Du transport de moment cinétique par les ondes internes de gravité à l'heure de la sismologie stellaire

The space-borne missions CoRoT (2006-2014) and Kepler (2009) provided a lot of seismic data for thousands of low-mass stars. Data analysis enabled us to study the interior of these stars during their evolution and brought stringent constraints on the physical processes at work under their surface.These observations notably revealed that the mean core rotation rate of stars weakly increases on the subgiant branch before dropping on the red giant branch while their central layers are contracting.for several subgiant and red giant stars in which mixed modes could be detected. Subsequently, several works demonstrated the inability of the current stellar evolution codes to reproduce these observations and stressed out the need for an additional transport process of angular momentum to counteract the acceleration of the central rotation driven by the core contraction during the post-main sequence evolution.Therefore, in a first part of my PhD thesis, I investigated the effect of the angular momentum transport by internal gravity waves on the rotation evolution of low-mass stars. These waves have buoyancy as restoring force and can propagate into stably stratified radiative zones, where they are able to interact with the medium and modify its mean rotation. The efficiency of the angular momentum transport by waves depends on their amplitude and so on their generation mechanism. While several works had already theoretically studied the wave excitation by turbulent pressure in the convective, an estimate of the wave generation by penetrative convection into the upper layers of the radiatve zone was still missing. I thus developed a semi-analytical excitation model to estimate the part of the plumes kinetic energy transferred into internal gravity waves at the base of the convective zone (Pinçon et al., 2016). I first found that penetrative convection generates waves more efficiently than turbulent pressure, and then that plume-induced waves are able to counteract the spin-up of the core driven by the gravitational contraction from the main-sequence to the beginning of the ascent of the red giant branch. Moreover, I showed that the radial-differential rotation observed in subgiant and early red giant stars can be explained by a regulation mechanism controlled by the influence of the plume-induced internal gravity waves (Pinçon et al., 2017).In a second part, I worked on the elaboration and the improvement of the seismic diagnoses by mixed modes that have the ability to probe both the envelope and the core of stars. Seismic diagnoses aim at making the link between the features observed in oscillation spectra and the physical quantities describing stars and their internal structures. In a first step, I focused on the coupling factor of mixed modes which expresses the level of interaction between the central and the outer resonant cavities and had still remained largely unexploited. The first large-scale analysis of this parameter by Mosser et al. (2017) showed that this factor vary during the evolution, with typical values depending on the evolutionary status.In this work, I contributed to the interpretation of the results via a simplified model in which the value of the coupling factor is directly sensitive to structural readjustments occurring during stellar evolution. This study notably revealed the necessity to consider the hypothesis of a strong coupling. In parallel to this work, a theoretical description of mixed modes under the assumption of strong coupling was proposed by Takata (2016). Therefore, I undertook a validation of this formalism by comparing its predictions with an oscillation code for appropriate evolved models. Finally, using a simplifying modeling, I showed that a precise analysis of the mixed modes spectrum can also bring information on the contrast of density between the core and the envelope.Les missions spatiales CoRoT (2006-2014) et Kepler (2009) ont procuré de nombreuses données sismiques pour des milliers d'étoiles de faible masse. L'analyse de ces données a rendu possible l'étude de l'intérieur de ces étoiles au cours de l'évolution et a apporté de fortes contraintes sur les processus physiques à l’œuvre sous leur surface. En particulier, ces observations ont montré que la rotation moyenne du cœur de ces étoiles augmente légèrement avec le temps sur la branche des sous-géantes avant de diminuer lors de l'ascension de la branche des géantes rouges. Ceci est désaccord avec les prédictions théoriques actuelles et souligne la nécessité d'inclure de nouveaux processus de transport de moment cinétique dans les modèles stellaires. Dans une première partie, j'ai donc étudié l'influence du transport de moment cinétique par les ondes internes de gravité sur l'évolution de la rotation dans les étoiles de faible masse. Ces ondes se propagent dans les zones radiatives stablement stratifiées et sont capables d'en modifier la vitesse de rotation moyenne. Or, l'efficacité du transport par les ondes dépend de leur amplitude et donc du mécanisme d'excitation. Alors que des modèles semi-analytiques permettaient déjà d'évaluer l'énergie transférée aux ondes par la pression turbulente dans la zone convective, une estimation théorique de l'excitation par la pénétration de panaches convectifs à l'interface avec la zone radiative restait manquante. J'ai donc proposé un modèle d'excitation pour estimer la part d'énergie cinétique des panaches transférées sous forme d'ondes à la base de la zone convective (Pinçon et al., 2016). Cela m'a d'abord permis d'établir que la pénétration convective génère des ondes plus efficacement que la pression turbulente, et ensuite que les ondes induites par la pénétration convective sont capables de s'opposer à l'accélération de la rotation due à la contraction des couches internes, depuis la séquence principale jusqu'au début de l'ascension de la branche des géantes rouges. En particulier, j'ai montré que les valeurs de la rotation observées dans l'intérieur des étoiles sous-géantes peuvent être interprétées comme le possible résultat d'un mécanisme de régulation contrôlé par ces ondes (Pinçon at al., 2017). Dans une seconde partie, je me suis intéressé à l'amélioration et à l'élaboration des diagnostiques sismiques par les modes mixtes, ces modes d'oscillation qui sont capables de sonder aussi bien l'enveloppe que les régions centrales des étoiles. Les diagnostiques sismiques font le lien entre les caractéristiques observées dans un spectre d'oscillation et les propriétés de la structure interne de l'étoile. Mon attention s'est premièrement focalisée sur la facteur de couplage des modes mixtes qui décrit le degré d'interaction entre les oscillations dans la cavité centrale et celles dans l'enveloppe de l'étoile. Ce paramètre n'a été, jusque là, que très peu étudié. Une première étude observationnelle sur un large échantillon d'étoiles par Mosser et al. (2017) a montré que ce facteur varie au cours de l'évolution et se comporte différemment selon le stade évolutif. J'ai contribué à l'interprétation des résultats en montrant via un modèle simplifié que ce facteur est sensible aux changements structuraux de l'étoile au cours de l'évolution. De plus, cette analyse a notamment démontré la nécessité de considérer l'hypothèse d'un fort couplage. J'ai donc entrepris une validation du formalisme proposé parallèlement à cette dernière étude par Takata (2016) en comparant ses prédictions avec celles obtenues numériquement pour des modèles d'étoiles évoluées. Enfin, en utilisant une modélisation simple, j'ai montré qu'une analyse précise du spectre des modes mixtes paramètre permettrait de plus d'obtenir de l'information sur le contraste de densité entre le coeur et l'enveloppe de l'étoile