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Thèse Année : 2011

Stellar rotation and its interaction with pulsations

La rotation et son interaction avec les oscillations dans les étoiles

Rhita-Maria Ouazzani
  • Fonction : Auteur
  • PersonId : 997586

Résumé

Stellar rotation plays a key role in the evolution of stars. It causes mixing of chemical elements and transport of angular momentum inside the star which will strongly determine the star’s history. Asteroseismology is the most efficient observational mean to get information about stellar interiors by measuring magnitude variability induced by seismic waves emerging at the stellar surface. But rotation also impacts these seismic pulsations : the centrifugal force distorts the resonant cavity while the Coriolis force modifies the fluid dynamics. Therefore, in order to get relevant information about the stellar structure from asteroseismology, one should reach a good understanding of the rotational effect on stellar pulsations. On the one hand, when rotation velocity is small, a perturbative approach gives satisfying results for the computations of the rotational impact on oscillations. Therefore, the first step of my work consisted in the determination of validity domains for such methods. Within the established validity domain, I showed that the perturbative method, up to the cubic order in terms of the rotation angular velocity Ω and accounting for near degeneracy corrections enables us to constrain stellar surface rotation from seismic observations. However, when the perturbative approach is no longer relevant, for rapid rotators, I built a non perturbative, two dimensional code which fully takes into account both centrifugal distorsion and Coriolis force. The numerical method is based on a spectral multi-domain method which expands the angular dependence of pulsation modes on spherical harmonics series, and which radial treatment is particularly well adapted to the behaviour of equilibrium quantities in evolved models at the interface of convective and radiative regions, and at the stellar surface. The radial differenciation is made by means of a sophisticated finite differences method which is accurate up to the fifth order in terms of the radial resolution. This code has been validated by comparison with the results of Reese et al. (2006) for polytropic models. The agreement between the two codes is found excellent. Finally, I used this newly developed tool in order to compute pulsations of an evolved centrifugally distorted model of star computed by Roxburgh (2006). I found a new type of oscillation modes which are the equivalent of low degree gravito-acoustic mixed modes for very rapid rotators. They show amplitude both in the core (in the μ gradient region) and in the envelop and angular geometry which varies from the center to the surface of the star. These modes represent a very interesting seismic tool for differential rotation in massive rapidly rotating stars.
La rotation stellaire joue un rôle essentiel dans l’évolution des étoiles. Elle induit des phénomènes de mélange des éléments chimiques et de redistribution du moment cinétique qui vont déterminer l’histoire de la structure de l’étoile. Le moyen observationnel le plus efficace pour sonder les intérieurs stellaires est l’astérosismologie, l’étude des ondes sismiques s’y propageant. Mais la rotation agit également sur les oscillations par l’intermédiaire de la force centrifuge qui déforme la cavité résonnante des modes de pulsation et de la force de Coriolis qui agit sur la dynamique du fluide stellaire. Dans le but de comprendre toute l’information que peut nous apporter l’astérosismologie sur l’intérieur des étoiles, il faut alors se donner les moyens d’appréhender correctement l’effet de la rotation sur les oscillations stellaires. Dans le cas où la vitesse de rotation de l’étoile est faible, l’approche perturbative nous permet de calculer l’impact de la rotation sur les oscillations de manière suffisamment précise (la fréquence d’oscillation se décompose en série de la vitesse angulaire de rotation Ω, l’ordre zéro correspondant au cas sans rotation). Une première étape de ce travail de thèse a donc consisté à déterminer jusqu’à quelle vitesse de rotation les méthodes perturbatives sont valides pour une telle détermination.Dans la limite où elle est valide, la méthode perturbative poussée à l’ordre 3 en terme de vitesse de rotation m’a permis de montrer comment on pouvait contraindre la rotation de surface à partir des observations sismiques. Par ailleurs, dans le cas où elles ne sont pas valides, pour les rotateurs rapides, j’ai développé un outil non perturbatif bidimensionnel de calcul des oscillations stellaires capable de prendre en compte à la fois la distorsion centrifuge et l’effet de la force de Coriolis de manière complète. La méthode numérique repose sur une approche spectrale multidomaine, c’est-à-dire que la dépendance angulaire des solutions est développée sur une série tronquée d’harmoniques sphériques, et que le système de coordonnées mis au point permet de s’adapter parfaitement à la structure de l’étoile (que ce soit aux interfaces entre les régions convectives et radiatives ou à la surface stellaire). La différenciation radiale des équations hydrodynamiques se fait au moyen d’une méthode particulièrement stable et précise jusqu’à l’ordre 5 en terme de la résolution radiale. Le code ainsi mis au point a été validé par comparaison avec les résultats issus du code développé dans Reese et al. (2006) pour des modèles polytropiques. L’accord entre les modes propres issus des deux calculs est excellent. Enfin, j’ai utilisé cet outil nouvellement développé afin de calculer les pulsations d’un modèle évolué d’étoile dont la déformation induite par la rotation est calculée a posteriori de manière autocohérente suivant la méthode développée par Roxburgh (2006). Ce type de modèle est chimiquement hétérogène et présente un cœur convectif entouré d’une enveloppe radiative, ce qui est particulièrement délicat à traiter étant donné les variations brusques des grandeurs de structure. Ceci m’a permis d’obtenir des modes d’oscillation alors jamais observés en rotation rapide : des modes mixtes (ayant de l’amplitude à la fois dans le cœur et dans l’enveloppe) de bas degré angulaire, qui représentent l’outil sismique de sondage de la rotation différentielle par excellence.
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Dates et versions

tel-01429089 , version 1 (06-01-2017)

Identifiants

  • HAL Id : tel-01429089 , version 1

Citer

Rhita-Maria Ouazzani. La rotation et son interaction avec les oscillations dans les étoiles. Astrophysique stellaire et solaire [astro-ph.SR]. LESIA - Observatoire de Paris; Université Pierre & Marie Curie, 2011. Français. ⟨NNT : ⟩. ⟨tel-01429089⟩
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