Institut national de recherche scientifique français Univerité Pierre et Marie Curie Université Paris Diderot - Paris 7

Soutenance d’HDR de Daniel Reese le vendredi 18 mai 2018

lundi 7 mai 2018

(mise Ă  jour le 14 mai 2018)

La soutenance d’Habilitation à Diriger des Recherches aura lieu le vendredi 18 mai 2018 à 14h00 dans la salle de conférence du Château à Meudon.

Titre

"Sismologie des Ă©toiles en rotation rapides et des Ă©toiles de type solaire"

Résumé

Beaucoup de progrès ont Ă©tĂ© effectuĂ©s dans la physique stellaire grâce Ă  l’astĂ©rosismologie, l’Ă©tude des oscillations stellaires. En effet, l’astĂ©rosismologie est Ă  l’heure actuelle la seule façon dont on dispose pour sonder la structure interne des Ă©toiles. Le travail prĂ©sentĂ© ici concerne quelques uns des aspects thĂ©oriques de ce domaine et porte sur deux grandes catĂ©gories d’Ă©toiles, Ă  savoir les pulsateurs de type solaire (y compris les gĂ©antes rouges), et les pulsateurs en rotation rapide.

Le travail sur les pulsateurs de type solaire se focalise sur la mise en place de mĂ©thodes capables de caractĂ©riser efficacement un grand nombre d’Ă©toiles, ceci en anticipation de missions spatiales telles que TESS et PLATO 2.0. En particuliers, le code AIMS applique un algorithme MCMC afin de trouver les propriĂ©tĂ©s stellaires et un Ă©chantillon de modèles qui reproduisent un jeu de contraintes observationnelles sismiques et classiques. Afin de rĂ©duire le temps de calcul, ce code interpole au sein d’une grille de modèles prĂ©calculĂ©s, en s’appuyant sur une triangulation de Delaunay, ce qui permet une plus grande souplesse dans la construction de la grille. En s’appuyant sur des modèles interpolĂ©s Ă  partir de rĂ©sultats d’AIMS ou de modèles issus d’autres codes d’optimisation, il est possible d’affiner certaines propriĂ©tĂ©s stellaires, telles que la densitĂ© moyenne, grâce Ă  des mĂ©thodes inverses mis au point par moi et G. Buldgen, mon ancien doctorant. Enfin, je montre comment des mĂ©thodes liĂ©es aux inversions permettent de tester des informations plus qualitatives telles que la possibilitĂ© ou non d’avoir un profil de rotation dĂ©croissant pour un jeu de scissions rotationnelles (``rotational splittings’’) et un modèle de rĂ©fĂ©rence donnĂ©.

Contrairement aux pulsations de type solaire, les pulsations d’Ă©toiles en rotation rapide demeurent beaucoup plus difficiles Ă  interprĂ©ter Ă  cause de la complexitĂ© des calculs numĂ©riques pour calculer de telles oscillations, l’absence de motifs simples dans les spectres de frĂ©quences, et les difficultĂ©s qu’on a Ă  prĂ©voir l’amplitude de ces modes. Le travail dĂ©crit ici cherche donc Ă  s’adresser Ă  ces difficultĂ©s une Ă  la fois dans l’espoir de pouvoir un jour effectuer des Ă©tudes astĂ©rosismiques dĂ©taillĂ©es de ces Ă©toiles. Tout d’abord, les Ă©quations d’oscillation non-adiabatiques sont dĂ©crites ainsi que leur implĂ©mentation numĂ©rique. Le principe variationnel et l’intĂ©grale de travail sont abordĂ©s. Ceci est suivi d’une classification succincte des modes auxquels on peut s’attendre dans une Ă©toile en rotation rapide. J’aborde ensuite les rĂ©gularitĂ©s prĂ©sentes dans les spectres d’oscillations de modes acoustiques d’Ă®lots et comment celles-ci sont exploitĂ©es dans l’interprĂ©tation de spectres observĂ©s. Ceci est suivi d’une description des techniques d’identification de modes et des efforts afin de les adapter aux rotateurs rapides. Enfin, la dernière partie aborde brièvement l’excitation des modes.