Les disques de gaz et de poussières entourant les étoiles jeunes sont d'une importance capitale pour notre compréhension de la formation planétaire. Les observations de ces disques permettent d'avoir un niveau de détails sans précédent sur ces derniers et apportent des contraintes toujours plus fortes sur leur structure et sur les modèles de formation planétaire. Les parties de ces disques les plus proches de l'étoile sont néanmois encore assez mal connues; en effet, pour pouvoir résoudre ces parties internes pour les étoiles jeunes les plus proches de la Terre, un télescope de 100 mètres de diamètre serait nécessaire, ce qui est technologiquement et financièrement impossible actuellement. L'interférométrie permet de contourner ce problème en combinant la lumière de paires de télescopes, permettant ainsi un plus grand pouvoir de résolution. Ma thèse à portée sur l'observation et l'étude des parties internes des disques circumstellaire d'étoiles de type T Tauri. Une étude statistique sur l'environnement de ces étoiles y est présentée, ainsi que leur modélisation par un modèle prenant en compte les mécanisme d'émission et de diffusion de la lumiere par la poussière. La modélisation de disque circumstellaires par un code de transfert radiatif et en combinant des données interférométriques, photométriques et spectroscopiques est aussi abordée. / Observing gas and dusty disks around young stars are of utmost importance for our knowledge about planetary formation. Observations of these disks bring unprecedented details about their structure and composition, and provide stronger and stronger constrains on planetary formation models. However, the inner parts of these disk are still barely known. indeed, a 100 m diameter telescope would be required in order to resolve these inner region, for the closest young stars; nowaday, the construction of such telescope is impossible technologically and financially. By combining the light of pairs of telescopes, the interferometry technique is able to reach the sufficient resolving power, and permits us to observe the inner parts of circumstellar disks. My thesis has been focused on the observation and study of the inner part of TTauri's circumstellar disks. I present in this manuscript a statistical study on the environment around these stars, along with its modeling by taking into account thermal emission and light scattering of the disk. Finally, I present a more complete modelling for some of these stars, done by constraining spectroscopic, interferometric and photometric datasets with a radiative transfer code.

Dans cette thèse, j'analyse des observations spectropolarimétriques d'étoiles froides évoluées dans tous les paramètres de Stokes ($I$, $Q$, $U$ et $V$).L'étude des spectres polarisés circulairement de trois étoiles supergéantes rouges (RSG) m'a permis de détecter un faible champ magnétique (de l'ordre de 1 Gauss) à leur surface ainsi que de mettre en évidence l'influence de la forte polarisation linéaire de ces étoiles sur la mesure du champ magnétique.Cette forte polarisation linéaire est d'origine non magnétique et est reliée à la polarisation du continu dont l'observabilité résulte de la présence de structures brisants la symétrie cylindrique du disque stellaire.Après une analyse en profondeur de la polarisation du continu des étoiles RSG, j'utilise un modèle analytique spectropolarimétrique permettant de remonter à la position sur le disque de ces structures, en bon accord avec des observations interférométriques.Les étoiles variables pulsantes montrent elles aussi des signaux polarisés linéairement intenses dont l'origine est la polarisation intrinsèque (où de résonance) associée à certaines raies spectrales.Pour ces étoiles, les gradients de vitesses, introduits par les ondes de chocs se propageants dans leur atmosphère, amplifient la polarisation intrinsèque des raies, un mécanisme d'éclaircissement Doppler, bien connu dans le cas du Soleil, qui offre de nouvelles perspectives dans l'étude de ces objets. / In this thesis work, full Stokes ($I$, $Q$, $U$ et $V$) spectropolarimetric observations of cool evolved stars have been analysed.I have measured a weak magnetic field at the surface of three well known red supergiant stars. Furthermore, I have shown that the strong level of linear polarisation, measured for these stars, can lead to some ambiguity in the measurement of magnetic fields.This strong, unmagnetic, linear polarisation originate from depolarisation of the continuum which, in turn, is only detectable because of symmetry-breaking effects on the stellar disk.I study in some details the continuum polarisation of RSG stars and I present a way of mapping symmetry-breaking strucutres through the mean of a spectropolarimetric model. Good agreement with interferometric observations is reached.From their side, pulsating variable stars also show strong linearly polarised features in their spectra. These features are indeed due to resonant scattering polarisation associated to metallic lines, a phenomenon reminiscent of the second solar spectrum.For these stars, the velocity gradients, pertaining to the shock waves propagating through their atmosphere, enhance the intrinsic polarisation of the lines. This Doppler brightening effect, well known in the solar case, offer a new innovative method for the analysis of these stars.

Les mécanismes physiques de la perte de masse des étoiles évoluées sont encore largement inconnus. Ce processus essentiel est pourtant le moteur principal de l'évolution chimique du milieu interstellaire. Pour les supergéantes rouges (SGR), le déclenchement de l'éjection de la matière et les mécanismes de condensation de la poussière demeurent mal compris. La façon dont les géantes rouges parviennent à former des nébuleuses planétaires non-Sphériques est aussi inconnue. Au cours de ma thèse j'ai étudié des étoiles évoluées grâce à des techniques de haute résolution angulaire permettant de détailler leur surface et leur environnement proche où se trouve l'origine de la perte de masse. À partir d'observations interférométriques en infrarouge (IR), j'ai caractérisé l'enveloppe de vapeur d'eau et de monoxyde de carbone de la SGR Bételgeuse. J'ai également suivi l'évolution d'un point chaud à sa surface et analysé la structure de sa convection ainsi que celle d'Antarès (une autre SGR très proche) grâce à des simulations hydrodynamiques radiatives. L'imagerie à la limite de diffraction (optique adaptative en IR, télescope spatial en ultraviolet) m'a permis d'étudier l'évolution des inhomogénéités de l'enveloppe circumstellaire de Bételgeuse et découvrir un disque circumstellaire autour de L2 Puppis, une étoile de la branche asymptotique des géantes. Ces observations multi-Longueurs d'onde, répétées à plusieurs époques, m'ont permis d'initier un suivi temporel et d'apporter des informations sur la dynamique en jeu. Renouvelé sur un plus grand échantillon d'étoiles dans les années à venir, ce programme permettra de mieux appréhender la perte de masse des étoiles évoluées. / Mass loss of evolved stars is still largely mysterious, despite its importance as the main evolution engine for the chemical composition of the interstellar medium. For red supergiants (RSG), the triggering of the outflow and the mechanism of dust condensation remain unknown. Concerning red giant stars, we still do not know how their mass loss is able to form a bipolar planetary nebula. During my PhD thesis, I observed evolved stars with high angular resolution techniques. They allowed us to study the surface and the close environment of these stars, from where mass loss originates. With near-Infrared interferometric observations, I characterized the water vapor and carbon monoxide envelope of the nearby RSG Betelgeuse. I also monitored a hot spot on its surface and analyzed the structure of its convection, as well as that of Antares (another very nearby supergiant) thanks to radiative hydrodynamical simulations. Diffraction-Limited imaging techniques (near-Infrared adaptive optics, ultraviolet space telescope) allowed me to observe the evolution of inhomogeneities in the circumstellar envelope of Betelgeuse and to discover a circumstellar disk around L2 Puppis, an asymptotic giant branch star. These multi-Scale and multi-Wavelength observations obtained at several epochs allowed us to monitor the evolution of the structures and to derive information on the dynamics of the stellar environment. With a wider stellar sample expected in the next few years, this observing program will allow a better understanding of the mass loss of evolved stars.

Les étoiles massives, de type O ou B, sont d'une importance capitale pour le budget énergétique des galaxies et l'enrichissement du milieu interstellaire. Néanmoins, leur formation, contrairement à celle des étoiles de type solaire reste sujet à débats, sinon une énigme. Les toutes premières étapes de la formation des étoiles massives ainsi que la formation de leur nuage parent sont des thèmes qui stimulent une grande activité sur les plans théorique et observationnel depuis une décennie. Il semble maintenant acquis que les étoiles massives naissent dans des cœurs denses massifs, qui se forment au travers de processus dynamiques, tels que les flots de gaz collisionnels. Au cours de ma thèse, j'ai mené une étude approfondie de la formation des cœurs denses et des étoiles massives au sein de la structure hypermassive W43-MM1, localisée à 6~kpc du soleil. Dans un premier temps, j'ai montré une corrélation directe entre l'efficacité à former des étoiles et la densité volumique des nuages moléculaires, en décalage avec un certain nombre d'études précédentes. En effet, la distribution spatiale et de masse des cœurs denses massifs en formation au sein de W43-MM1 suggère que ce filament hypermassif est en phase de flambée de formation d'étoiles, flambée d'autant plus grande que l'on se rapproche de son cœur. J'ai comparé ces résultats observationnels aux modèles numériques et analytiques d'efficacité de formation stellaire les plus récents. Cette confrontation permet non seulement d'apporter de nouvelles contraintes sur la formation des filaments hypermassifs, mais suggère aussi que la compréhension de la formation d'étoiles dans les nuages hypermassifs nécessite une description fine de la structure de ces objets exceptionnels. En second lieu, ayant montré que la formation des étoiles massives est fortement dépendante des propriétés des filaments qui les forment, je me suis naturellement intéressé aux processus de formation de ces filaments, grâce à une étude de leur dynamique globale. Plus précisément, j'ai utilisé un traceur de chocs (la molécule de SiO) pour discerner les chocs dûs aux processus locaux de formation des étoiles (jets et flots bipolaires), des chocs dûs aux processus permettant la formation du nuage. J'ai ainsi pu, via une étude sans précédent alliant observations et modélisation de chocs dans une région formant de nombreuses étoiles, montrer l'existence de chocs à basse vitesse, première signature directe de la formation du nuage moléculaire dans lequel les étoiles massives se forment. Ces résultats constituent une étape importante reliant, via des processus dynamiques, la formation des nuages moléculaires à la formation des étoiles massives. / O and B types stars are of paramount importance in the energy budget of galaxies and play a crucial role enriching the interstellar medium. However, their formation, unlike that of solar-type stars, is still subject to debate, if not an enigma. The earliest stages of massive star formation and the formation of their parent cloud are still crucial astrophysical questions that drew a lot of attention in the community, both from the theoretical and observational perspective, during the last decade. It has been proposed that massive stars are born in massive dense cores that form through very dynamic processes, such as converging flows of gas. During my PhD, I conducted a thorough study of the formation of dense cores and massive stars in the W43-MM1 supermassive structure, located at ~ 6 kpc from the sun. At first, I showed a direct correlation between the star formation efficiency and the volume gas density of molecular clouds, in contrast with scenarii suggested by previous studies. Indeed, the spatial distribution and mass function of the massive dense cores currently forming in W43-MM1 suggests that this supermassive filament is undergoing a star formation burst, increasing as one approaches its center. I compared these observational results with the most recent numerical and analytical models of star formation. This comparison not only provides new constraints on the formation of supermassive filaments, but also suggests that understanding star formation in high density, extreme ridges requires a detailed portrait of the structure of these exceptional objects. Second, having shown that the formation of massive stars depends strongly on the properties of the ridges where they form, I studied the formation processes of these filaments, thanks of the characterization of their global dynamics. Specifically, I used a tracer of shocks (SiO molecule) to disentangle the feedback of local star formation processes (bipolar jets and outflows) from shocks tracing the pristine formation processes of the W43-MM1 cloud. I was able, via an unprecedented study combining observations and modeling of shocks in a starbust region, to show the existence of widespread low velocity shocks, that are the first direct signature of the formation of the massive molecular cloud from which massive stars form.These results are an important step connecting, via dynamical processes, the formation of molecular clouds to the formation of massive stars.

Les observations montrent qu'il y a dix milliards d'années, les galaxies formaient bien plus d'étoiles qu'aujourd'hui. Comme les étoiles se forment à partir de gaz moléculaire froid, cela signifie que les galaxies disposaient alors d'importants réservoirs de gaz, et c'est ce qui est observé. Mais les processus de formation d'étoiles pourraient aussi avoir été plus efficaces : qu'en est-il ? Les étoiles se forment dans des nuages moléculaires géants liés par leur propre gravité, mais les toutes premières étapes de leur formation demeurent relativement mal connues. Les nuages moléculaires sont eux-mêmes fragmentés en différentes structures, et certains scénarios suggèrent que les filaments interstellaires qui y sont observés aient pu constituer la première étape de la formation des coeurs denses dans lesquels se forment les étoiles. En quelle mesure leur géométrie filamentaire affecte-t-elle les coeurs pré-stellaires ? Des phenomènes de rétroaction liés à l'évolution des étoiles, comme les vents stellaires et les explosions de supernovae, participent à la régulation de la formation d'étoiles et peuvent aussi perturber la distribution de matière noire supposée entourer les galaxies. Cette thèse aborde l'évolution des galaxies et la formation des étoiles suivant trois perspectives : (i) la caractérisation des processus de formation d'étoiles à des échelles sous-galactiques au moment de leur pic de formation ; (ii) la formation des coeurs pré-stellaires dans les structures filamentaires du milieu interstellaire ; et (iii) les effets rétroactifs de la formation et de l'évolution des étoiles sur la distribution de matière noire des galaxies. / Observations show that ten billion years ago, galaxies formed their stars at rates up to twenty times higher than now. As stars are formed from cold molecular gas, a high star formation rate means a significant gas supply, and galaxies near the peak epoch of star formation are indeed much more gas-rich than nearby galaxies. Is the decline of the star formation rate mostly driven by the diminishing cold gas reservoir, or are the star formation processes also qualitatively different earlier in the history of the Universe? Ten billion years ago, young galaxies were clumpy and prone to violent gravitational instabilities, which may have contributed to their high star formation rate. Stars indeed form within giant, gravitationally-bound molecular clouds. But the earliest phases of star formation are still poorly understood. Some scenarii suggest the importance of interstellar filamentary structures as a first step towards core and star formation. How would their filamentary geometry affect pre-stellar cores? Feedback mechanisms related to stellar evolution also play an important role in regulating star formation, for example through powerful stellar winds and supernovae explosions which expel some of the gas and can even disturb the dark matter distribution in which each galaxy is assumed to be embedded. This PhD work focuses on three perspectives: (i) star formation near the peak epoch of star formation as seen from observations at sub-galactic scales; (ii) the formation of pre-stellar cores within the filamentary structures of the interstellar medium; and (iii) the effect of feedback processes resulting from star formation and evolution on the dark matter distribution.

Les trous noirs supermassifs résident dans les centres de la plupart des galaxies massives et on observe des corrélations entre leurs masses et les propriétés de leurs galaxies hôtes. De plus, on observe des trous noirs de plus d’un milliard de masses solaires quelques centaines de millions d’années seulement après le Big Bang. Ces trous noirs supermassifs présents dans l’univers jeune ne sont que le sommet de l’iceberg de l’ensemble de la population de trous noirs, mais ils mettent en question notre compréhension de la formation et de la croissance des premiers trous noirs. Notre nouvelle méthode améliorant le calcul de la densité de colonne de H2 donne des probabilités pour former des graines massives de trous noirs qui sont plus d’un ordre de grandeur plus élevées que prédit précédemment. Nous trouvons que CR7 pourrait être le premier candidat à héberger un tel trou noir formé par effondrement direct et nous démentons l’existence initialement revendiquée d’une population stellaire massive primordial dans CR7. Nous calculons la densité des taux de fusion des trous noirs binaires des premières étoiles et leurs taux de détection avec aLIGO. Notre modèle démontre que les détections des ondes gravitationnelles à venir au cours des prochaines décennies permettront d’imposer des contraintes plus strictes sur les propriétés des premières étoiles et donc sur les scénarios de formation des premiers trous noirs. Nous développons un modèle analytique en 2D de la rétroaction des noyaux actifs de galaxie pour démontrer qu’un profil de disque plus réaliste réduit la quantité de gaz qui est éjectée du halo par rapport aux modèles 1D existants. La rétroaction empêche l’accretion de gaz sur le trou noir central pendant seulement ∼1 million d’année environ, ce qui permet une accretion de gaz presque continue dans le plan du disque. Avec cette thèse, je contribue à une meilleure compréhension de la formation et la croissance des premiers trous noirs supermassifs. / Supermassive black holes reside in the centres of most massive galaxies and we observe correlations between their mass and properties of the host galaxies. Besides this correlation between a galaxy and its central black hole (BH), we see BHs more massive than one billion solar masses already a few hundred million years after the Big Bang. These supermassive BHs at high redshift are just the tip of the iceberg of the entire BH population, but they challenge our understanding of the formation and growth of the first BHs. Our improved method to calculate H2 self-shielding yields probabilities to form massive seed BHs that are more than one order of magnitude higher, than previously expected. We find that CR7 might be the first candidate to host such a direct collapse BH and we disprove the initially claimed existence of a massive metal-free stellar population in CR7. We calculate the merger rate density of binary BHs from the first stars and their detection rates with aLIGO. Our model demonstrates that upcoming detections of gravitational waves in the next decades will allow to put tighter constraints on the properties of the first stars and therefore on formation scenarios of the first BHs. We develop a 2D analytical model of active galactic nuclei-driven outflows to demonstrate that a more realistic disc profile reduces the amount of gas that is ejected out of the halo, compared to existing 1D models. The outflow prevents gas accretion on to the central BH for only about ∼1Myr, which permits almost continuous gas inflow in the disc plane. With this thesis, I contribute to a better understanding of the formation and growth of the first supermassive BHs.

L’étude des amas globulaires (AGs) nous offre une opportunité d’appréhender l’histoire de leurs galaxies hôtes et ainsi l’histoire de l’univers. Dans cette thèse, je me suis intéressé aux propriétés des AGs dans différents environnements. Tout d’abord, je me suis concentré sur les AGs de l’amas de la Vierge, un amas de galaxies très dense situé à environ 16,5 Mpc. J’ai utilisé les données observées par le relevé NGVS (Next Generation Virgo Survey) pour définir un échantillon qui contient 1846AGs. J’ai ensuite comparé les couleurs de ces amas avec celles d’autres AGs originaires de la Voie Lactée et j’ai remarqué des différences de couleurs encore jamais observées, dont la nature exacte est encore énigmatique. Pour comprendre ces différences, j’ai ensuite comparé les AGs observés avec des AGs synthétiques basés sur 10 modèles de synthèse de populations stellaires. J’ai aussi étudié les âges et les métallicités ressortant de la confrontation directe des couleurs des AGs à ces modèles. En conclusion, en l’état actuel, les modèles ne rendent pas compte de la diversité identifiée dans ma thèse. Finalement, j’ai effectué une brève étude des propriétés spatiales des AGs autour de M87 pour repérer des marques d’accrétion. / Through the study of the globular cluster (GC) properties, it is possible to unravel the history of their host galaxies and by extension the history of the universe. During this thesis, I was interested in the GC properties in different environments. First, I looked at the GCs in the Virgo cluster, a dense galaxy cluster located at 16.5 Mpc. I used data from the survey NGVS (Next Generation Virgo Survey) to define a sample of 1846 GCs. Then, I compared the colors of these GCs with those of Milky Way GCs and I noted color differences never yet observed, which are still enigmatic. In order to understand these differences, I compared the observed GCs with synthetic GCs obtained with 10 stellar population synthesis models. I also studied the age and metallicity predictions of those models. In the end, in their current status, the models do not account for the diversity highlighted in my thesis. Finally, I assessed the spatial properties of the GCs around M87 in order to find any signatures of a recent accretion.

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. / Despite decades of intensive observational and theoretical work, we are still far from a complete and clear understanding of the nearby universe, the Milky Way (MW) and its neighbours. Among the satellites of the MW, the Small and Large Magellanic Cloud (LMC) are of particular interest since they form the closest example of galaxies in gravitational and hydrodynamical interaction, and therefore constitute a unique laboratory to study the effect of tides and matter exchange on the chemical evolution and star formation history of a galaxy. The LMC is a low-mass barred disc galaxy, prototypical of gas-rich galaxies that are thought to play an important role in the build-up of large galaxies in the ΛCDM framework. Furthermore, with its present day metallicity of only third of solar, the chemical enrichment path followed by the LMC gives a heavy weight to the yields of metal-poor stellar generations, which makes the LMC an ideal environment to study nucleosynthesis at low metallicities. This thesis work aims at: 1) chemically characterizing the LMC bar population, 2) comparing the elemental trends of the MW and the LMC and interpreting the differences or similarities in terms of chemical evolution and/or nucleosynthesis processes (constraints on the nucleosynthetic sites and processes), 3) comparing the chemical evolution of the LMC bar and inner disc and interpreting the differences or similarities between the LMC bar and inner disc in the context of the bar formation. Our results show that the chemical history of the LMC experienced a strong contribution from type Ia supernovae as well as a strong s-process enrichment from metal-poor AGB winds. Massive stars made a smaller contribution to the chemical enrichment compared to the MW. The observed differences between the bar and the disc speak in favour of an episode of enhanced star formation a few Gyr ago, occurring in the central parts of the LMC and leading to the formation of the bar. This is in agreement with recently derived star formation histories.

Les étoiles se forment par effondrement gravitationnel de condensations pré-stellaires. Le jeune embryon stellaire (phase Classe 0) croît en masse par l'accrétion progressive de l'enveloppe de gaz et de poussières dans lequel il est enfoui. Par conservation du moment cinétique, si le moment du coeur pré-stellaire est totalement transféré à l'embryon pendant la phase d'accrétion, la force gravitationnelle ne peut contrer la force centrifuge et l'embryon se fragmente prématurément. Pour former une étoile comme notre Soleil, l'enveloppe en rotation doit nécessairement réduire son moment cinétique de 5 à 10 ordres de grandeur en l'évacuant ou en le redistribuant. L'un des principaux défis de la formation stellaire est de quantifier l'ampleur de ce "problème du moment cinétique" et d'identifier les mécanismes responsables de la redistribution du moment.L'objectif de cette thèse est d'étudier la cinématique des enveloppes proto-stellaires de Classe 0 afin d'établir leurs distributions de moment cinétique. Pour cela, j'ai utilisé des observations de raies moléculaires à haute résolution angulaire de l'Interféromètre du Plateau de Bure et du télescope de 30m de l'IRAM issues du large programme CALYPSO (Continuum and Lines in Young Protostellar Objects, PI : Ph. André) pour un échantillon de 12 proto-étoiles de Classe 0 à une distance d<400 pc. Cette analyse a permis de mesurer des mouvements de rotation différentielle et d'établir, pour la première fois, des distributions radiales du moment cinétique spécifique sur une grande gamme d'échelles (~50-10000 au) dans 11 des 12 enveloppes proto-stellaires de l'échantillon. Deux régimes distincts ont ainsi été mis en exergue: un profil constant à petites échelles (<1600 au) et une augmentation du moment avec le rayon aux grandes échelles (1600-10000 au).Le profil constant montre que la matière participant directement à la formation de l'étoile possède un moment cinétique spécifique (~5 10^-4 km/s pc, <1600 au) similaire à celui observé dans les petits disques entourant les étoiles T-Tauri.Les gradients de vitesse observés aux grandes échelles (>3000 au), historiquement utilisés pour mesurer la rotation des coeurs et quantifier le problème du moment cinétique, ne sont pas dus à la pure rotation des enveloppe proto-stellaires, mais sont dominés par d'autres mécanismes. Plusieurs scénarios sont donc discutés pour interpréter le changement de régime dans les profils de moment cinétique aux échelles >1600 au: une empreinte des conditions initiales de la phase pré-stellaire, un changement de mécanismes dominants (contre-rotation, transition effondrement-rotation) ou l'influence de la dynamique des filaments interstellaires (turbulence, effondrement, chocs) dans lesquels les proto-étoiles sont enfouies. / Stars form via the gravitational collapse of a pre-stellar condensation. The young stellar embryo (Class 0 phase) mass increases via the progressive accretion of the gaseous and dusty envelope within which it is buried. As a direct consequence of the angular momentum conservation, if the angular momentum of the pre-stellar core is totally transferred to the central embryo during the accretion phase, the gravitational force can not counteract the centrifugal force and the embryo fragments prematurely before reaching the main sequence. To form a star such as our Sun, the rotating envelope needs to reduce its angular momentum by 5 to 10 orders of magnitude by ejecting or redistributing it. One of the main challenges of stellar formation is to quantify the amplitude of this "angular momentum problem" and identify the mechanisms responsible for the angular momentum redistribution.The goal of this PhD thesis is to study the kinematics of Class 0 protostellar envelopes in order to probe the distribution of their angular momentum. To do this, I used high-resolution observations of molecular lines with the Plateau de Bure Interferometer and the 30m telescope at IRAM taken as part of the large programme CALYPSO (Continuum and Lines in Young Protostellar Objects, PI : Ph. André). The sample gathers 12 Class 0 protostars with distances d<400 pc. This analysis allows to measure differential rotation motions and provides, for the first time in a large sample, robust constraints on the radial distributions of specific angular momentum in a large range of scales (~50-10000 au) for 11 of the 12 protostellar envelopes targeted in the sample. Two distinct regimes are revealed: a constant profile at small scales (<1600 au) and an increasing of the angular momentum at larger radii (1600-10000 au).The constant profile shows that the specific angular momentum (~5 10-4 km/s pc, <1600 au) of the material directly involved in the star formation is similar to the value observed in the small disks surrounding the T-Tauri stars.Velocity gradients observed on large scales (>3000 au) - that are historically used to measure the rotation of the core and quantify the angular momentum problem - are not due to pure envelope rotation but can be dominated by other mechanisms. I discuss several scenarios in order to interpret this change of regime in the angular momentum profiles at scales >1600 au: the imprints of the initial conditions of the pre-stellar phase, a change of dominant mechanisms (counter-rotation, transition between infall and rotation) or the influence of the interstellar filament dynamics (turbulence, collapse, shocks) within which protostars are buried.

Thèse numérisée par la Direction des bibliothèques de l'Université de Montréal.