Les ondes magnéto-gravito-inertielles se propagent au sein des régions stablement
stratifiées magnétisées en rotation en ayant pour forces de rappel la force de Lorentz, la
poussée d'Archimède et l'accélération de Coriolis. Ces ondes jouent un rôle essentiel pour
sonder l’intérieur des étoiles et des planètes et y redistribuer le moment cinétique.
Cette thèse se focalise sur deux domaines d’études pour lesquels ces ondes sont
essentielles : la magnéto-astérosismologie théorique dans les étoiles de masses
intermédiaires et massives et la dissipation de marée dans les planètes géantes gazeuses.
Tout d’abord, les pulsateurs en modes gravito-inertiels constituent une mine d'or
pour notre compréhension globale de la rotation stellaire. Pour exploiter les informations
fournies par l’observation de ces modes, il est crucial d'améliorer notre compréhension de
la façon dont la rotation stellaire, potentiellement rapide et différentielle, les
influence en prenant en compte l'action des accélérations de Coriolis et centrifuge ainsi
que celle d’un possible champ magnétique. Dans ce cadre, l'approximation traditionnelle de
la rotation (TAR) fournit un traitement flexible de la propagation adiabatique des modes
de gravité modifiés par la rotation, qui est utilisé pour la modélisation sismique
intensive des étoiles. Cependant, il a été construit sur les hypothèses d'étoiles
sphériques en rotation uniforme sans champ magnétique. En premier lieu, nous généralisons
donc la TAR pour prendre en compte simultanément la déformation centrifuge et la rotation
différentielle. Nous identifions son domaine d’applicabilité et nous examinons leurs
signatures observationnelles et leur détectabilité. Ensuite, nous nous concentrons sur
l'effet d’un champ magnétique azimutal qui est l’un des mécanismes clés pour
potentiellement expliquer le fort transport du moment cinétique observé dans les étoiles.
Pour cela, nous généralisons la TAR en prenant en compte simultanément un tel champ
magnétique et la rotation différentielle. Nous dérivons les propriétés asymptotiques des
modes magnéto-gravito-inertiels et nous explorons la détectabilité de différentes
configurations de champ possibles. Nous démontrons que ce sont les champs équatoriaux qui
seront les plus favorables en exploitant les observations provenant des missions Kepler et
TESS et PLATO dans le futur.
Dans la deuxième partie de cette thèse, nous nous concentrons sur les planètes
géantes gazeuses qui sont aussi des rotateurs rapides et qui ont de fortes interactions
avec leur environnement dans notre système solaire et dans les systèmes exoplanétaires. La
dissipation des ondes excitées par les marées façonne leur architecture orbitale et leur
dynamique rotationnelle. Récemment, les observations astrométriques des systèmes de
Jupiter et de Saturne ont remis en question notre compréhension de leur formation et de
leur évolution avec une dissipation des marées plus forte dans ces planètes que ce qui
avait été prédit auparavant qui contraste avec celles des exoplanètes géantes gazeuses qui
semble plus faible. Ces nouvelles contraintes motivent le développement de modélisations
réalistes de la dissipation de marée à l'intérieur de ces planètes. Simultanément, les
missions spatiales Juno et Cassini ont révolutionné notre connaissance des intérieurs de
Jupiter et de Saturne dont la structure est une combinaison de zones stablement
stratifiées et de régions convectives. Nous développons donc de nouvelles simulations
numériques d'ondes de marée linéaires à l'intérieur de Jupiter en utilisant des modèles de
structure interne qui satisfont les contraintes observationnelles de Juno en prenant en
compte les diffusions visqueuses, thermiques et chimiques. Nous explorons les propriétés
de la dissipation de marée en fonction des paramètres clés hydrodynamiques et structurels
et nous démontrons l’importance des régions stablement stratifiées pour atteindre les
valeurs de dissipation observées pour Jupiter.
- Mots-clefs : Ondes, Étoiles, Planètes géantes, Astérosismologie, Marées,
Rotation, Champ magnétique, Magnétohydrodynamique, Simulations numériques
- Directeur de thèse : Stéphane Mathis
- Membres du jury : Sébastien Charnoz (Président), Marc-Antoine Dupret
(Rapporteur), Patrice Le Gal (Rapporteur), Corinne Charbonnel (Examinatrice), Conny Aerts
(Examinatrice), Clément Baruteau (Invité)
