Les étoiles expérimentent des phases de contraction et/ou d'expansion à différentes étapes de leur existence. Les mesures sismiques de la rotation interne ont montré la nécessité d'améliorer la description physique des processus de transport du moment cinétique et des éléments chimiques durant ces phases d'évolution rapide. Par ailleurs, les relevés spectropolarimétriques indiquent une dichotomie champs forts/champs faibles parmi les étoiles de masse intermédiaire. Comprendre comment ces champs interagissent avec la rotation différentielle forcée par la contraction peut nous aider à élucider l'origine du magnétisme de ces étoiles.
L'objectif de cette thèse est de progresser sur la question du transport du moment cinétique induit par la contraction d'une zone radiative stellaire magnétisée, ou non. À cette fin, nous réalisons des simulations axisymétriques (magnéto)hydrodynamiques d'une couche sphérique d'un fluide stablement stratifié en rotation et en contraction, possédant, ou non, un champ magnétique à grande échelle. La contraction est modélisée par un flux de masse radial stationnaire et les simulations sont effectuées dans les approximations de Boussinesq et anélastique. Une étude paramétrique étendue est menée afin de couvrir les différents régimes de rotation, contraction, stratification stable et champ magnétique, appropriés dans les étoiles considérées.
En l'absence de champ magnétique, nous déterminons deux régimes pertinents : le régime d'Eddington-Sweet, dans lequel la circulation méridienne domine le transport de moment cinétique, et le régime visqueux où la viscosité joue un rôle prépondérant. Le régime d'Eddington-Sweet, pertinent pour les étoiles de la pré-séquence principale et dans les sous-géantes en dehors de leur coeur dégénéré, aboutit naturellement à une rotation différentielle à la fois en rayon et en latitude. Le régime visqueux, correspondant au coeur dégénéré des sous-géantes, conduit quant à lui à un profil de rotation à symétrie sphérique. Dans les deux cas, nous obtenons une loi d'échelle qui permet d'estimer l'amplitude de la rotation différentielle. Lorsqu'un champ magnétique est imposé, l'écoulement est caractérisé par deux régions magnétiquement découplées. Dans l'une d'elles la tension magnétique impose une rotation solide alors que dans l'autre, que l'on appelle la zone morte, la force de Lorentz devient passive et une rotation différentielle existe. Dans certains cas, nous montrons que le cisaillement en latitude présent dans les zones mortes déclenche une puissante instabilité axisymétrique capable de détruire la structure à grande échelle du champ magnétique et d'entraîner une reconfiguration de l'écoulement. Nous proposons que ceci puisse potentiellement expliquer l'évolution rotationnelle des sous-géantes ainsi que la dichotomie observée entre champ forts/champ faibles des étoiles de masse intermédiaire. |
Stars experience contraction and/or expansion phases at different stages of their existence. Seismic measurements of internal rotation have shown the need to improve the physical description of transport processes of angular momentum and chemical elements during these rapid phases of evolution. In addition, spectropolarimetric surveys suggest a strong-fields/weak-fields dichotomy among the intermediate-mass stars. Understanding how these fields interact with the differential rotation forced by the contraction could help us to address the origin of the magnetism of these stars.
This thesis aims at making progress on the issue of the angular momentum transport induced by the contraction of a magnetised, or non-magnetised, stellar radiative zone. For this purpose, we perform axisymmetric (magneto)hydrodynamical simulations of a stably stratified rotating spherical layer undergoing contraction, having or not, a large-scale magnetic field. Contraction is modelled by a steady radial mass flux and simulations are carried out in the Boussinesq and anelastic approximations. An extensive parametric study is conducted to cover the different regimes of rotation, contraction, stable stratification and magnetic field that are appropriate for stars.
In the absence of magnetic field, we determine two relevant regimes: the Eddington-Sweet regime in which the meridional circulation dominates the angular momentum transport, and the viscous regime where the viscosity plays a leading role. The Eddington-Sweet regime, relevant for pre-main sequence stars and outside the degenerate core of subgiants, naturally results in a differential rotation, both in latitude and radius. The viscous regime, relevant in the degenerate core of subgiants, leads to a spherically symmetric rotation profile. In both cases, we derive a scaling law which enables us to estimate the amplitude of the differential rotation. When a magnetic field is applied, the flow is characterised by the presence of two magnetically decoupled regions. In one of them, magnetic tension imposes solid-body rotation while in the other, called the dead zone, the Lorentz force becomes negligible and a differential rotation exists. In some cases, we show that the latitudinal shear built in the dead zones triggers a powerful axisymmetric instability able to destroy the large-scale structure of the magnetic field and to result in a flow reconfiguration. We propose that this could potentially explain the rotational evolution of subgiants as well as the observed dichotomy between strong-fields/weak-fields of intermediate-mass stars. |