L'évolution du moment cinétique des étoiles pré-séquence principale de faible masse
Résumé
This thesis presents a study of the rotation of low-mass stars (from 0.5 to 1.2 MG) during their pre-main sequence - from T Tauri ages, at a few million years old - and main sequence - to a few billion years old. We used both observations, to mesure new rotational velocities of these objects, and modelisation, to understand the physical processes involved in rotational evolution. Observations were essentiaIly aimed at measuring rotational periods and velocities in young clusters: IC 4665, & Perseus and the Pleiades. At the age of these clusters, solartype stars just arrive on the main sequence, and a large fraction have velocities lower than 10 km.s-1. But, due to instrumental limitations, up to now, only upper limits hab been derived. We observed aIl the very slow rotators in & Perseus and the Pleiades with the instruments CORAVEL and ELODIE and resolved aIl the vsini for masses between 0.6 and 1.1 M. . Velocity distributions are computed for different masses in both clusters, and are compared to the models. A model of angular momentum evolution has been developped in order to take into account pre-main sequence evolution, changes in internaI structure, the effect of an accretion disk, angular momentum loss at the surface and angular momentum transfer between the core and the envelope. The new young clusters data provide strong constraints to the transfert of angular momentum in steIlar interiors. It is found that for rapid rotators, a very efficient transfer leads to a nearly solid-body rotation during aIl the evolution, from T Tauri to the Sun ages. On the other hand, the existence of a large fraction of slow rotators requires a strong decoupling between the core and the envelope, with a characteristic time-scale of 100 million years. The evolution of these slow rotators velocities during the first ages of pre-main sequence is also in good agreement with a long coupling time between the radiative core and the convective envelope.
Cette thèse présente l'étude de la rotation des étoiles de faible masse (entre 0,5 et 1,2 M.) pendant leurs phases pré-séquence principale, depuis les T Tauri âgées de quelques millions d'années, et séquence principale, à quelques milliards d'années. Deux approches complémentaires ont été utilisées: les observations apportent de nouvelles mesures de rotation de ces objets et la modélisation permet de comprendre les processus physiques mis en jeu. Les observations ont porté essentiellement sur les amas jeunes, IC4665, Alpha Persée et les Pléiades. Dans ces amas, les étoiles de type solaire sont à un âge charnière entre la phase pré-séquence principale et la séquence principale. Alors qu'un grand pourcentage d'étoiles tournent à des vitesses inférieures à 10 km.s-1 , leurs vitesses de rotation exactes n'étaient pas connues à cause des limites de résolution instrumentales. Grâce aux instruments CORAVEL et ELODIE de l'OHP, toutes les vitesses de rotation sont maintenant résolues dans & Persée et les Pléiades pour les étoiles de masse comprise entre 0,6 et 1,1 M. . Les distributions de vitesse équatoriales en fonction de la masse ont été construites dans les deux amas et sont comparées aux modèles. Un modèle d'évolution du moment cinétique a été développé, qui permet de prendre en compte l'évolution pré-séquence principale: les changements de structure interne, l'effet d'un disque d'accrétion, la perte de moment cinétique à la surface et le transfert de moment cinétique entre le coeur et l'enveloppe. Les nouvelles données apportent des contraintes fortes quand au transport de moment cinétique dans les intérieurs stellaires. Dans les étoiles en rotation rapide, un transfert très efficace du moment cinétique permet à l'étoile de garder une rotation quasi-solide pendant toute son évolution, de la phase T Tauri jusqu'à l'âge du Soleil, en accord avec les observations de l'intérieur solaire. Par contre, l'existence même d'un grand nombre de rotateurs lents nécessite un découplage entre le coeur et l'enveloppe, avec un temps caractéristique de couplage de 100 millions d'années. L'évolution de la vitesse de ces rotateurs très lents au début de la séquence principale, pendant laquelle leur vitesse varie très peu, est également en accord avec un temps de couplage très long.