Le contexte général de cette thèse est l'étude des étoiles géantes variables de type Céphéides, qui subissent des oscillations acoustiques purement radiales. Ces oscillations sont excitées par un mécanisme lié aux propriétés d'absorption du rayonnement par la matière, le kappa-mécanisme, et cette instabilité conduit dans le diagramme Hertzsprung-Russell à la bande d'instabilité des Céphéides. Les Céphéides les plus froides, qui correspondent au bord rouge de cette bande d'instabilité, ont une zone convective de surface importante et un couplage fort s'installe entre la convection et les pulsations. Cet effet est pour l'heure mal maîtrisé puisque la modélisation de la convection dépendante du temps repose sur des paramètres ad hoc. Le but de cette thèse est d'étudier ce couplage convection-pulsations à l'œuvre dans les Céphéides froides. Une analyse de stabilité linéaire nous a tout d'abord permis de déterminer les modèles d'équilibre les plus instables par kappa-mécanisme. Ces modèles ont ensuite servi de point de départ à une série de simulations numériques directes (DNS) calculées grâce à un solveur implicite développé au cours de cette thèse. Nous avons ainsi réalisé les premières simulations 2-D du couplage convection-pulsations où les oscillations acoustiques sont excitées de manière cohérente par kappa-mécanisme. Nous avons alors montré que l'action de la convection sur les oscillations pouvait conduire à leur amortissement, ce qui accrédite l'idée que les Céphéides proches du bord rouge sont stabilisées par la convection de surface.

On a tout lieu de croire que les oscillations acoustiques du Soleil, qui sont sujettes à différents mécanismes complexes d'amortissement, sont excitées stochastiquement par les mouvements incohérents de matière dans la zone convective.<br />Ces mouvements turbulents sont à l'origine d'une puissance acoustique injectée dans les oscillations et en assurent la survie. On désigne alors par oscillations de type solaire des oscillations acoustiques excitées par ce mécanisme, elles concernent les étoiles de masse intermédiaire dotées d'une zone convective supérieure.<br />Pour peu que des mesures précises d'amplitude et d'amortissement soient disponibles il est possible d'évaluer cette puissance acoustique et de contraindre la physique du phénomène.<br />Dans ce travail les bases de cette théorie ont été reconsidérées : les inconsistances ont été identifiée et supprimées et les controverses entre les auteurs précédents résolues. Il en résulte une nouvelle formulation qui généralise le traitement de la turbulence. <br />Le terme d'advection des fluctuations turbulentes de l'entropie par le champ de vitesse est identifiée comme la source d'excitation dominant largement la source liée au stress de Reynolds. <br />Les études quantitatives effectuées pour un modèle du Soleil et de Procyon ont révélé la grande sensibilité aux paramètres libres, introduits dans la théorie, ainsi qu'à la modélisation de la turbulence. L'application de cette formulation à des étoiles de masse intermédiaire ( 1 M o< M < 2 Mo) de la séquence principale a mis en évidence des effets systématiques relatifs aux paramètres stellaires : plus l'étoile est chaude plus la sensibilité au spectre de turbulence est exacerbée et plus elles sont porteuses d'information. <br />La future mission spatiale COROT devrait collecter des données de haute qualité sur ce type d'étoile. Dans cette perspective et pour optimiser le retour scientifique nous avons développé un modèle numérique de la chaîne photométrique de l'instrument. Ce modèle nous a permis d'apprécier la réponse de l'instrument que nous avons alors convolué avec nos estimations des puissances. <br />On établit que les hautes performances de COROT devraient être capables de nous fournir les contraintes observationnelles sur la théorie développée dans le présent travail.

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.

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.