Structure et dynamique des étoiles de type solaire (de l'héliosismologie à l'astérosismologie)

CETTE THESE TRAITE DE LA SISMOLOGIE DES ETOILES ET DES CONTRAINTES QUE L ON PEUT ATTENDRE DES FUTURES MISSIONS SPATIALES (COROT, EDDINGTON ) SUR LA DYNAMIQUE INTERNE DES ETOILES DE TYPE SOLAIRE. CETTE ETUDE EST COMPLETEE PAR UN TRAVAIL DE SIMULATION NUMERIQUE 3D DE LA CONVECTION DANS UNE ETOILE JEUNE ET DES EFFETS DE LA ROTATION SUR CELLE-CI. LE BUT DE CE TRAVAIL EST DE DEPASSER LA VISION QUASI-STATIQUE DES ETOILES, QUI A PERMIS DE CERNER LES GRANDS PRINCIPES DE LA VIE DES ETOILES, MAIS NOUS A EGALEMENT MONTRE SES LIMITATIONS, EN PARTICULIER POUR LES ETOILES JEUNES A TRAVERS PAR EXEMPLE LE PROBLEME DU LITHIUM.AUJOURD HUI, LA CONVECTION DANS LES ETOILES EST TRAITEE DE FAÇON PHENOMENOLOGIQUE A L AIDE D UN SEUL PARAMETRE, ESTIME SUR LE SOLEIL. NOUS MONTRONS COMMENT MIEUX DETERMINER L ETENDUE DE LA CONVECTION AVEC UNE PRECISION DE 3 5% GRACE AUX PROCHAINES OBSERVATIONS COROT, EN TENANT COMPTE DES PROPRIETES DES MODES ACOUSTIQUES : EXCITATION STOCHASTIQUE, EFFET DE L ACTIVITE STELLAIRE L'INFORMATION SUR LA ROTATION EST CONTENUE DANS LE SPLITTING DES MODES, DISTANCE SEPARANT LES COMPOSANTES D'UN MEME MULTIPLET. NOUS MONTRONS COMMENT EXTRAIRE LE TAUX DE ROTATION ET L ORIENTATION DE L AXE DE ROTATION D UNE ETOILE TOURNANT AU MOINS DEUX FOIS PLUS VITE QUE LE SOLEIL. EN DEÇA, LES EFFETS DE CES DEUX INCONNUES SONT PLUS DIFFICILEMENT DISCERNABLES. NOUS AVONS SIMULE LES MOUVEMENTS DE CONVECTION DANS UN SOLEIL JEUNE TOURNANT JUSQU A CINQ FOIS PLUS VITE QUE LE SOLEIL. NOUS AVONS ETUDIE SON INTERMITTENCE, AINSI QUE LA REDISTRIBUTION DU MOMENT CINETIQUE ET LA MISE EN PLACE DE LA ROTATION DIFFERENTIELLE ET DE LA CIRCULATION MERIDIENNE EN FONCTION DU TAUX DE ROTATION.THIS THESIS DEALS WITH THE SEISMOLOGY OF STARS. WE DISCUSS THE CONSTRAINTS WHICH CAN BE OBTAINED WITH THE FUTURE SPACE MISSIONS (COROT, EDDINGTON...) ON THE INTERNAL DYNAMICS OF SOLAR-LIKE STARS. THIS STUDY IS COMPLETED BY A WORK ON 3D NUMERICAL SIMULATION OF CONVECTION IN A YOUNG STAR AND THE EFFECTS OF ROTATION ON THIS ONE. THE AIM OF THIS WORK IS TO EXCEED THE QUASI-STATIC VISION OF THE STARS. THIS VISION ENABLED US TO DETERMINE THE GREAT PRINCIPLES OF STELLAR EVOLUTION, BUT HAS ALSO SHOWED US ITS LIMITATIONS, IN PARTICULAR FOR YOUNG STARS, FOR EXAMPLE WITH THE PROBLEM OF LITHIUM.NOWADAYS THE CONVECTION IN STARS IS TREATED IN A PHENOMENOLOGICAL WAY USING ONLY ONE PARAMETER, ESTIMATED ON THE SUN. WE SHOW HOW TO DETERMINE THE EXTENT OF THE CONVECTION WITH AN ACCURACY OF 3 5% WITH THE NEXT COROT OBSERVATIONS. WE HAVE TAKEN INTO ACCOUNT THE PROPERTIES OF THE ACOUSTIC MODES: STOCHASTIC EXCITATION, EFFECT OF THE STELLAR ACTIVITY INFORMATION ON STELLAR ROTATION IS CONTAINED IN THE SPLITTING OF MODES, DISTANCE SEPARATING THE COMPONENTS OF A MULTIPLET. WE SHOW HOW TO EXTRACT THE ROTATION RATE AND THE ORIENTATION OF THE ROTATION AXIS OF A STAR SPINNING AT LEAST TWICE FASTER THAN THE SUN. FOR LESS SLOWLY ROTATING STARS, THE EFFECTS OF THESE TWO UNKNOWN FACTORS ARE DISCERNIBLE WITH MORE DIFFICULTY. WE SIMULATED THE MOVEMENTS OF CONVECTION IN A YOUNG SUN SPINNING UP TO FIVE TIMES MORE QUICKLY THAN THE SUN. WE STUDIED HIS INTERMITTENCY, THE REDISTRIBUTION OF THE KINETIC MOMENT AND THE INSTALLATION OF DIFFERENTIAL ROTATION AND MERIDIAN CIRCULATION, ACCORDING TO THE ROTATION RATE.ORSAY-PARIS 11-BU Sciences (914712101) / SudocSudocFranceF