Dynamique des étoiles de masse intermédiaire en rotation rapide et contraction gravitationnelle

La rotation a un impact majeur sur la structure et l'evolution des etoiles. En particulier, elle est connue pour etre responsable de processus de melanges macroscopiques des elements chimiques et de transport de moment cinetique au sein des zones radiatives des etoiles. Dans la premiere partie de cette these, nous montrons comment l'etat actuel de la modelisation stellaire justifie une nouvelle approche bi-dimensionnelle qui ne repose pas sur les hypotheses usuelles de rotation faible ou de rotation differentielle spherique. Nous developpons, dans la deuxieme partie, un modele simplifie (approximation de Boussinesq) d'etoiles en rotation rapide, en deux dimensions, ou la rotation differentielle qui s'instaure et la circulation meridienne associee sont calculees de maniere coherente. Nous y identifions les parametres pertinents a la description de l'ecoulement induit par une contraction gravitationnelle dans un environnement stratifie de maniere stable. Dans la troisieme partie, nous demontrons que cet ecoulement de spin-up l'emporte sur l'ecoulement barocline a l'issue d'un temps de Kelvin-Helmholtz. La rotation differentielle adopte un profil universel cylindrique et la circulation meridienne est celle d'un ecoulement de spin-up. Une couche de Stewartson s'etablit aussi sur le cylindre tangent au noyau du modele et pourrait etre la source d'un couplage efficace de la rotation du noyau et de celle de l'enveloppe d'une etoile en fin de Sequence Principale. Dans la derniere partie de cette these, nous etudions Achernar, etoile en rotation rapide de type Be a l'aide du code compressible ESTER. Les modeles obtenus tendent a montrer que l'etoile est en contraction gravitationnelle post-Sequence Principale. Pour en rendre compte, le code ESTER a ete modifie afin de suivre l'evolution chimique de l'etoile sur une echelle de temps nucleaire.