Le parsec central de la Galaxie a été observé à l'aide de spectro-imagerie BEAR haute résolution spectrale (jusqu'à 21 km/s) et moyenne résolution spatiale (0,5"), dans les raies Bracket gamma (2,16 micron) et He I à 2,06 microns, et d'imagerie haute résolution. Ces données ont servi à étudier la population d'étoiles jeunes et massives, la structure et la dynamique des flots de gaz ionisé de Sgr A Ouest. Les résultats obtenus, notamment la séparation des étoiles en un groupe de 6 LBV d'une part (le complexe IRS 16) et plus de 20 Wolf-Rayet d'autre part, ainsi que la résolution de IRS 13E en un amas d'au moins 6 étoiles massives, soutiennent l'idée d'une formation des étoiles jeunes en un amas massif à distance du Centre Galactique. La vision très détaillée de Sgr A Ouest et le modèle cinématique proposé du Bras Nord soutiennent l'idée que ce gaz ionisé est constitué par les fronts d'ionisation de plus vastes nuages neutres étirés par les forces de marée, provenant du Disque circumnucléaire.

Les fibres optiques monomodes apportent une solution au filtrage spatial des défauts du front d'onde et à l'étalonnage des visibilités en interférométrie stellaire. L'instrument de recombinaison FLUOR (Fiber Linked Unit for Optical Recombination), installé sur l'interféromètre IOTA en Arizona, est fondé sur ce principe. De grands interféromètres au sol actuellement en projet utiliseront des fibres optiques monomodes et des systèmes d'Optique Adaptative afin de garantir de meilleures précisions et une meilleure sensibilité. L'interfaçage de ces systèmes d'Optique Adaptative avec des fibres optiques a été étudié. Des lois analytiques de dimensionnement et de prédiction des performances ont été dérivées et confirmées par des simulations numériques. Une comparaison qualitative entre le filtrage spatial opéré par une fibre monomode et celui opéré par un trou permet de conclure sur la supériorité de la première méthode dans le cadre d'une utilisation interférométrique. Des limitations en cadence d'acquisition réduisaient les possibilités de l'instrument FLUOR. Un système de balayage rapide de la différence de marche a été implanté afin de mieux échantillonner la fonction de transfert et de diminuer l'erreur statistique sur l'estimation des visibilités. En parallèle à ces améliorations techniques, la version antérieure de l'instrument a été utilisée pour des observations scientifiques. Des campagnes de mesures ont été menées sur des étoiles pulsantes. Les visibilités sont estimées avec une précision meilleure que le pourcent et permettent une comparaison aux modèles théoriques représentant ces objets.

Les vents et les jets sont un des phénomènes les plus répandu et spectaculaire en astrophysique des hautes énergies. En effet, une variété d'objets astrophysiques exhibent des écoulements aussi bien sous forme de vents que de jets fortement collimatés. Ils sont observés dans les étoiles jeunes, les noyaux actifs de galaxies (AGN), les étoiles à neutrons et les étoiles de la séquence principale. Cependant, malgré l'abondance des jets en astrophysique, le problème de la formation et de la collimation de ces écoulements reste ouvert. Différents modèles sont proposés pour résoudre ce problème. La plupart de ces modèles sont développés dans la limite newtonienne. Nous avons, dans cette thèse, élaboré des modèles hydrodynamiques et magnétohydrodynamiques en relativité générale pour analyser les différents mécanismes d'accélération et de collimation des écoulements aussi bien relativistes que classiques. Nous avons étudié les solutions d'écoulements purement hydrodynamique sphérique avec une équation d'état polytropique généralisée. Nous nous sommes intéressés aux effets de changement de l'état de la matière dans les écoulements sur l'accélération thermique, lorsqu'elle subit des grandes variations de température. Nous avons montré qu'avec notre nouvelle équation d'état, les effets de la gravité et thermique sont couplés, permettant une plus grande efficacité de l'accélération du vent. Nous avons aussi montré la nécessité de l'utilisation de ce nouveau polytrope plus cohérent dans le traitement des écoulements relativistes polytropiques. Dans la deuxième partie de la thèse, nous avons développé un modèle d'écoulement axial magnétisé 2.5D. La température élevée du plasma dans la couronne centrale due à la gravité élevée et la proximité de l'axe de rotation nous ont permis de négliger, dans un premier temps, les effets du cylindre de lumière comparativement aux effets thermiques. Dans ce cadre, nous avons montré que les effets relativistes favorisent l'accélération thermique au détriment de la collimation magnétique. Nous avons aussi montré l'importance de l'expansion initiale du jet sur l'efficacité de l'accélération du jet dans la partie basse. D'autre part, nous avons étudié les effets de la rotation relativiste sur la collimation du jet. Nous avons aussi utilisé le modèle pour déduire quelques différences entres les propriétés intrinsèques des jets d'AGN de type FRI et de FRII. Nous avons trouvé que les jets des FRI se caractérisés par une faible vitesse de rotation à la base et qu'asymptotiquement, ils sont confinés par le milieu ambiant. Par contre, les jets des FRII sont caractérisés par une vitesse de rotation à la base plus élevée que celle des jets de FRI, qui reste cependant sub-keplerienne. De plus, les jets des FRII s'auto-collimatent par leur propre champ magnétique. Nous avons développé un troisième modèle de jet dans le cas des rotateurs relativistes. En premier lieu, ce modèle nous a permis de mieux traiter les jets accélérés par le flux de Poynting contrairement au modèle précédent. Nous avons aussi étudié les effets du cylindre de lumière sur la collimation du jet et confirmé qu'il tend à décollimater ce dernier. D'autre part, nous avons trouvé que, dans les solutions caractérisés par un cylindre de lumière proche de la surface d'Alfvén, la rotation relativiste dans ces jets limite l'accélération de ces derniers. En effet, dans les solutions que nous avons étudiées, les vitesses poloïdales obtenues restent faibles, de l'ordre de $0.6c$. Nous avons aussi amorcé un code de simulation numérique d'écoulements relativistes utilisant la bibliothèque LORENE. Dans la thèse nous avons commencé à tester le code dans le cas simple de vents purement hydrodynamiques sphériques.

Les étoiles se forment par effondrement gravitationnel de condensations préstellaires au sein de nuages moléculaires. L'objectif principal de cette thèse est de tester, à partir d'observations de transitions moléculaires millimétriques, différents modèles d'effondrement. L'enjeu est de comprendre comment la masse d'une étoile est fixée et dans quelle mesure l'environnement et les conditions initiales influencent l'évolution dynamique d'une condensation. Pour cela, nous avons étudié la structure en vitesse de condensations à partir de signatures spectroscopiques de rotation et de contraction. Nous montrons que l'enveloppe de la proto-étoile de classe 0 IRAM 04191 située dans le nuage du Taureau est animée de mouvements de contraction subsoniques dans sa majeure partie et qu'elle est en rotation différentielle. Nous proposons que la partie interne de l'enveloppe correspond à un coeur supercritique se découplant de la partie externe toujours soutenue par le champ magnétique. Nous suggérons que les propriétés cinématiques d'IRAM 04191 sont représentatives des conditions physiques caractérisant les proto-étoiles isolées juste après la formation de l'embryon stellaire central. D'autre part, l'étude des condensations préstellaires du proto-amas de Rho Ophiuchi montre que les taux d'accrétion associés sont un ordre de grandeur plus forts que pour IRAM 04191, ce qui suggère un effondrement induit par une perturbation extérieure. Nous montrons aussi que les condensations n'auront pas le temps d'orbiter significativement à travers le proto-amas avant de donner naissance à des étoiles de pré-séquence principale. Cela ne favorise pas les scénarii de formation stellaire qui font appel à des interactions dynamiques pour expliquer la fonction de masse initiale des étoiles. En conclusion, nous suggérons que l'effondrement est spontané dans les régions de formation d'étoile isolée comme le nuage du Taureau alors qu'il est probablement induit dans les proto-amas.

La présence de champs magnétiques est connue dans de nombreux types d'étoiles, des étoiles entièrement convectives aux étoiles les plus massives, dont les couches externes sont radiatives. Dans le cas des étoiles de type solaire, le champ magnétique à grande échelle est généré continuellement par l'intermédiaire d'une dynamo mettant en œuvre l'action combinée de la convection et de la rotation dans l'enveloppe convective. Cependant, malgré l'amélioration continue des modèles de dynamo et l'extrême précision des observations solaires, certains mécanismes physiques impliqués dans la génération du champ magnétique sont encore sujets à discussion. Depuis quelques années, l'augmentation spectaculaire des performances des spectropolarimètres stellaires a rendu possible la détection de champs magnétiques d'étoiles froides exhibant des niveaux d'activité faibles, semblables à celui du Soleil. Le but de cette thèse est d'exploiter des observations spectropolarimétriques afin d'apporter des informations nouvelles sur la dynamo des étoiles de type solaire, en déterminant comment les paramètres magnétiques de ces étoiles dépendent des paramètres stellaires fondamentaux, en particulier la masse et la période de rotation. L'échantillon étudié au cours de ce travail comporte une vingtaine d'étoiles de la séquence principale ayant des masses comprises entre 0.6 et 1.4 masse solaire et des périodes de rotation entre 3.4 et 43 jours. Les observations ont débuté en 2007. L'analyse des données spectropolarimétriques a permis de déterminer leur topologie magnétique à grande échelle grâce à la technique d'imagerie Zeeman-Doppler. Ont également été étudiés d'autres traceurs du champ magnétique sensibles à une plus large gamme d'échelles spatiales, tels que l'émission chromosphérique, l'asymétrie des raies spectrales et l'élargissement Zeeman des raies. La variabilité du champ magnétique à petite et grande échelle a ainsi été mise en évidence sur des périodes temporelles variant de la période de rotation des étoiles à plusieurs années. De multiples renversements de polarité et des cycles magnétiques plus courts que le cycle solaire ont également été identifiés pour plusieurs cibles en rotation rapide. La période de rotation des étoiles semble être un paramètre fondamental pour l'apparition de cycles rapides, ces derniers n'ayant été observés que dans le cas de périodes de rotation courtes.

Bien qu'elles dominent en nombre la population stellaire de la Galaxie, les étoiles de très faible masse et les naines brunes sont longtemps restées difficiles (voir impossibles) à observer, à cause de leur faible luminosité. Les progrès récents des techniques instrumentales (et en particulier des détecteurs infrarouges) permettent maintenant de s'y intéresser et de commencer à répondre à de nombreuses questions. Parmi celles-ci, deux sont particulièrement importantes et nécessitent une bonne détermination de la fonction de masse (nombre d'objets par intervalle de masse): l'influence de cette population sur la dynamique Galactique, et le comportement de la fonction initiale de masse à l'approche du régime naine brune. Ces objets permettent d'autre part des tests sévères de notre compréhension de la physique des objets dégénérés, et des atmosphères denses et froides dominées par les opacités moléculaires. Dans cette thèse, j'ai d'abord déterminé la fonction de luminosité (nombre d'objets par intervalle de luminosité) jusqu'à la limite étoiles-naines brunes, ce qui est la première étape de la construction de la fonction de masse. Pour cela j'ai utilisé le relevé DENIS (a Deep Near Infrared Southern sky survey qui est parfaitement adapté à la détection de ces objets, et étudié les biais importants de la fonction de luminosité introduits par le bruit. Au cours de ces travaux la première naine brune confirmée du champ a été découverte et une étude spectroscopique des naines brunes froides a été entreprise. Pour passer de cette fonction de luminosité à la fonction de masse, il est ensuite necessaire, 1- de corriger le biais important de la fonction de luminosité causé par les étoiles binaires, et 2- de disposer d'une bonne relation masse-luminosité. Ces deux étapes de la détermination de la fonction de masse passent par une étude de binarité. Une recherche systématique de binaires spectroscopiques a donc été entreprise dans cette thèse. Elle a révélé que le voisinage solaire (à moins de 9 pc) reste mal connu, et qu'un nombre important de compagnons y reste à découvrir (11 ont été mis en évidence ici). La distance des systèmes doubles non identifiés est également sous-estimée. Enfin, l'étude de la rotation des naines M du champ a été un sous-produit important du programme de recherche de binaires. Elle a clairement montré que l'activité chromosphérique de ces objets, depuis longtemps connue, est bien due à leur rotation. L'allongement du temps de freinage aux type spectraux les plus tardifs est ainsi demontrée jusqu'à des âges beaucoup plus grands, et jusqu'à des masses où les étoiles sont entièrement convectives.

L'objectif de cette thèse est d'obtenir des contraintes observationnelles du mécanisme d'éjection dans des étoiles jeunes de type T Tauri, analogues au jeune soleil, à partir d'observations en spectro-imagerie optique et infrarouge proche couplées à l'optique adaptative, obtenues avec les instruments OASIS/CFHT et SINFONI/VLT. La combinaison unique de résolution spectrale et spatiale offerte par cette instrumentation permet de caractériser la morphologie, la dynamique et les conditions d'excitation dans les régions de lancement des jets et de mener une comparaison aux modèles d'éjection. Une première étude est conduite sur le jet de l'étoile jeune de masse intermédiaire RY Tauri , suspectée binaire, visant à quantifier l'effet de la multiplicité et de la masse de l'étoile centrale sur les propriétés du jet. Je montre que les caractéristiques du jet (collimation, vitesse teminale, efficacité d'éjection) sont similaires à celles de jets issus d'étoiles de plus faible masse, suggérant un mécanisme de lancement peu dépendant de la masse stellaire. Par ailleurs mes observations remettent en cause la binarité de RY Tauri. Une deuxième étude menée dans l'infrarouge proche sur le jet de l'étoile DG Tauri a pour but de clarifier l'origine de l'émission moléculaire H2. Je mets en évidence l'existence d'une cavité moléculaire lente en expansion dont les propriétés sont compatibles avec les prédictions des modèles de vent de disque magnéto-hydrodynamique. Toutefois, l'origine dans une région de photo-dissociation associée à un vent photo-evaporé ne peut être exclue. Je discute de l'implication de ces résultats pour les modèles d'éjection.

Nous savons que la grande majorité des étoiles WC9 produit de la poussière à base de carbone. Cette dernière doit se former dans des zones de très haute densité afin de survivre à l’environnement hostile qu’est celui du vent d’une étoile WR. Les étoiles WC appartenant à un système binaire WR + O produisent de la poussière quand les vents des deux étoiles entrent en collision et forment une zone de choc pouvant augmenter la densité du gaz d’un facteur 1000. Par contre, plusieurs étoiles WC9 n’ont, à ce jour, montré aucun signe de la présence d’un compagnon. Le but du projet est de tenter d’identifier un mécanisme alternatif responsable de la formation de poussière dans les étoiles WC9 n’appartenant pas à un système binaire. Nous présentons les résultats d’une campagne d’observation visant à caractériser la variabilité spectroscopique d’un échantillon de huit étoiles WC9 et une étoile WC8d. Nos résultats indiquent que la majorité des étoiles montrent des variations à grande échelle dans la raie d’émission C III 5696, soit à un niveau d’au moins 5% du flux de la raie et que les structures dans le vent ont une dispersion de vitesses de l’ordre de 150-300 km/s. De manière générale, les variations de vitesse radiales sont anti-corrélées avec le coefficient d’asymétrie de la raie, ce qui semble infirmer la présence d’un compagnon. Des observations en photométrie de l’étoile WR103 montrent une période de 9.1 ± 0.6 jours qui s’accorde avec les variations spectroscopiques et qui ne semble pas, de manière évidente, d’origine binaire. / We know that the majority of WC9 stars produces carbon-based dust. To survive in the hot and harsh environement that is the wind of a WR star, the dust grains must be formed in regions of very high density. We know that WC stars that are part of a WR + O system can produce dust at periastron passage where the collision of the two stellar winds is strong enough to produce shocks that compress the gas to densities up to a factor 103 higher than that of the WR star. However, so far, many WC9 stars have shown no signs of a companion. The goal of the current project is to identify a mechanism that could be responsible for the formation of dust in single WC9 stars. We present the results of an observing campaign which aimed to characterize the spectroscopic variability of eight WC9 stars and one WC8d star. Our results indicate that most stars show large scale variations of their C III 5696 emission line that reach at least 5% of the total line flux, and that the structures in the wind have a mean velocity dispersion of 150-300 km/s. In general, the radial velocity variations are anti-correlated with the skewness variations. This seems to indicate that the variations are not due to the presence of a companion. Photometric observations of WR 103 show a period of 9.1 ± 0.6 days that agrees with the spectroscopic variations and does not seem from binary origin.

Des décennies d’observation ont permis d’obtenir différentes relations liées à l’activité stellaire. Cependant, il est difficile de reproduire numériquement celles-ci à partir de modèles dynamo, puisqu’il n’y a pas de consensus sur le processus réellement présent dans les étoiles. Nous tentons de reproduire certaines de ces relations avec un modèle global 3D hydrodynamique qui nous fournit le profil de rotation différentielle et le tenseur-α utilisés en entrée dans un modèle de dynamo αΩ. Nous reproduisons ainsi efficacement la corrélation positive entre le rapport P_cyc⁄P_rot et P_rot^(-1). Par contre, nous échouons à reproduire les relations liant ω_cyc⁄Ω et l’énergie magnétique au nombre de Rossby. Cela laisse croire que la variation de P_cyc⁄P_rot avec la période de rotation est une caractéristique robuste du modèle αΩ, mais que l’effet-α ne serait pas le processus principal limitant l’amplitude du cycle. Cette saturation découlerait plutôt de la réaction magnétique sur l’écoulement à grande échelle. / Decades of stellar observations established various relationships related to stellar activity cycles. However, these are difficult to numerically reproduce using dynamo models, since flows important for dynamo action cannot be measured in stars other than the Sun. We model these relationships by extracting the differential rotation profile and the α-tensor from a global 3D hydrodynamical simulation and use them as an input into a αΩ dynamo model. We succeed in reproducing the observed positive correlation between the ratio P_cyc⁄P_rot and P_rot^(-1). On the other hand, we fail to do so for the relationship linking ω_cyc⁄Ω and the magnetic energy to the Rossby number. This indicates that the variation of P_cyc⁄P_rot with the rotation period is a robust feature of the αΩ model, but that the α-effect is probably not the main process limiting cycle amplitude. This saturation is most likely related to the magnetic backreaction on large-scale flows.

L’étoile Wolf-Rayet WR 46 est connue pour sa variabilité complexe sur des échelles de temps relativement courtes de quelques heures et sur des échelles de temps plus longues de plusieurs mois. Des décalages périodiques mais intermittents en vitesse radiale ont déjà été observés dans ses raies d’émission optiques. Plusieurs périodes photométriques ont aussi été mesurées dans le passé. Des pulsations non-radiales, une modulation liée à la rotation rapide, ou encore la présence d’un compagnon de faible masse dont la présence reste à confirmer ont été proposées pour expliquer le comportement de l’étoile sur des échelles de temps de quelques heures. Dans un effort pour dévoiler sa vraie nature, nous avons observé WR 46 avec le satellite FUSE sur plusieurs cycles de variabilité à court terme. Nous avons trouvé des variations sur une échelle de temps d’environ 7,5 heures dans le continu ultraviolet lointain, dans l’aile bleue de la composante d’absorption du profil P Cygni du doublet de O vi 1032, 1038, ainsi que dans la composante d’absorption du profil P Cygni de S vi 933, 944. Nous avons également récupéré des données archivées de cette étoile obtenues avec le satellite XMM-Newton. La courbe de lumière en rayons X montre des variations sur une échelle de temps similaire aux courbes de lumière du continu ultraviolet et ultraviolet lointain, et le spectre rayons X de WR 46 est très mou avec un pic d’émission à des énergies plus faibles que 1 keV. Nous discutons des différentes contraintes sur la nature de la variabilité de cette étoile que ces nouvelles observations aident à poser. Parmi les scénarios suggérés, nous concluons que celui des pulsations non-radiales est le plus probable, bien que nous soyons encore loin d’une compréhension détaillée de WR 46. / The Wolf-Rayet star WR 46 is known to exhibit a very complex variability pattern on relatively short timescales of a few hours and also on longer timescales of months. Periodic but intermittent radial velocity shifts of optical lines as well as multiple photometric periods have been found in the past. Nonradial pulsations, rapid rotational modulation or the presence of a yet-to-be-confirmed low-mass companion have been proposed to explain the short-term behaviour. In an effort to unveil its true nature, we observed WR 46 with FUSE over several short-term variability cycles. We found significant variations on a timescale of about 7.5 hours in the FUV continuum, in the blue edge of the absorption trough of the O vi 1032, 1038 doublet P Cygni profile, and in the S vi 933, 944 P Cygni absorption profile. We also retrieved archival XMM-Newton data of this star. We found the X-ray light-curve to show variations on a timescale similar to the UV and FUV continuum light-curves, and the X-ray spectrum of WR 46 to be very soft with a peak below 1 keV. We discuss the different constraints on the nature of the variability that these new observations help to establish. Among the suggested scenarios, we conclude that non-radial pulsations is the most likely, although we are far from a complete picture.