisation des fréquences et des modes d'oscillations des étoiles pulsantes. Une telle étude implique de caractériser et de contraindre la bande d'instabilité PMS théorique, représentant la zone du diagramme Hertzsprung-Russell dans laquelle ces étoiles pulsent, et qui est traversée par les étoiles Ae de Herbig pendant leur trajet évolutif. Dans ce but, je me suis, d'une part, concentrée sur le cas de l'étoile Ae de Herbig prototype HD 104237, en étudiant ses paramètres photosphériques fondamentaux, indispensables à une modélisation astérosismique ultérieure. L'étude des variations de profil de raies photosphériques de cette étoile a confirmé la présence d'oscillations multi-périodiques et a permis de détecter des pulsations non-radiales. Une identification de certains modes de pulsation a été réalisée. La modélisation des pulsations de cette étoile dans le cadre adiabatique a fourni des pistes intéressantes à explorer quant au mécanisme d'excitation des modes de pulsation observés. L'étude a ensuite été étendue à 4 autres étoiles de Herbig observées avec HARPS (ESO), et leur analyse préliminaire est présentée.

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L'astérosismologie a pour but de déduire les propriétés internes des étoiles à partir de l'analyse de leurs fréquences d'oscillation. Cette analyse peut-être grandement facilitée par des informations a priori sur la structure du spectre d'oscillation, telles que celles que l'on peut obtenir par une formule asymptotique. Jusqu'à maintenant, une telle formule asymptotique n'était disponible que pour les étoiles à symétrie sphérique. Or pour une étoile en rotation rapide, la force centrifuge aplatit l'étoile, et la formule asymptotique n'est plus valable. Pourtant, les étoiles pulsantes en rotation rapide sont communes parmi les étoiles massives et de masse intermédiaire de la séquence principale, et un grand nombre d'entre elles sont observées par les missions spatiales dédiées à l'astérosismologie comme CoRoT et Kepler. Dans le cas des modes d'oscillation de pression, la limite asymptotique des rayons acoustiques peut-être décrite par un système dynamique Hamiltonien. Ce système passe, lorsque l'on augmente la vitesse de rotation d'un modèle d'étoile, d'un système intégrable à un système mixte, ou des régions stables et chaotiques coexistent dans l'espace des phases. Dans cette thèse, nous montrons comment obtenir des formules semi-analytiques prédisant des espacements réguliers de fréquences dans le spectre des modes de pression d'étoiles en rotation rapide, en utilisant la théorie des rayons ainsi que les méthodes du chaos quantique. Ces formules relient les espacements réguliers de fréquences d'oscillations aux quantités physiques internes des étoiles, ce qui fournit un nouvel outil théorique pour l'astérosismologie des étoiles en rotation rapide.