Depuis leur formation jusqu’à leurs stades ultimes d’évolution, les étoiles perdent énormément de moment cinétique. Par exemple, les vents stellaires ralentissent les étoiles de type solaire tout le long de la séquence principale durant laquelle l’hydrogène est transformé en hélium. Dans ce contexte, l’avènement de l’hélio- puis de l’astérosismologie a conduit à une véritable révolution dans la compréhension des objets en rotation, magnétisés et turbulents que sont les étoiles. L’héliosismologie a ainsi révélé la rotation de l’intérieur du Soleil depuis sa surface jusqu’à 20% de son rayon. Si l’enveloppe convective est en rotation différentielle avec un équateur tournant plus vite que les pôles, le cœur radiatif est en rotation solide, avec une transition de vitesse angulaire abrupte avec l’enveloppe dans une couche très fine que l’on appelle tachocline (pour couche de transition de vitesse). L’astérosismologie permet quant à elle de sonder la rotation interne des étoiles dans tout le diagramme de Hertzsprung-Russell depuis les étoiles de type solaire sur la séquence principale jusqu’aux stades plus avancés d’évolution (phases sous géantes, géantes rouges et naines blanches) jusqu’aux étoiles de masses intermédiaires et massives. Dans tous les cas, les faibles rotations différentielles observées entre la surface et le cœur des étoiles démontrent que de puissants mécanismes de transport sont à l’œuvre dans les intérieurs stellaires pour extraire du moment cinétique et ce tout au long de l’évolution des étoiles.
Dans ce contexte, ce sont les régions radiatives, stables vis à vis de la convection, qui sont les « moteurs » de cette évolution séculaire du moment cinétique avec les couples appliqués par les vents ou les autres interactions de l’étoile avec son environnement et l’évolution structurelle des étoiles. Dans ces régions plusieurs mécanismes de transport du moment cinétique vont prendre place. En premier lieu, du fait des couples appliqués à l’étoile et de ses ajustements de structure le long de son évolution, des vents zonaux cisaillés se développent dans les régions radiatives pouvant conduire à de nombreuses instabilités dont les écoulements stratifiés en rotation sont susceptibles d’être le siège et à un transport turbulent du moment cinétique et des espèces chimiques comme dans l’atmosphère terrestre ou les océans. Celui-ci modifie par voie de conséquence la structure et donc l’évolution des étoiles. Ensuite, du fait des mouvements turbulents dont les régions convectives sont le siège, des ondes internes de gravité, dont les forces de rappel sont la poussée d’Archimède et l’accélération de Coriolis, sont excitées, se propagent dans les zones radiatives et y transportent du moment cinétique grâce aux processus de friction et de perte d’énergie. Par ailleurs, les régions radiatives stellaires peuvent être le siège de champs magnétiques stables ou instables. On parle de champs « fossiles » héritiers des phases convectives antérieures qui exercent sur le plasma stellaire un couple du fait de la force magnétique. Enfin, en réponse à l’ensemble des couples appliqués aux étoiles et des redistributions internes de moment cinétique par la turbulence, les ondes et le champ magnétique, des écoulements à grande échelle (appelés circulations méridiennes), brassent le moment cinétique et les éléments chimiques des zones radiatives stellaires.
Ce sont l’ensemble de ces processus de transport que les chercheurs du LDEE étudient pour comprendre l’évolution rotationnelle des étoiles tout au long de leur évolution. Pour ce faire, ils utilisent des méthodes semi-analytiques avancées pour les échelles de temps longues en synergie avec les simulations numériques 3D non-linéaires calculées sur les super-calculateurs nationaux et internationaux pour les phénomènes turbulents, non axisymétriques sur les échelles de temps courtes. Les prédictions obtenues pour les profils de rotation stellaires sont alors contraints par les mesures hélio et astérosisimiques de la rotation des cœurs et des surfaces des étoiles ainsi que par les mesures spectroscopiques pour les abondances chimiques à la surface des étoiles dont les écarts par rapport à celles prédites par les modèles statiques des étoiles sont les signatures du mélange dans les intérieurs stellaires. Les prescriptions et lois d’échelles obtenues permettent le développement de codes d’évolution stellaire de nouvelle génération essentiels pour la physique stellaire et l’exploitation des missions spatiales en cours et à venir (Kepler, K2, TESS et PLATO) mais aussi pour la physique des exoplanètes et pour la physique galactique.
Comparaison des prédictions des modèles stellaires en rotation (sans ondes et champ magnétique) avec les mesures sismiques pour l’étoile sous géante observée par Kepler (KIC 7341231). Un processus de transport efficace doit être invoqué pour expliquer la faible rotation différentielle observée; Ceillier, Eggenberger, Garcia & Mathis (2013)
Simulation numérique 3D non linéaire ASH des ondes internes de gravité excitées dans le cœur radiatif du Soleil par les mouvements turbulents de son enveloppe convective; Alvan, Brun & Mathis (2014)
Simulation numérique 3D non linéaire ASH de l’interaction entre la rotation différentielle et le champ fossile dans le cœur radiatif du Soleil; Strugarek, Brun & Zahn (2011)
Simulation séculaire STAREVOL de l’extraction du moment cinétique dans le cœur d’une étoile de type solaire au cours du temps (panneau de gauche), du fait de l’action combinée des ondes internes de gravité et de la turbulence de cisaillement, et circulation méridienne (panneau de droite haut) et fluctuation de température en résultant (panneau de droite bas); Mathis et al. (2013)
