Grâce à la spectroscopie des vitesses radiales, on connaît en 2003 plus d'une centaines d'exoplanètes géantes autour d'étoiles de type solaire. Les limites de cette technique poussent à utiliser d'autres méthodes pour caractériser complètement les planètes connues, détecter des planètes de taille terrestre, et accéder à des informations statistiques sur une grande population d'objets. Cette thèse porte sur deux de ces techniques complémentaires : d'une part la photométrie des transits et d'autre part l'interférométrie infrarouge à très longue base. La photométrie des transits a été étudiée dans le cadre de la mission spatiale COROT : on a mis en oeuvre un algorithme de détection par filtrage adapté afin de déterminer (i) l'efficacité de détection de l'instrument pour différentes distributions orbitales des planètes, et (ii) la répartition des détections en fonction du type spectral et de la magnitude de l'étoile hôte. En outre, on a étudié l'utilisation des canaux photométriques de COROT pour discriminer les fausses détections et pour réduire la part du bruit de variabilité stellaire. Un traitement global des mesures par interférométrie à très longue base et par spectroscopie permet la caractérisation complète des systèmes doubles. On a appliqué ce traitement à des observations réelles d'étoiles binaires spectroscopiques, puis on a étudié la faisabilité d'observations de couples du type de 51 Pegasi. Par ailleurs, on a contribué à l'effort vers la très haute précision en interférométrie infrarouge par la réalisation d'un catalogue d'étoiles-étalons, et par la caractérisation instrumentale d'un prototype de fibre monomode à 10 µm, un composant essentiel pour les missions spatiales dédiées aux exoplanètes telluriques comme Darwin/TPF.

Les étoiles massives constituent une classe stellaire d'une grande importance pour l'évolution de l'environnement galactique. Malgré leur faible nombre, leur perte de masse élevée à tous les stades de leur rapide évolution et l'injection d'énergie subséquente ont un impact déterminant, même à grande distance. La source de cette perte de masse est intimement liée à leur intense champ de radiation, qui génère un vent rapide et parfois dense. Les récents progrès instrumentaux ont mis en lumière la caractère profondément inhomogène et variable de ce vent, se manifestant par des phénomènes stochastiques, et parfois même périodiques. Ces manifestations mettent en lumière l'existence de phénomènes concurrents en mesure de modifier et moduler le vent radiatif, à savoir la rotation stellaire, la présence de pulsations non-radiales (NRP) ou de champ magnétique. C'est dans ce contexte que s'inscrit ce travail de thèse de cotutelle, issu d'une collaboration entre le groupe d'astrophysique de l'université de Montréal et le groupe d'interférométrie de l'Observatoire de la Cote d'Azur. J'aborde tout d'abord le problème des instabilités qui se développent dans les LBV (Luminous Blue Variables) par l'étude de l'étoile emblématique P Cygni. Après avoir développé le contexte observationnel des manifestations éruptives de l'étoile, je présente les résultats d'une observation avec une optique adaptative expérimentale opérant dans le visible menée à l'Observatoire de Haute-Provence (OHP). Puis, je développe la problématique des manifestations périodiques détectées chez les étoiles O et WR particulières, dans le contexte de la détection de champ magnétique. Cette étude est basée sur des observations menées avec le spectropolarimètre CASPEC du télescope de 3.6m de la Silla (ESO/Chili). Enfin, je décris le travail de prospection entrepris sur une technique de polarimétrie interférométrique appelée SPIN (Spectro-Polarimetric INterferometry). L'utilisation de SPIN peut apporter à l'interférométrie un complément irremplaçable pour à la fois localiser et quantifier la perte de masse au plus près de l'étoile. Je m'attacherai particulièrement à la détection et la caractérisation des champs magnétiques par SPIN en polarisation circulaire.

L'astrophysique des écoulements hypersoniques fortement hors équilibres, telle qu'on la trouve comme mécanisme générateur de perte de masse dans les enveloppes circumstellaires d'étoiles évoluées, ou dans les enveloppes circumstellaires de binaires chaudes ou froides en interaction, trouve une contrepartie dans la physique très appliquée et proche des problèmes de l'industrie des écoulements dits ”hyperenthalpiques” soit de plasmas collisionnels dans des tubes à chocs, soit autour de corps naturels ou artificiels pénétrant à très grande vitesse dans des atmosphères planétaires. Lors des rentrées atmosphériques, un choc détaché se forme à l'avant du véhicule spatial. Le plasma de la couche de choc ainsi formée est fortement collisionnel, et les flux de chaleur incidents à la paroi du véhicule sont dominés par les flux radiatifs provenant principalement du continuum. Il est alors nécessaire de prendre en compte le couplage entre l'écoulement et le rayonnement. Pour des nombres de Mach élevés, le plasma de la couche de choc est en d´eséquilibre thermo- chimique et radiatif. Les processus collisionnels (collisions entre particules lourdes et collisions électroniques) et radiatifs (émission et absorption de rayonnement) doivent être traités de façon complètement couplée. Contrairement aux hypothèses les plus fréquemment utilisées jusqu'ici, chaque niveau électronique de l'atome est considéré comme une espèce différente. Les processus collision- nels et radiatifs sont présents dans les équations de conservation de la masse des espèces sous forme de termes sources. Un terme de divergence du flux radiatif intervient dans l'équation sur l'énergie totale du mélange de gaz. Une méthode des volumes finis implicite est utilisée pour le traitement du système d'équations. Cela nécessite le calcul des Jacobiens numériques pour la linéarisation des termes sources chimiques. Un calcul de rentrée atmosphérique à 15 km/s a été effectué et met bien en évidence le déséquilibre thermochimique du plasma. Une diminution de la distance choc/paroi montre l'importance du rayonnement sur la structure de la couche de choc.

Dans les étoiles de type solaire la génération de champ magnétique par effet dynamo se concentre dans la tachocline, une fine zone de fort cisaillement à l'interface entre le cœur radiatif et l'enveloppe convective. En dessous de 0.35 masse solaire, les étoiles de la séquence principale sont entièrement convectives et ne possèdent donc pas de tachocline. Or certaines de ces étoiles sont très actives, et des champs magnétiques très intenses ont été mesurés. La dynamo de ces objets doit donc reposer sur des processus physiques différents de ceux à l'œuvre dans le Soleil. En dépit des avancées théoriques récentes, la dynamo des étoiles entièrement convective reste mal comprise. La partie observationnelle de ce travail a consisté en l'étude d'un échantillon d'étoiles situées de part et d'autre de la limite entièrement convective à partir d'observations spectropolarimétriques et de la technique d'imagerie Zeeman-Doppler. Cela a permis d'analyser comment les paramètres stellaires, période de rotation et masse, influent sur le champ magnétique à grande échelle. Un changement brutal de topologie magnétique des naines M est mis en évidence à proximité de la limite entièrement convective. Un comportement inattendu est également détecté en dessous de 0.2 masse solaire : des étoiles de paramètres stellaires quasi-identiques présentent des topologies magnétiques radicalement différentes. Ce travail observationnel est doublé d'une approche numérique : des simulations MHD 3D «star-in-a-box» visent à mieux comprendre les divergences qui existent entre les premières simulations et les observations.

Malgré des années de travaux théoriques et observationnels intensifs, nous sommes toujours loin d'une complète compréhension de l'univers proche, la Voie Lactée (MW) et ses galaxies voisines. Parmi les satellites de la MW, le Petit et le Grand Nuage de Magellan (LMC) sont particulièrement intéressants puisqu'ils forment le plus proche exemple de galaxies en interaction gravitationnelle et hydrodynamique, et partant, constituent un laboratoire unique pour étudier les effets des marées et l'échange de matière sur l'évolution chimique et l'histoire de la formation stellaire d'une galaxie. Le LMC est une galaxie de petite masse barrée à disque, prototype des galaxies riches en gaz que l'on pense jouer un rôle important dans la construction des grandes galaxies dans le cadre du ΛCDM. De plus, avec sa métallicité actuelle d'environ le tiers de la métallicité solaire, le chemin d'enrichissement chimique suivi par le LMC donne un grand poids aux yields des générations stellaires pauvres en métaux, ce qui fait du LMC un environnement idéal pour étudier la nucléosynthèse aux basses métallicités. Ce travail de doctorat vise à: 1) caractériser chimiquement la population de la barre du LMC, 2) comparer les tendances des éléments de la MW et du LMC et interpréter les différences ou ressemblance en termes d'évolution chimique et/ou de processus nucléosynthétiques (contraintes sur les sites et les processus nucléosynthétiques), 3) comparer l'évolution chimique de la barre et du disque interne du LMC et interpréter les différence ou ressemblance dans le contexte de la formation de la barre. Nos résultats montrent que l'histoire chimique du LMC a connu un forte contribution des supernovae de type I ainsi qu'un fort enrichissement en éléments s par les vents d'étoiles AGB pauvres en métaux. Par rapport à la MW, les étoiles massives ont eu une contribution plus petite à l'enrichissement chimique du LMC. Les différences observées entre la barre et le disque parlent en faveur d'un épisode de formation stellaire accrue il y a quelques Gyr, ayant lieu dans les zones centrales du LMC et conduisant à la formation de la barre. Ceci est en accord avec les histoires de la formation stellaire récemment dérivées.

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En une décade la recherche de systèmes planétaires a fournit environ 170 exoplanètes en orbites autour de presque 150 étoiles. Mon travail de thèse s'inscrit dans ce nouveaux champ de l'astrophysique en cherchant les planètes autour des naines M. Ces étoiles sont des étoiles de très faibles masses, ce travail tente donc de caractériser la formation planétaire pour le domaine des petites masses stellaires. <br /><br />Dans un premier temps j'appréhende le paradigme de la formation planétaire en exposant les propriétés statistiques des systèmes détectés d'une part et le modèle standard d'autre part. Je m'intéresse aux méthodes de détection, avec une attention toute particulière pour la méthode des vitesses radiales, ses atouts et ses limitations. C'est cette dernière méthode que nous employons pour nos différents programmes de recherche. Après une description de nos échantillons et des précisions obtenues avec chacun des instruments utilisés, je présente la détection d'une planète de la masse de Neptune en orbite autour d'une naine M. De manière concurrente j'analyse aussi une étoile dont le signal mesuré est vraisemblablement causé par l'activité stellaire. Ce parallèle me permet d'expliquer comment nous différencions un signal induit par une planète des fausses détections.<br /><br />Parce que pour les étoiles de type solaire le taux d'étoiles-à-planètes est une fonction fortement croissante avec la teneur en métaux des étoiles, une partie de ma thèse est ensuite consacrée à l'analyse de la métallicité des naines M.<br /><br />Enfin, la dernière partie du manuscrit est consacrée à une étude statistique qui borne précisément la fréquence de planètes géantes en orbite autour de naines M. Le faible taux mesuré est regardé à la lumière de notre étude sur la métallicité des naines M.

La performance accrue des instruments dans une vaste gamme de longueur d'onde a montré qu'une grande partie des étoiles jeunes étaient entourées de matière sans doute répartie dans un disque. La détection de tels systèmes par imagerie directe est difficile du fait de la faible taille angulaire de ces objets, ainsi que de leur faible luminosité en comparaison avec l'étoile. Il semble aujourd'hui que près de 50 \% d'étoiles pré-séquence principale de faible masse, dites étoiles T Tauri, soient entourées d'un disque. Cette proportion est beaucoup moins évidente pour les étoiles plus massives, dites Herbig Ae, du fait de leur faible nombre et du faible nombre de détections directes.<br />Jusqu'à présent, seule l'interprétation de la distribution spectrale d'énergie (SED) de ces objets permettait d'inférer la structure géométrique des disques autour des étoiles Herbig Ae. Les modèles sont fortement dégénerés et il est primordial d'obtenir des images, seules preuves directes de la présence ou non de disque. <br />Cette thèse a permis de mettre en évidence l'apport de l'imagerie en infrarouge moyen pour lever une partie de la dégénérescence liée à l'interprétation de la SED et mieux contraindre, pour plusieurs objets, les paramètres des disques, comme le rayon externe minimal ou l'inclinaison. De plus, nous présentons un nouveau mode d'observation avec VISIR, l'instrument pour les observations en infrarouge moyen au VLT (ESO, Chili): le mode BURST. Ce mode permet d'atteindre la limite de résolution spatiale déterminée par la diffraction. Grâce à l'imagerie en infrarouge faite avec cet instrument, cette thèse a permis de déterminer, pour la première fois, la géométrie (structure évasée) d'un disque autour d'une étoile massive inférée au préalable par l'interprétation des SEDs.

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