Impact du magnétisme et de la rotation différentielle sur les marées dans les étoiles de faible masse et les planètes géantes gazeuses

Plus de 4000 exoplanètes ont été découvertes au cours de ces 25 dernières années, pour la plupart en orbite autour d’étoiles de faible masse. Dans les systèmes planétaires à très courte période orbitale, les interactions de marée étoile-planète sont connues pour gouverner l’évolution tardive de l’architecture orbitale des systèmes et de la rotation de leur étoile hôte, comme c’est aussi le cas dans les systèmes serrés planète-satellite(s) de notre système solaire tels que les systèmes jovien et saturnien. Les temps caractéristiques de variation des paramètres orbitaux et de rotation des corps, sont dictés par l’amplitude de la dissipation des marées qui varie considérablement avec la masse, la rotation et la métallicité des étoiles ainsi qu’avec la structure et la dynamique internes des étoiles et des planètes. Pour modéliser et caractériser de manière réaliste la dissipation de marée dans les enveloppes convectives de ces objets astrophysiques, deux mécanismes physiques clés sont étudiés dans cette thèse: la rotation différentielle et le magnétisme, au travers de leur influence sur les flots de marées en milieu convectif. Ces deux aspects sont explorés à l’aide d’approches semi-analytiques et numériques, tout en appliquant nos résultats à l’intérieur des étoiles au cours de leur évolution, et des planètes géantes gazeuses telles que Jupiter et Saturne. Tout d’abord, nous nous sommes intéressés à l’impact du magnétisme sur l’excitation et la dissipation des ondes magnéto-inertielles de marée, le long de l’évolution des étoiles de faible masse, de type spectral M à F, en examinant les limites de leur enveloppe convective, à savoir l’interface entre la zone radiative et convective et les régions proches de leur surface. Pour ce faire, nous avons utilisé en synergie la physique des ondes de marée, les lois d’échelle issues de la théorie dynamo qui nous permettent d’estimer l’amplitude d’un champ magnétique à grande échelle, et les grilles de modèles numériques d’évolution stellaire prenant en compte la rotation. On montre ainsi que la contribution du magnétisme sur le forçage de marée, c’est-à-dire sur l’excitation des ondes, reste négligeable devant la contribution hydrodynamique classiquement utilisée, et ce quelle que soit la position dans l’enveloppe convective, la masse, ou l’âge de l’étoile de faible masse étudiée. A contrario, le mécanisme de dissipation Ohmique des ondes magnéto-inertielles est un mécanisme très efficace, voire prépondérant devant la dissipation visqueuse, pour des étoiles de type M à F, de la pré-séquence principale à la fin de la séquence principale, dans toute leur enveloppe convective. Ces résultats s’appliquent aussi dans le cas de Jupiter et de ses satellites galiléens. Parallèlement à ce travail, nous avons développé un modèle local de boîte cisaillée, incliné par rapport à l’axe de rotation du corps étudié, afin de comprendre l’interaction complexe entre les ondes inertielles de marée et les flots zonaux au voisinage des couches critiques, et en particulier à la résonance de corotation, qui sont des régions où la fréquence des ondes de marée est nulle ou commensurable avec la fréquence de rotation locale du corps considéré. Ce modèle nous a permis d’étudier l’impact de différents profils de rotation réalistes, comme ceux que l’on peut observer dans les étoiles de type solaire, ou dans les planètes géantes telles que Jupiter et Saturne. Grâce à ce travail, nous avons identifié différents régimes de transmission du flux d’énergie transporté par les ondes, pour lesquels l’onde peut, au voisinage d’une couche critique, soit déposer de l’énergie et être amortie, soit extraire de l’énergie du flot moyen et ainsi être amplifiée. Ces différents régimes de transmission existent pour chacun des profils de rotation examinés, coniques et cylindriques, et dépendent du niveau critique rencontré, des propriétés des ondes et du profil de l’écoulement moyen