Astérosismologie d'étoiles de séquence principale ou évoluées, en relation avec l'expérience spatiale CoRoT, et les instruments au sol HARPS et SOPHIE

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évoluées, en relation avec l’expérience spatiale CoRoT, et les instruments au sol HARPS et SOPHIE

Melanie Soriano

To cite this version:

Melanie Soriano. Astérosismologie d’étoiles de séquence principale ou évoluées, en relation avec l’expérience spatiale CoRoT, et les instruments au sol HARPS et SOPHIE. Astrophysique [astro-ph].

Université Paul Sabatier - Toulouse III, 2009. Français. �tel-00438082�

THÈSE THÈSE

En vue de l’obtention du

DOCTORAT DE L’UNIVERSITÉ DE TOULOUSE

Délivré par : l’Université Toulouse III - Paul Sabatier Discipline ou spécialité : Astérosismologie

Présentée et soutenue par Mélanie SORIANO Le 30 septembre 2009

Titre :

Astérosismologie d’étoiles de séquence principale ou évoluées en relation avec l’expérience spatiale CoRoT et les instruments au sol HARPS et SOPHIE

Jury

Pr. Jianning FU Beijing Normal University, Chine Président Dr. Georges ALECIAN LUTH, Observatoire de Paris Examinateur

Pr. Donald W. KURTZ Preston University Examinateur

Dr. Yveline LEBRETON GEPI, Observatoire de Paris Rapporteur Dr. Eric MICHEL LESIA, Observatoire de Paris Examinateur

Dr. Anne THOUL Université de Liège Rapporteur

Pr. Sylvie VAUCLAIR Laboratoire d’Astrophysique de Toulouse-Tarbes Directrice de thèse

Ecole doctorale :

Unité de recherche :

Directeur(s) de Thèse :

Vientmaintenantlatâhe àlafoistantattendueetredoutée des remeriements.

Tantattendue aronsouhaitebiensûr remeriertouteslespersonnes quiontontri-

buéà l'aboutissementde es trois annéesde thèse... Elleest égalementredoutée ar

iln'est pas forément évident (voire impossible)de n'oublierpersonne. Jevaistout

de même essayer d'y parvenir...

Mes premiers remeriements s'adressent à Sylvie Vaulair, sans qui bien sûr

ette thèse n'aurait pu avoir lieu. Meri de m'avoirmotivée, et de m'avoir redonné

onane en moi avant la thèse... Meri ensuite de m'avoir enadrée pendant es

trois années qui ont été très enrihissantes. Et meri également pour ette semaine

passée à l'OHP : j'ai ainsi pu pénétrer au ÷ur d'une oupole et voir un télesope

de plus près... l'oasionde réaliserun rêve d'enfant....

Jeremerie aussitoutel'équipedephysiquestellaire:Gérard,Noël,Stéphane et

Alain,pour leur aueil haleureux etleur gentillesse.

Meri à Sylvie Roques, diretrie du Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse-

Tarbes, pour son soutienet son éoute. Unmeri tout partiulier à Geneviève Sou-

ail, pour ses enouragements lors de mon arrivée au labo. Je remerie également

toute l'équipe administrative du laboratoire : Dominique, Alexandre, Eri, Carole,

Josiane,ainsi que Marie-Claude Cathalapour sa gentillesseet sa disponibilité.

Jetiens à remeriermon jury de thèse, pour l'intérêtporté àmon travail.Meri

à Jianning Fu d'avoir aepté d'être président de mon jury et d'avoir eetué un

aller-retour Pékin-Toulouse pour pouvoir être présent. Je remerie également mes

rapportries, Yveline Lebreton et Anne Thoul, pour leurs ommentaires et sugges-

tions très onstrutifs.

CestroisannéespasséesàToulousesesontdérouléesdansuneambianedesplus

haleureuses, et je ne peux bien évidemment partir sans remerier tous eux ave

quij'ai partagéde sibons moments...

Tout d'abord je tiens à remerier mes amarades de bureau. Meri à ma petite

Rim,pour m'avoirsoutenue etsupportée pendant es deux dernières années. Meri

pourtabonnehumeurpermanente, etpour avoirréussiàmefaireriretouslesjours,

ete mêmequand le moral n'étaitpas aubeau xe...

MeriaussiàJérme,ledernierarrivédanslebureaudes lles :meripourton

aide, pour les disussions sientiques ou plus informelles (sur des sujets des plus

variés), pour le aféde 10h, ...et pour le spetre de HD 45067!...

J'adresse également un grand meri à Maria Eliana et Cristina, pour leur aide

préieuse etleur soutien moral dans ladernière ligne droite!Et bonne hane à toi

Mariapour es trois annéesde thèse qui s'ouvrent devant toi...

Meri à Sylvie Théado, pour être venue à ma resousse quand j'avais des pro-

blèmes ave le ode!... Meri aussi pour les pauses hoolat, et pour les longues

disussions, quee soitsur letravail ousur des sujets beauoup plus personnels, et

quim'ont beauoup apporté...

Meriàtouslesautresthésardsoupost-dosrenontréspendantestroisannées.

Je pense notamment à Sylvain, Pasal, Jojo, Audrey, Joseph, Aurélie, Valérie,

Chahinez, Mairead, Mihael, ... Meri aussi pour la bonne ambiane pendant les

repas!

Je remerie également les personnes qui ont roisé mon hemin durant es der-

nières années et qui ont ontribué, de près ou de loin, à e que je persévère dans

ettevoie:lesenseignantsdu CTESdeMarseille,PatriiaPégourié,BrigittePalous

ouMarie-ThérèseClouzet. Chaune de es renontres a été soured'enrihissement

etde motivation...

Une pensée également àmes aniennes amarades de M2,Chadia et Bérengère,

qui m'ont toujours enouragée. Meri à Laetitia, pour nos longues pauses télépho-

niques qui m'ont permis de déstresser!

Meri à Brigitte et Antoine, amis de toujours, pour leur aide et leurs onseils

avisés.Et meri pour ette mémorable soirée passée àobserver lesétoiles!

Enn,mes derniers remeriementss'adressent àmafamille.Meriàmes grands-

parents,quim'onttoujourssoutenue etenouragée,aveunepenséeémuepourmon

grand-père qui n'aurapas vul'ahèvement de es trois années...

Etje termineen remeriantma mère,sans qui jene serais jamaisarrivée jusque

là...Cela n'a pas toujours été évident, etje saislessaries quetu asdû fairetout

aulongde es années. Tonaide etton soutien m'ontpermisde tenir jusqu'au bout.

Pour tout ela : meri.

Introdution 5

1 Théorie des osillations stellaires 9

1.1 Equations des osillationsstellaires . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9

1.1.1 Les équations de base . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9

1.1.2 Equations des perturbations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11

1.1.3 Séparation des variables . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12

1.2 Osillations non-radiales adiabatiques . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14

1.2.1 Equations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14

1.2.2 L'approximationde Cowling . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15

1.2.3 Les ondes de pression oumodes p . . . . . . . . . . . . . . . . 18

1.2.4 Les ondes de gravité oumodes g . . . . . . . . . . . . . . . . . 18

1.3 La théorieasymptotique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19

1.3.1 L'analyse par la méthode JWKB . . . . . . . . . . . . . . . . 20

1.3.2 Théorie asymptotiquepour lesmodes p . . . . . . . . . . . . . 24

1.3.3 Earts à lathéorie asymptotique . . . . . . . . . . . . . . . . 27

2 Les odes numériques 31 2.1 Le ode d'évolution stellairede Toulouse-Genève . . . . . . . . . . . . 31

2.1.1 Paramètres d'entrée . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31

2.1.2 Les proessus non-standard . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33

2.1.3 Le as solaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36

2.2 Le ode PULSE . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36

3 HD 52265 : modélisation préliminaire aux observations 37 3.1 Paramètres stellaires . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37

3.2 Caluls évolutifs etmodèles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38

3.2.1 Traes évolutives . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38

3.2.2 Choix des modèles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42

3.3 Analyse sismique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44

3.3.1 Les modèles surmétalliques etave arétion . . . . . . . . . . 45

3.3.2 Cas partiulier :les modèles 7et 8 . . . . . . . . . . . . . . . 46

3.3.3 Les modèles ave overshooting . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54

3.4 Bilan . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 56

Publiation 1 TheCoRoTprimarytargetHD52265:modelsandseismitests,Soriano,M. etal. 2007, A&A,471, 885 59 Publiation 2 Asteroseismology of exoplanet-host stars : a link between the two sienti missionsof CoRoT, Vaulair,S.et al.2006, ESA-SP 1306, 77 69 4 Signature sismique des ÷urs d'hélium 77 4.1 Traes évolutiveset modèles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 77

4.2 Analyse des résultats . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82

4.2.1 Analyse théorique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83

4.2.2 Evolution des petites séparations . . . . . . . . . . . . . . . . 86

4.2.3 Inuene de la masse de l'étoile . . . . . . . . . . . . . . . . . 90

4.2.4 Inuene de la ompositionhimique . . . . . . . . . . . . . . 90

4.2.5 Inuene de l'overshooting . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91

4.3 Bilan . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 95

Publiation 3 Asteroseismologyofsolar-typestars:signaturesofonvetiveand/orhelium ores, Soriano,M. &Vaulair,S. 2008, A&A,488, 975 97 5 Etude de 51 Peg 111 5.1 Paramètres stellaires . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 111

5.2 Le spetrographe SOPHIE . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 112

5.2.1 Desription générale . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 112

5.2.2 Caratéristiques tehniques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 112

5.3 Les observations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 114

5.4 Traitement des données . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 115

6 Analyse sismique de

µ

6.1.1 Le système planétaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 121

6.1.2 Contraintes spetrosopiques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 122

6.1.3 La luminositéde

µ

6.1.4 Contraintes sismiques . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 123

6.3 Analyse sismique etrésultats. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 124

6.3.1 Modèles sans overshooting . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 124

6.3.2 Contraintes sur l'overshooting . . . . . . . . . . . . . . . . . . 134

6.4 Conlusion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 138

Publiation 4

New seismianalysis oftheexoplanet-hoststar

µ

lair, S.2009, soumis àA&A 141

Conlusion 155

Annexes 159

A Publiation 5 161

B Publiation 6 167

C Publiation 7 173

D Publiation 8 177

Liste des publiations 181

Bibliographie 183

L'astérosismologie,ouétudedes osillationsstellaires,est une disiplineen plein

essor. Alors que des étoiles variables sont onnues depuis plus de quatre sièles

(déouverte de MiraCeti en 1595),lesosillationsd'étoilesde type solairen'ontété

misesen évidenequetrès réemment(une dizained'années). L'astérosismologieest

atuellementleseul outilpermettant de sonderdiretementl'intérieurdesétoiles et

d'en déduirepréisément leurs paramètres externes etinternes.

Depuis la première détetion des osillations solaires par Leighton et al.(1962)

et Evans & Mihard (1962), puis Ulrih (1970) et Leibaher & Stein (1971), l'hé-

liosismologiea permis de onnaître l'intérieursolaire à un pour milleprès. Il s'agit

d'ondes sonores (modes p) exitées de manière stohastique grâe à la présene de

la zone onvetive externe, ave des périodes de l'ordre de quelques minutes. Plus

réemment,desosillationssemblablesontétédétetéesdansunequinzained'étoiles

de type solaire. On peut iter par exemple Proyon (Marti¢ etal., 1999),

α

(Bouhy & Carrier, 2001),

α

µ

etal.,2005),

β

Contrairement au as du Soleil, dont onpeut étudierla surfae de manièrepré-

ise, seuls les modes p de bas degrés sont détetables dans les étoiles, à ause du

manque de résolution spatiale. Ces modes orrespondent à des ondes aoustiques

se propageant dans les régions les plus entrales. Les fréquenes ontiennent don

de préieuses informations sur la struture interne de es étoiles. Par ailleurs, les

réexionspartiellesdes ondesdans lesrégionsoùlavitesse du son varie rapidement

permettentaussi de tester lesrégions plus externes.

Parmi les étoiles de type solaire, il est intéressant d'étudier les étoiles entrales

desystèmesplanétaires.Eneet,depuislesquinzedernièresannées, desexoplanètes

ontétédéouvertesautourdeplusde350étoilesdetypesolaire.Cesexoplanètessont

prinipalementdétetées par laméthode desvitesses radialesoupar laméthode des

transits.Lessystèmesplanétairesdéouvertssontdiérentsdenotresystèmesolaire,

mais ela provient des biais observationnels inhérents à es méthodes. On détete

en eet préférentiellement des planètes géantes en orbite prohe de l'étoile. C'est

e que l'on appelle des "Jupiters hauds" : il s'agit de planètes ayant des périodes

ourtes, des massesomparables àelle de Jupiter,etsetrouvantà une distane de

l'ordrede 0.1UA de l'étoile.Maisatuellement,de plus en plus de petites planètes,

de masses prohes de elle de la Terre, sontaussi déouvertes.

Unedes aratéristiquesprinipales des étoilesentrales de systèmesplanétaires

est leur surmétalliitépar rapport auxétoiles sans planètes détetées. Cette surmé-

talliité est en moyenne supérieure de 0.2 dex par rapport à la métalliité solaire

(Santos etal.,2001, 2003, 2005; Gonzalez, 1997, 2003).

Jusqu'àréemment,deuxsénariosétaientproposéspourtenterd'expliquerl'ori-

ginede etexès en métaux.Dans lepremiersénario, l'étoilese seraitformée dans

un gaz protostellaire initialement rihe en métaux (Santoset al.,2001, 2003).Dans

eas,l'étoileest entièrementsurmétallique,depuislasurfaejusqu'auentre.Dans

leseondsénario, l'exèsen métaux résulteraitde l'arétion de planétésimauxsur

l'étoile(Laughlin&Adams,1997;Murrayetal.,2001),pendantlespremièresphases

de formationplanétaire. Danse as, seules lesouhes superielles de l'étoilever-

raientleurmétalliitéaugmenter.Cesdeuxsénariosentraînentunestrutureinterne

diérente (Bazot &Vaulair, 2004).

Il semble lair à présent que le seond sénario ne tient pas, pour plusieurs rai-

sons.Lapremièreraisonest théorique:lamatièrearétée nereste pasdanslazone

onvetiveexterne,mais tombevers l'intérieuren raisonde laonvetionthermoha-

line, due au gradient instable de poids moléulaire moyen (Vaulair, 2004; Théado

etal., 2009), etdont l'éhelle de tempsest de l'ordre du millierd'années, alors que

l'éhelledetempsd'évolutionestpluttdel'ordredumilliardd'années.Ladeuxième

est observationnelle: Vaulair et al. (2008) ont en eetmontré, grâe à l'astérosis-

mologie, que l'étoile entrale de système planétaire

ι

Enn les spéialistes de la formation planétaire montrent que elle-i est favorisée

par la présene d'une plus grande abondane d'éléments lourds (Ida & Lin, 2004).

Il semble don que la surmétalliité observée soit liée au site de formation, e qui

n'empêhe pas, bien entendu, que des planètes aient aussi été arétées par l'étoile

auours de la formationdu système.

Dans ette thèse, nous nous sommes intéressés à plusieurs étoiles de type so-

laire,possédantune ouplusieursplanètes. Nousavons abordé lesujetsous plusieurs

aspets :modélisation,théorie, observations.

Dans le premier hapitre, nous présentons la théorie des osillations stellaires.

Nous introduisons les équations qui régissent les osillations et nous dérivons les

diérents modes. Nous présentons également la théorie asymptotique, qui permet

aratéritiquesde es fréquenes utilisées pour laomparaison des modèles aux ob-

servations.

Le seond hapitre dérit les outils numériques utilisés pendant ette thèse : le

ode d'évolutionstellairede Toulouse-Genève etleode de pulsationPULSE. Nous

dérivons leurs prinipales aratéristiques.

Letroisièmehapitreestonsaréàl'étoileentraledesystèmeplanétaireHD52265,

ibleprinipaledelamissionspatialeCoRoT.Nousprésentonsunemodélisationpré-

liminaireauxobservationsde etteétoile.Nousétudions lesvariationsdes ombinai-

sons aratéristiques de fréquenes, induitespar lesdiérenes de struture interne

entrelesmodèles.Enpartiulier,nous montronsquedans leas de modèlesévolués,

possédantun ÷uronvetif riheen héliumousimplementun÷ur d'hélium,nous

obtenons une signature sismiquearatéristique :les petites séparationsdeviennent

négatives, e quiétaitexlu parlathéorieasymptotiqueourammentutilisée,etqui

s'avère trop simple.

Dans le quatrièmehapitre, nous étudions ette signature sismique partiulière

dans leas général des étoiles de type solaire. Nousmontrons que toutes lesétoiles

passent par une étape donnée de leur évolution pour laquelle leurs petites sépara-

tions deviennent négatives dans la zone de fréquenes observables. Cette signature

sismiquepermet dedonnerdes ontraintes sur les÷ursdes étoilesainsi quesur les

eets d'overshooting à lalimite des ÷urs onvetifs.

Leinquièmehapitreprésentelesobservationsdel'étoile51Peg, quenousavons

eetuéesauoursdel'été2007àl'Observatoirede Haute-Provene, ave lespetro-

grapheSOPHIE. Nous avons déteté sans ambiguïté les osillationsde ette étoile,

la première autour de laquelle une planète a été détetée par Mihel Mayor et Di-

dier Queloz en 1995. Nous avons ensuite eetué la transformée de Fourier des os-

illations, pour essayer d'identier les modes et les omparer aux modèles. Nous

présentons iinos premiersrésultats.

Unenouvelleanalysesismiquedel'étoile

µ

tientomptede nouvelles données,enpartiulierunerévisiondesparallaxesHippar-

os. Nous omparons de nouveaux modèles aux données déduites des observations

etnousutilisonsl'eetdespetitesséparationsnégativespourdonnerdesontraintes

sur lastruture interne. Nousmontronsque l'astérosismologienous permet de déri-

ver ave préisionlesparamètres stellaires.Nous pouvons aussi ontraindrelataille

du ÷ur onvetif et son extension due à de l'overshooting. Ces résultats sont im-

portants dans la mesure où les paramètres stellaires sont utilisés pour déterminer

lesparamètres des exoplanètes assoiées.

Finalement, nous présentons une disussion générale de es travaux dans la

onlusion.