Modélisation de l'évolution du moment cinétique des étoiles de faible masse

En 1972, Skumanich decouvre une relation empirique unique entre la periode de rotation de surface des etoiles G et leur âge sur la sequence principale. Cette decouverte ouvrit alors une nouvelle voie pour la datation stellaire : la gyrochronologie. Des lors, bon nombre d'auteurs, entre la fin des annees 80 et 90, se sont interesses a l'evolution de la vitesse de rotation de surface des etoiles de faible masse ($M_*$ = 0.4 $M_{odot}$- 1.1 $M_{odot}$). Les premiers modeles phenomenologies sur le sujet ete nes.L'evolution de la vitesse de rotation de ces etoiles commence a etre raisonnablement bien reproduite par la classe de modele parametrique que je presente dans cette these. Par manque de descriptions theoriques satisfaisantes, seuls les effets globaux des mecanismes physiques impliques sont ici decris. Le principal enjeu est d'etudier le cadre et la facon dont le moment cinetique stellaire est impacte par ces processus tout en contraignant leurs principales caracteristiques.Au cours de ma these, j'ai modelise les trajets rotationnels des enveloppes externes et medianes des distributions de periode de rotation de 18 amas stellaire entre 1 Myr et 1 Gyr. Ceci m'a permis d'analyser la dependance temporelle des mecanismes physiques impliques dans l'evolution du moment cinetique des etoiles de type solaire. Les resultats que j'ai obtenus montrent que l'evolution de la rotation differentielle interne impact fortement la convergence rotationnelle (relation empirique de Skumanich), l'evolution de l'abondance de surface en lithium, et les intensites du champ magnetique genere par effet dynamo. En plus de reproduire ces enveloppes externes, le modele que j'ai developpe fournit des contraintes sur les mecanismes de redistribution interne du moment cinetique et sur les durees de vie des disques circumstellaires, supposes responsables de la regulation rotationnelle observee durant les quelques premiers millions d'annees de la pre-sequence principale. L'extension du modele aux etoiles moins massives (0.5 et 0.8 $M_{odot}$) que j'ai realise, a egalement fournis la dependance en masse de ces differents processus physiques.Cette etape a notamment ajoutee de fortes contraintes sur les temps caracteristiques associes au transport de moment cinetique entre le coeur et l'enveloppe, sur l'efficacite du freinage magnetique vraisemblablement reliee a un changement de topologie des etoiles de type solaire vers celles de 0.5 $M_{odot}$, et sur l'histoire rotationnelle, interne comme de surface, des etoiles entre 1 Myr a 1 Gyr.