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.

La thèse présentée ici se place dans le cadre de la sismologie du Soleil et des étoiles, dans une période de transition entre une bonne connaissance du Soleil grâce à l'héliosismologie et le développement actuel de l'astérosismologie, et, entre une vision statique et une vision dynamique des étoiles. Le but de mon travail a été de participer à cet effort en dépasser la vision statique des intérieurs stellaires et via le développement d'outils d'analyse des données des missions spatiales. Ainsi le modèle solaire standard actuel, la représentation théorique de l'intérieur solaire, présente des limites, mises en avant par une récente révision de ses abondances. Nous montrons que l'écart entre le modèle standard et les observations sismiques est fortement dégradé motivant l'introduction de processus dynamiques dans les modèles. Nous avons aussi entrepris l'introduction d'effets magnétiques dans les couches superficielles pour améliorer la prédiction des fréquences et l'analyse sismique. Les missions spatiales astérosismiques, présentes et futures, permettent d'avoir accès à des informations sur la dynamique des étoiles (rotation, convection, . . .). Pour améliorer ces informations contenues dans les spectres d'oscillations, il est nécessaire d'effectuer une bonne identification des modes ainsi qu'une extraction précise de ces paramètres. Nous montrons comment améliorer ceci en développant une analyse du diagramme-échelle basée sur la récente transformée en curvelette. Cette méthode a pu être validées grâce à des simulations ainsi que dans le cadre d'exercices pour la préparation à la mission CoRoT. Nous nous sommes également intéressé à l'étoile Procyon observée par MOST.

La physique stellaire regroupe aujourd'hui différents domaines qui vont de la modélisation hydrodynamique à l'astérosismologie en passant par les observations d'abondances et la recherche de planètes extrasolaires. Le travail présenté dans cette thèse s'est voulu diversifié et fait appel à plusieurs de ces domaines. Il utilise les outils informatiques de modélisation tels que le TGEC (Toulouse-Geneva Evolution Code) ou le code d'oscillations adiabatiques PULSE.<br /><br />Les deux premières parties de ce manuscrit présentent de manière théorique les processus de transport et les principes de l'astérosismologie utilisés dans les modèles stellaires.<br /><br />La troisième partie s'interesse à la signature astérosismique de la diffusion de l'hélium dans les étoiles de type F tardives et à son évolution. Nous montrons que le gradient créé par la diffusion de l'hélium sous la zone convective conduit à un pic dans le transformée de Fourier des secondes différences de spectre de fréquences d'oscillations. Plus le gradient est important, plus l'amplitude du pic est grande.<br /><br />Le quatrième chapitre étudie la destruction du lithium dans les étoiles avec planètes. De récentes observations de Israelian et al. (2004) montrent que les étoiles froides avec planètes présentent une destruction du lithium importante, contrairement aux étoiles sans planètes. Nos modèles surmétalliques ont permis de montrer d'une part que le gradient de µ pouvait stabiliser le mélange dans les étoiles sans planètes, empêchant la destruction du lithium, et d'autre part que cette destruction dans les étoiles avec planètes pouvait provenir d'instabilités de cisaillement dues à la migration des planètes vers leur étoile centrale. <br /><br />Enfin, la cinquième partie présente un travail sur les modèles solaires avec les nouvelles abondances de Asplund et al. (2005), qui présentent un désaccord avec les déductions héliosismiques. Nos modèles simulant une accrétion sous-métallique au début de la séquence principale améliorent la situation mais ne réussissent pas à rétablir l'accord avec l'héliosismologie, malgré l'introduction d'un overshooting et d'un mélange rotationnel sous la base de la zone convective.