Pertinence des observables pour contraindre des modèles stellaires

L'objectif est d'evaluer quantitativement l'influence des contraintes issues des donnees sismiques et de celles obtenues par photometrie, spectroscopie, et interferometrie sur la structure interne. Nous avons developpe un outil numerique d'optimisation (la minimisation locale X² basee sur l'algorithme de Levenbreg-Marquardt) pour chercher automatiquement le modele stellaire qui reproduit au mieux les observations. Pour analyser le comportement X² autour de son minimum local, nous avons ensuite developpe un outil base sur la methode de la decomposition en valeurs singulieres. Nous avons defini un nouvel indicateur appele "Poids" permettant de quantifier l'importance relative des contraintes observationnelles dans la determination de chaque parametre physique "individuellement". Ces outils ont ete appliques a une grille de modeles d'etoiles de type solaire, d'âge et d'evolution differentes, et a deux cas reels : HD 49933 - un cas typique pour lequel des observations sismiques (CoRoT) sont disponibles ; α Cen A - le cas extreme pour lequel toutes les observables classiques et sismiques sont connues avec la meilleure precision. Parmi les principaux resultats citons : - l'analyse du "Poids" indique que l'ordre d'importance des contraintes ∆O (grande separation moyenne), R (rayon), ∆O,i ' δ02,i (grandes et petites separation individuelles), δ02 (petite separation moyenne), L (luminosite), Teff (temperature effective). Pour les masses superieures a 1. 1 M⊙, avec une precision de 0. 1 µHz, l'importance de ∆O diminue a cause de l'ecart des frequences au regime asymptotique. Une amelioration du facteur 10 sur la precision actuelle des donnees sismiques permettrait de reduire d'un facteur 5 les incertitudes sur les parametres physiques des modeles. En combinant les 2 contraintes ∆O et R, la precision sur la masse est excellente : ∈(M) = 2. 29 % pour 1. 31 M⊙ avec une erreur relative de 0. 1 % sur ∆O et 1 % de R. L'analyse des axes de l'ellipsoide d'erreur ∆X² = 1 met en evidence des correlations entre les parametres. Elle explique dans certains cas que les parametres individuels sont mal contraints bien que la combinaison lineaire de parametres correspondant au plus petit axe de l'ellipsoide soit bien determinee. Ainsi pour les etoiles plus massives que 1. 1 M⊙, la forte correlation des parametres α et M ne permet pas de les determiner individuellement. Des observations sismiques de haute qualite sont maintenant disponibles pour un grand nombre d'etoiles de types varies grâce aux Missions CoRoT et Kepler. Ce type d'analyse pourra etre appliquee. Elle pourra aussi etre utilisee pour selectionner les meilleures cibles des missions ulterieures de sismologie et pour definir les observations complementaires au sol plus pertinent.