Évolution stellaire en rotation rapide : apports de l'interférométrie et de l'astérosismologie

From the spectral lines to the frequencies of their pulsations, rapidly rotating starsexhibit signs of that rotation in all kinds of observations. Interferometry especiallyallowed us to study local effects of rotation by turning stars from points to extendedsources. The determination of stellar physical parameters from these observationsdepends however on the models used to describe the stellar surface, and a completerepresentation of the star relies on the union of stellar interior models and atmospheremodels. The studies which determined the extreme flattening and otherphysical parameters of rapid rotators rest upon the use of simplified models whichlimit the validity of the method, and point toward the necessity of upgrading to full2D interior models. I used the models produced by the 2D code ESTER to studyrapid rotation, taking advantage of multiple observation techniques, namely interferometry,spectroscopy and seismology to determine the fundamental parametersof Altair, a neighbouring rapidly rotating star, such as its mass and its evolutionarystage.To accomplish this I wrote a numerical code which handles the interfacing of internalstructure models and atmosphere models (PHOENIX in this work). Afterinterpolating the surface parameters of a selected model from a grid of precomputedmodels, monochromatic intensity maps of the visible surface of the star arecomputed from these parameters using theoretical specific intensities. Interferometricobservables and spectra are then computed from these maps and compared toobserved data via a Chi2 minimisation scheme.The characterisation of Altair was broken down into several parts, as simultaneouslydetermining all its fundamental parameters was not possible with the availabledata. The omega − model, a gravity darkening model coupled with a Roche mass distribution,was first used to find the equatorial radius, equatorial angular rotationvelocity, inclination, and position angle of the star, analysing only the VLTI interferometricdata (PIONIER and GRAVITY). The obtained model was also used toreproduce the MgII line of an ELODIE spectrum, and thus constrain the atmosphere’smetallicity. The omega − model was then replaced with ESTER models, and bothinterferometric and spectroscopic data were jointly reproduced to try to determinethe mass M of the star, its "intrinsic" metallicity Z (examined independently fromthe atmospheric one), and the core hydrogene content, Xc, indicative of its evolutionarystage. Strong correlations between these 3 parameters were found, but thesuccessful reproduction of Altair’s observed pulsation frequencies (WIRE) with theTOP code allowed us to constrain the mass, although the bulk hydrogene contentneeded to be increased to keep a physically realistic ratio Xc/X. A relation betweenM, Z, X and Xc was thus obtained, but the non-unicity of the solution underlinesthe importance of an accurate constraint on the stars chemical composition, basedon multiple absorption lines. It is nonetheless interesting that, whatever the valueof X is, Xc is very close to it, suggesting that Altair is a young star close to theZAMS, in contradiction with earlier studies.Des raies spectrales aux fréquences d’oscillation des pulsations qui les parcourent, larotation des étoiles laisse des traces de sa présence dans tous les types d’observation.C’est notamment l’interférométrie qui a ouvert la porte sur la rotation rapide, en faisantpasser l’étoile d’un point à une source étendue. La détermination des paramètresphysiques de l’étoile à partir de ces observations dépend cependant des modèles utiliséspour décrire la surface de l’étoile, une description physique complète de l’étoilereposant sur l’union de modèles d’intérieur stellaire et de modèles d’atmosphère. Lesétudes ayant déterminé l’aplatissement extrême et autres paramètres physiques de rotateursrapides reposent sur l’utilisation de modèles simplifiés qui imposent des limitesà la validité de la méthode, et suggèrent un passage obligé à l’utilisation de modèlesd’intérieur complets. j’ai utilisé les modèles produits par le code 2D ESTER pour étudierla rotation des étoiles, profitant des multiples techniques d’observation que sont l’interférométrie,la spectroscopie, et l’astérosismologie pour déterminer les paramètresfondamentaux d’Altaïr, étoile proche en rotation rapide, tels que sa masse ou son stadeévolutif.J’ai pour cela élaboré un code numérique permettant l’interface entre les modèles ESTERet des modèles d’atmosphère (PHOENIX dans ce travail de thèse). Après avoirinterpolé les valeurs des paramètres de surface du modèle voulu à partir d’une grillepréalablement calculée, celles-ci sont utilisées pour construire des cartes d’intensité monochromatiquesde la surface visible de l’étoile grâce aux intensités spécifiques PHOENIX.Les observables interférométriques et le spectre sont ensuite calculés à partir deces cartes d’intensité, puis comparées aux données d’observation par une méthode deminimisation de Chi2.La détermination des paramètres fondamentaux d’Altaïr fut décomposée en plusieursparties, les données ne permettant pas une détermination simultanée de tous ces paramètres.L’omega − model, modèle d’assombrissement centre-bord associé à un modèle deRoche, fut d’abord utilisé pour déterminer le rayon équatorial, la vitesse de rotationangulaire à l’équateur, l’inclinaison et l’angle de position de l’étoile, avec les seulesdonnées interférométriques du VLTI (PIONIER et GRAVITY). Le modèle obtenu fut utilisépour reproduire la raie du MgII d’un spectre ELODIE et contraindre la métallicitéde l’atmosphère. L’omega−model a ensuite été remplacé par les modèles ESTER, et les donnéesinterférométriques ont été reproduites conjointement avec le spectre pour tenterde contraindre la masse M de l’étoile, sa métallicité « intrinsèque » Z (examinée indépendammentde la métallicité de l’atmosphère), et la quantité d’hydrogène en soncoeur, Xc, indicative de son stade évolutif. De fortes corrélations entre ces 3 paramètresfurent obtenues, mais la reproduction des fréquences d’oscillations observées (WIRE)grâce au code TOP permis de contraindre la masse, imposant au passage une fractiond’hydrogène dans l’enveloppe X supérieure à la valeur initialement utilisée, afin deconserver un rapport Xc/X physiquement réaliste. La non-unicité de la solution soulignel’importance d’une détermination précise de la composition chimique de l’étoilebasée sur de multiples raies d’absorption ; il est néanmoins intéressant que quelle quesoit la valeur de X, Xc en est très proche, indiquant qu’Altaïr est une étoile jeune,proche de la ZAMS, contrairement à ce que les premières études d’Altaïr laissaientpenser