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Asteroseismology consists in probing stellar interiors through the detection of seismic waves. Red giants are evolved low-mass stars that have exhausted hydrogen in their core. These stars are solar-type pulsators presenting mixed modes that allow us to have a direct access to the physical properties of their core. The available seismic measurements indicate that one or several mechanisms that remain poorly understood counterbalance the acceleration ofthe core rotation, resulting from its contraction, by transporting angularmomentum. The greatest part of this PhD thesis was devoted to the development of a method allowing a measurement as automated as possible of the mean core rotation of stars on the red giant branch that were observed by the Kepler satellite (NASA). The measurements that were derived for almost 900 stars highlight that the core rotation is almost constant along the red giant branch, with values largely independent of the stellar mass. The second part of this PhD thesis is devoted to the interpretation of these results based on stellar modelling. The challenge consists in using the large-scale measurements obtainedin the first part to characterise the quantity of angular momentum that has to be extracted from each layer of the core, at different timesteps on the red giant branch, for different stellar masses.; L’astérosismologie consiste à sonder les intérieurs stellaires en détectant les ondes sismiques qui s’y propagent. Les géantes rouges, des étoiles évoluées peu massives dont l’hydrogène du cœur est épuisé, sont des pulsateurs de type solaire présentant des modes mixtes qui nous permettent d’accéder directement aux propriétés physiques de leur cœur. Les mesures sismiques disponibles indiquent qu’un ou plusieurs mécanismes physiques encore mal compris contrebalancent l’accélération de la rotation du cœur sous l’effet de sa contraction, en transportant du moment cinétique. La majeure partie de cette thèse a été consacrée au développement d’une méthode permettant une mesure aussi automatisée que possible de la rotation moyenne du cœur des étoiles de la branche des géantes rouges observées par le satellite Kepler (NASA). Les mesures obtenues pour environ 900 étoiles mettent en évidence que la rotation du cœur est à peu près constante le long de la branche des géantes rouges,avec des valeurs indépendantes de la masse des étoiles. Le deuxième volet de cette thèse est consacré à l’interprétation de ces résultats basée sur la modélisation stellaire. L’enjeu consiste à utiliser les mesures à grande échelle obtenues durant la première partie pour caractériser la quantité de moment cinétique qui doit être extraite localement de chaque région du cœur, à différents instants sur la branche des géantes rouges, pour différentes masses stellaires.

Like terrestrial seismology, asteroseismology is the study of star quakes. These internal vibrations are detected by observing the luminosity (or velocity) variations at the stellar surfaces. From these time series, one computes power spectra which contain a wealth of information. In particular, for solar-like pulsators, we are able to observe the signal of granulation as well as the eigenmodes of stellar oscillations, both of which are a direct consequence of the convection in the star's envelope. Asteroseismology allows us to probe the interior of stars much like an ultrasound. Furthermore, with the large spatial photometric surveys CoRoT and Kepler, a new scope for seismology appeared. Indeed, it is possible to characterise to first order the oscillation spectra of solar-like pulsators with few indices or parameters, called seismic indices. Using simple relations, they allow us to estimate fundamental parameters of these stars. Asteroseismology is by consequence a very powerful tool for the study of stellar populations.In the perspective of the development of the Stellar Seismic Indices (SSI - see http://ssi.lesia.obspm.fr/) database, the purpose of my thesis was to develop an automatic method able to extract simultaneously the seismic indices and the parameters characterizing the granulation signature of solar-like pulsators. This method, called MLEUP, was optimized for red giants because for the few hundred main-sequence solar-like pulsators observed by CoRoT and Kepler, several tens of thousands of red giants have been observed by these same missions. MLEUP has a major advantage over most existing methods: it relies on the use red-giant stellar oscillation universal pattern (UP) to fit the oscillation spectra. This allows us to analyse the unsmoothed spectrum and fit simultaneously both granulation and oscillations with the maximum likelihood estimate (MLE).As a first step, MLEUP was tested on Monte Carlo simulations in order to quantify its performances. These simulations have revealed that MLEUP achieves very good performances, with low biases and dispersions. As a second step, we applied MLEUP to more than 36,500 stars observed by CoRoT and Kepler, thereby yielding seismic indices and granulation parameters for more than 13,500 stars. Those results have already been used in several works and are expected to be used in many more.Soon, the entire CoRoT dataset will be analysed. Thus, with the CoRoT and Kepler observations, we expect to obtain, seismic indices and granulation parameters for around 18,000 red giants in total. These results will be made available for the scientific community via the SSI database., A l'instar de la sismologie terrestre, l'astérosismologie est l'étude des tremblements d'étoiles. Ces vibrations internes sont observées via les variations de luminosité (ou de vitesse) qui se manifestent à leurs surfaces. A partir de ces séries temporelles, on calcule les spectres de puissance qui contiennent une véritable mine d'informations. En particulier, pour les pulsateurs de types solaires, nous pouvons observer le signal de la granulation ainsi que les modes propres d'oscillations stellaires qui sont tous deux une conséquence directe de la convection dans l'enveloppe de l'étoile. L'astérosismologie permet de sonder l'intérieur des étoiles comme une échographie. Par ailleurs, avec les grands relevés de photométrie spatiale CoRoT et Kepler, un nouveau champ d'application pour la sismologie est apparu. En effet, il est possible de caractériser au premier ordre les spectres d'oscillations des pulsateurs de types solaires à partir de quelques indices que nous appellerons indices sismiques. Ces derniers permettent via des relations simples d'estimer les paramètres fondamentaux de ces étoiles. Cela fait de l'astérosismologie un outil très puissant pour l'étude des populations stellaires.Dans la perspective du développement de la base de données Stellar Seismic Indices (SSI - cf. http://ssi.lesia.obspm.fr/), l'objet de ma thèse a été de développer une méthode automatique capable d'extraire simultanément les indices sismiques et les paramètres caractérisant la granulation des pulsateurs de types solaires. Cette méthode, appelée MLEUP, a été pour l'instant optimisée pour les géantes rouges car CoRoT et Kepler ont observé plusieurs dizaines de milliers de géantes rouges contre quelques centaines de pulsateurs de type solaire de séquence principale. Le MLEUP présente un avantage majeur par rapport à la plupart des méthodes existantes : il utilise le patron universel d'oscillations (UP) des géantes rouges comme modèle d'ajustement du spectre d'oscillations, ce qui permet d'analyser le spectre non lissé, donc non dégradé, et d'ajuster simultanément la composante de granulation et celle des oscillations par l'estimation du maximum de vraisemblance (MLE). Le MLEUP a dans un premier temps été testé par des simulations Monte Carlo afin de quantifier ses performances. Ces dernières se sont révélées très bonnes, avec de faibles biais et dispersions. Dans un second temps, nous avons appliqué le MLEUP à plus de 36.500 étoiles observées par CoRoT et Kepler, parmi lesquelles nous obtenons les indices sismiques et les paramètres de la granulation pour plus de 13.500 étoiles. Ces résultats ont d'ores et déjà été utilisés dans plusieurs travaux et leur utilisation devrait s'intensifier rapidement. Bientôt, l'ensemble des données CoRoT seront analysées. Ainsi, nous escomptons obtenir au total, avec l'ensemble des observations CoRoT et Kepler, des indices sismiques et des paramètres de granulation pour près de 18.000 géantes rouges. Ces résultats seront mis à disposition de la communauté scientifique via la base de données SSI.

The thesis studies mass losing AGB stars and their circumstellar environments, with focus on the development of stellar outflows and their interaction with the surrounding medium. It uses emission from two tracers: carbon monoxide (CO), through its rotational lines in the millimeter range, probes the inner regions of the circumstellar shells out to photodissociation distances, while atomic hydrogen (HI, 21 cm) is better suited to the study of the external regions. The high spectral and spatial resolutions achieved in radio observations allow for a detailed exploration of the kinematics of the relatively slow outflows of red giants. After having introduced the subject, I discuss the case of an S-type star (RS Cnc) that has been observed in CO with the IRAM telescopes, as well as in HI with the VLA, concentrating on the modelling of the spatially resolved CO line profiles and illustrating the complementarity between HI and CO. Results of the CO modelling of other AGB stars observed at IRAM (EP Aqr, XHer and RXBoo) and of a post-AGB star observed with ALMA, the Red Rectangle, are also presented. The formation of the Hi line profile in various cases of mass losing AGB stars, in particular YCVn for which a model is presented, is studied next, exploring several e ects that might explain the lack of detected emission from stars with high mass loss rates. Similarities between the bipolar outflows of the AGB stars that have been studied, all having mass loss rates in the region of 10⁻7 solar masses per year and displaying nearly spherical morphologies are discussed together with the information on the gas temperature obtained from the simultaneous observation of two CO lines., La thèse étudie des étoiles de la branche AGB et leur environnement, particulièrement le développement de vents polaires et leur interaction avec le milieu environnant. Elle utilise l’émission radio de deux traceurs: les raies de rotation millimétriques du monoxyde de carbone (CO) sondent les couches internes de l’enveloppe circumstellaire tandis que la raie HI de l’atome d’hydrogène à 21 cm est mieux adaptée à l’étude des régions externes. Les bonnes résolutions spectrales et spatiales des observations radio permettent une exploration détaillée de la cinématique des vents relativement lents de ces géantes rouges. Après avoir introduit le sujet, je discute le cas d’une étoile S (RS Cnc) observée en CO à l’aide des télescopes de l’IRAM et en Hi avec le VLA, mettant l’accent sur la modélisation des raies CO résolues spectralement et spatialement et illustrant la complémentarité entre les observations CO et HI. Les résultats obtenus en appliquant la même approche à d’autres étoiles AGB observées en CO à l’IRAM (EP Aqr, X Her et RX Boo) et à une étoile post-AGB observée par ALMA, le Rectangle Rouge, sont également présentés. J’étudie ensuite la formation des raies HI dans différents cas d’étoiles AGB, en particulier Y Cvn dont je présente un modèle, explorant un certain nombre d’effets susceptibles d’expliquer l’absence d’émission détectable de la part des étoiles à forte perte de masse. Je discute ensuite les similarités observées entre les vents polaires des étoiles AGB étudiées dans la thèse, toutes ayant des pertes de masse de l’ordre de 10⁻7 masses solaires par an qui ont peu affecté leur sphéricité, ainsi que les renseignements que l’observation simultanée de deux raies CO permet d’obtenir sur la température de l’enveloppe gazeuse.

Red giant stars correspond to one of the last evolutionary states in the life of solar-like stars. They undergo severe changes in their internal structure when they evolve. These changes remain poorly constrained due to the difficulty to model the internal structure of red giants, especially during the last stages. A recent way to observationally constrain the internal structure of the stars derives from the analysis of their pulsations. This method is called asteroseismology. During three years, I have used ultra-precise photometric data obtained by the Kepler satellite (NASA) which has observed 15000 red giants during more than four years (from 2009 to 2013). The study of these continuous and extremely precise light-curves allow the precise characterization of their stellar structure. The first study I have conducted corresponds to the characterization of the properties of the region of second helium ionization. The location of this region has been measured and different properties between the different evolutionary states of the stars were put into light. Secondly, I have created an automated method to measure a seismic parameter directly linked to the size of the stars radiative core. I applied this method on the 15000 red giants stars present in the Kepler public data. This study bring new informations on the way the stars climb the red giant branch and evolve towards later evolutionary states depending on their mass and metallicity. The results allowed me to reveal in several stars the signature of structure discontinuities in their radiative core., Les étoiles géantes rouges sont des objets correspondant à la fin de vie des étoiles de faible masse telles que le Soleil. Ces étoiles passent par différents stades évolutifs, caractérisés par une forte variation de leur structure interne, avant de mourir. La structure de ces objets reste peu connue à cause de la difficulté pour les modèles de la simuler. La seule façon de contraindre observationnellement l'intérieur des étoiles reste la méthode de la sismologie stellaire : l'étude des tremblements d'étoiles. Durant cette thèse, j'ai utilisé les données du satellite Kepler (NASA) qui a mesuré, très précisément, les variations de la photométrie de plus de 15 000 étoiles géantes rouges pendant 4 ans, de 2009 à 2013. L'étude de ces données extrêmement précises, permet d'en déduire les propriétés de la structure de l'étoile. La première étude menée durant cette thèse concerne la caractérisation des propriétés de la région de seconde ionisation de l'hélium. J'ai mesuré sa position et mis en évidence une différence de comportement entre les différents états évolutifs de l'étoile. La seconde partie de la thèse consiste en la création d'une méthode automatique de détermination de la taille du cœur radiatif de l'étoile. Cette méthode, appliquée sur les 15 000 étoiles géantes rouges observées par Kepler, permet de savoir à quel stade d'évolution en sont ces objets ainsi qu'apporter des contraintes observables pour les modèles stellaires. Enfin, j'ai pu mettre à jour dans plusieurs étoiles la signature de discontinuités de structure se situant dans le cœur de ces objets.

Red giant stars correspond to one of the last evolutionary states in the life of solar-like stars. They undergo severe changes in their internal structure when they evolve. These changes remain poorly constrained due to the difficulty to model the internal structure of red giants, especially during the last stages. A recent way to observationally constrain the internal structure of the stars derives from the analysis of their pulsations. This method is called asteroseismology. During three years, I have used ultra-precise photometric data obtained by the Kepler satellite (NASA) which has observed 15000 red giants during more than four years (from 2009 to 2013). The study of these continuous and extremely precise light-curves allow the precise characterization of their stellar structure. The first study I have conducted corresponds to the characterization of the properties of the region of second helium ionization. The location of this region has been measured and different properties between the different evolutionary states of the stars were put into light. Secondly, I have created an automated method to measure a seismic parameter directly linked to the size of the stars radiative core. I applied this method on the 15000 red giants stars present in the Kepler public data. This study bring new informations on the way the stars climb the red giant branch and evolve towards later evolutionary states depending on their mass and metallicity. The results allowed me to reveal in several stars the signature of structure discontinuities in their radiative core.; Les étoiles géantes rouges sont des objets correspondant à la fin de vie des étoiles de faible masse telles que le Soleil. Ces étoiles passent par différents stades évolutifs, caractérisés par une forte variation de leur structure interne, avant de mourir. La structure de ces objets reste peu connue à cause de la difficulté pour les modèles de la simuler. La seule façon de contraindre observationnellement l'intérieur des étoiles reste la méthode de la sismologie stellaire : l'étude des tremblements d'étoiles. Durant cette thèse, j'ai utilisé les données du satellite Kepler (NASA) qui a mesuré, très précisément, les variations de la photométrie de plus de 15 000 étoiles géantes rouges pendant 4 ans, de 2009 à 2013. L'étude de ces données extrêmement précises, permet d'en déduire les propriétés de la structure de l'étoile. La première étude menée durant cette thèse concerne la caractérisation des propriétés de la région de seconde ionisation de l'hélium. J'ai mesuré sa position et mis en évidence une différence de comportement entre les différents états évolutifs de l'étoile. La seconde partie de la thèse consiste en la création d'une méthode automatique de détermination de la taille du cœur radiatif de l'étoile. Cette méthode, appliquée sur les 15 000 étoiles géantes rouges observées par Kepler, permet de savoir à quel stade d'évolution en sont ces objets ainsi qu'apporter des contraintes observables pour les modèles stellaires. Enfin, j'ai pu mettre à jour dans plusieurs étoiles la signature de discontinuités de structure se situant dans le cœur de ces objets.

Surface brightness asymmetries are a very common feature of stars. Among other effects they cause a difference between the projected centre of mass and the photocentre. The evolution of those surface features makes this difference time-dependent. In some cases the displacement can be a non-negligible fraction of the star radius R, and if R>1 AU, of the parallax. We investigate the impact of surface brightness asymmetries on the Gaia astrometric solution and on the data processing flow. In particular we derive analytical expressions for the change in the derived astrometric parameters for a single-star, with respect to the parameters for a uniformly-bright star, as a function of the characteristics of the surface brightness asymmetries. These predictions are confirmed by the results of the processing of simulated astrometric Gaia data where a photocentre motion caused by surface brightness asymmetries has been added using a Gaussian Markovian model.In the case of a red supergiant star, the average photocentre shift is about 0.1 AU. Such a photocentric noise translates in a 10% inaccuracy on the parallax (independently of the distance), which becomes larger than the statistical error on the parallax derived from the data reduction for stars that are up to about 4 kpc away. For the most nearby stars, we derive an inaccuracy on the parallax that can be 10 times its statistical error. Finally we estimate that up to about 4000 stars among red supergiants and bright giants may have astrometric parameters that are inaccurate at levels bigger than expected because of the surface brightness asymmetries. In the determination of this number, a crucial role is played by the Gaia observable magnitude range. The fact that Gaia will not observe stars brighter than 5.6 in the Gaia G band means that the closest stars will not be observed. Yet, the impact of the surface brightness asymmetries is proportional to their angular size, meaning that the stars whose astrometric accuracy would be most affected are not observed.Various non-Gaussian spot models (as applicable in the case of magnetic spots) have been implemented and analytical predictions for the effects of such magnetic spots are computed for the most representative classes of magnetic stars.Another effect of the presence of surface brightness asymmetries is their impact on Gaia data processing flow. The quality of the fit of the data is evaluated with the F2 parameter that is a transformation of χ2 such that it has a unit normal distribution when the model is adequate and it is independent of the number of measurements. If the goodness-of-fit F2 of the single-star solution is not good enough (F2>3), a chain of solution of growing complexity is tried until a satisfactory one (with F2/Les asymétries de brillance de surface sont une caractéristique commune des étoiles. Parmi d'autres effets, elles provoquent une différence entre la projection du centre de masse et le photocentre. L'évolution de ces structures de surface rend cette différence variable avec le temps. Dans certains cas, le déplacement du photocentre peut être une fraction non négligeable du rayon de l'étoile R et, si R>1 UA, de la parallaxe. Nous examinons l'impact des asymétries de brillance de surface sur la solution astrométrique de Gaia et sur le processus de traitement des données. En particulier nous dérivons des expressions analytiques pour le changement des paramètres astrométriques déerivées pour une étoile simple, par rapport aux paramètres pour une étoile uniformément lumineuse, en fonction des caractéristiques des asymétries de brillance de surface. Ces prévisions sont confirmées par les résultats de simulations du traitement des données astrométriques de Gaia, auxquelles des mouvements du photocentre causés par des asymétries de brillance de surface ont été ajoutés en utilisant un modèle gaussien markovien.Dans le cas d'une étoile super-géante rouge, le décalage moyen du photocentre est d'environ 0.1 UA. Un bruit photocentrique de cette amplitude se traduit dans une imprécision de 10% sur la parallaxe (indépendamment de la distance), qui peut devenir plus grande que l'erreur statistique sur la parallaxe déerivée par la réduction des données, pour les étoiles plus proches d'environ 4 kpc. Pour les étoiles les plus proches, nous évaluons une imprécision sur la parallaxe qui peut être 10 fois leur erreur statistique. Finalement, nous estimons que jusqu'à environ 4000 étoiles parmi les super-géantes rouges et géantes brillantes peuvent avoir des paramètres astrométriques inexactes à des niveaux plus grands que prévu en raison des asymétries de brillance de surface. Dans la détermination de ce nombre, la gamme de magnitudes observables par Gaia joue un rôle crucial. Le fait que Gaia n'observera pas les étoiles plus brillantes que 5.6 mag (en bande Gaia) signifie que les étoiles les plus proches ne seront pas observées. Pourtant, l'impact des asymétries de brillance de surface est proportionnel à leur taille angulaire, ce qui signifie que les étoiles dont la précision astrométrique seraient la plus affecté ne seront pas observées.Différents modèles de taches ont été réalisés et des prédictions analytiques pour les effets de ces taches magnétiques sont calculés pour les classes les plus représentatives des étoiles magnétiques. Un autre effet de la présence des asymétries de brillance de surface est leur impact sur le traitement des données de Gaia. La qualité de l'ajustement des données est évaluée avec le paramètre F2 qui est une transformation de χ2 telle qu'il ait une distribution normale lorsque le modèle est adéquat. Si la qualité de l'ajustement F2 de la solution étoile-simple n'est pas acceptable (F2>3), une chaîne de solutions de complexité croissante est essayée jusqu'à ce qu'une solution satisfaisante (avec F2, Doctorat en Sciences, info:eu-repo/semantics/nonPublished

Cette thèse est vouée principalement à l'étude des enveloppes circumstellaires des étoiles de la fin de la branche asymptotique des géantes rouges (AGB), ou dans la courte phase de transition des nébuleuses planétaires. L'attention a été portée sur les sources ayant une photosphère riche en carbone qui étaient jusqu'à présent moins étudiées que celles riches en oxygène. La thèse comporte trois aspects, des observations millimétriques des transitions rotationelles de CO et HCN, des modélisations de l'émission infrarouge des poussières, et des études systématiques des données du satellite IRAS. Le dernier point est le support observationel fondamental de ce mémoire sans lequel ce travail ne pourrait exister. Il est omni-présent dans la plupart des chapitres . La première partie de la thèse regroupe les observations millimétriques. Alors que la plupart des étoiles AGB riches en carbone sont facilement identifiables grâce à l'émission de SiC, celles qui sont proches de la fin de l'AGB, ou qui sont des PPN, n'ont souvent plus cette caractéristique. Le chapitre 1 présente une analyse d'un échantillon de ~ 230 de telles sources, propose des critères permettant de déterminer la richesse en carbone basés à la fois sur les données IRAS et des observations de CO et HCN, et déduit les proportions d'étoiles oxygénées et d'étoiles carbonées. Le chapitre 2 est une recherche de l'émission de CO dans des sources de l'hémisphère sud pouvant être des PPN; neuf d'entre elles ont pu être détectées, dont l'une présente des propriétés tout à fait remarquables et inhabituelles. Le chapitre 3 ne présente pas nos observations en particulier, mais est une compilation de toutes les enveloppes circumstellaires ayant une (ou plusieurs) détections de CO ou/et HCN publiées dans la littérature depuis 1985. Ceci constitue le premier catalogue des observations millimétriques des étoiles AGB, PPN, et PN ; il recense ~ 400 sources et ~ 1200 observations venant de plus de soixante dix références. Le chapitre 4 présente des cartographies soignées de l'émission de CO dans les transitions rotation elles (1- 0) et (2-1) de cinq sources pouvant être considérées comme des prototypes, et pour lesquelles nous sommes en mesure de donner une estimation de l'étendue de CO dans l'enveloppe. La deuxième partie de la thèse est consacrée à la modélisation de l'émission infrarouge des poussières. Nous y décrivons d'abord la mise au point d'un programme numérique de transfert radiatif dans le chapitre 5. Le chapitre 6 est une étude particulièrement détaillée de l'une des sources riches en carbone les plus optiquement épaisses connues, proche de la fin de l'AGB, RAFGL 3068. Les observations infrarouges disponibles, ainsi que les cartographies du chapitre 4, nous ont permis de contraindre la valeur de l'exposant de la loi d'émissivité des grains dans l'infrarouge. Le chapitre 7 est voué à l'étude des objets riches en carbone en transition entre la fin de l'AGB et le stade de nébuleuse planétaire. En reprenant l'échantillon de sources du chapitre 1, que nous avons élargi jusqu'à ~ 1000 sources, nous avons pu reconstituer l'évolution spectrale de ces PPN. Cette évolution est bien reproduite par les modélisations qui s'appuient sur le travail du chapitre précédent. L'un des problèmes les plus intéressant de l'évolution des étoiles AGB à l'heure actuelle est la transition entre les étoiles riches en oxygène et celles riches en carbone. Le chapitre 8 est un travail préparatoire à l'analyse d'observations de CN et HCN dans plusieurs objets différents, réalisées dans le but de tenter d'éclaircir un peu ce problème. Nous y analysons les propriétés IRAS (PSC) d'un échantillon de sources restreint, mais ayant des densités de flux IRAS fi ables, et en déduisons, pour cet échantillon, le pourcentage d'étoiles riches en carbone ayant une enveloppe fossile . Nous terminerons par la présentation des conclusions les plus importantes de la thèse., pas de résumé