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L'étude des exoplanètes, et en particulier celle des planètes géantes gazeuses, est une branche jeune et florissante de l'astrophysique moderne. Les grandes problématiques qui ont émergé des études sur cette population de planètes consistent à comprendre comment elles se sont formées, comment elles ont spatialement et temporellement évolué, et comment elles influencent d'éventuelles autres planètes au sein des systèmes stellaires. Afin d'apporter des réponses à ces questions, il a été nécessaire de développer des techniques d'observation et des outils d'analyse des données les plus performants possibles. C'est dans ce cadre que j'ai effectué mon travail de thèse, qui s'est articulé autour de trois projets.En premier lieu, je me suis intéressée à étudier le taux d'occurrence des planètes géantes gazeuses en orbite autour des naines M. Pour réaliser cette étude statistique, j'ai utilisé des données de deux relevés NaCo, le premier étant consacré aux naines M, et le second étant constitué d'étoiles AF et ayant été précédemment étudié par des membres de notre équipe. J'ai développé un code Monte Carlo, et me suis servie de la logique de la contraposition pour mener une étude comparative des résultats de ces deux relevés. J'ai également associé des gammes de rapports de masses entre la planète et son étoile à des mécanismes de formation privilégiés. J'en ai conclu que la formation des planètes géantes gazeuses formée par accrétion sur coeur était favorisée si ces planètes se situaient autour d'étoiles AF plutôt que des naines M, pour des séparations allant de 8 à 400 unités astronomiques. La fréquence des planètes géantes gazeuses reste toutefois faible quelque soit la masse de l'étoile considérée (typiquement <20%).Je me suis par la suite intéressée à développer un outil statistique capable de combiner des données de vitesses radiales et d'imagerie directe afin d'apporter des contraintes supplémentaires sur la population de planètes géantes situées à toutes les séparations, pour des systèmes particuliers. Le code que j'ai écrit repose sur une génération Monte Carlo de planètes synthétiques. Je l'ai appliqué sur les données de vitesses radiales et d'imagerie d'étoiles jeunes et proches : AUMic, ßPictoris, HD113337, et HD95086. Les futures applications pourront être nombreuses à la fois parce que les données de vitesses radiales sont de plus en plus abondantes, et parce que les instruments de haut contraste et haute résolution angulaire permettent de sonder des séparations toujours plus courtes.Grâce à ces deux premiers projets de ma thèse, j'ai pris en main les outils de réduction de données développés à l'IPAG, et j'ai développé des outils statistiques me permettant de commencer à mener mon dernier projet. Cet ultime projet consiste en l'observation, la réduction et l'analyse de données de vitesses radiales HARPS et d'imagerie SPHERE obtenues conjointement pour un set de naines K5-M5, proches et jeunes. L'analyse de l'ensemble des données va permettre d'apporter de fortes contraintes sur les populations de planètes géantes gazeuses en orbite autour des étoiles de faible masse, depuis les très courtes jusqu'aux plus longues séparations. / Studying exoplanets, and in particular gaseous giant planets, is a new field of modern astrophysics. Understanding how the giant planets form, dynamically evolve, evolve with time, and have an impact on potential other planets within a stellar system are part of the biggest challenges of this science. The development of the most efficient observational technics and optimal analysis tools have been necessary to bring answers to these problematics. This is the context in which I realized my PhD thesis. I present in this manuscript the three projects that I led during these last three years.First, I studied the occurrence rate of the giant planets that orbit around M dwarfs. To realize this statistical study, I used NaCo data from two surveys. The first survey was composed of M dwarfs, the second was made of AF stars that were already studied by members of our team. I developed a Monte Carlo code, and used the contrapositive logic to lead a comparative analysis of these two surveys. I also associated stellar to planet mass ratios to planetary formation scenarios. My conclusions are that giant planets can more easily be formed by core accretion around AF stars than around M dwarfs, for separations between 8 and 400 astronomical units. Wide-orbit giant planets are rare whatever the stellar mass (basically <20%).Then, I developed a statistical tool that combines radial velocity and direct imaging data of specific stars, to better constrain the giant planet population at all separations. The code that I wrote is based on a Monte Carlo generation of synthetic planet populations. I applied this code on radial velocity and direct imaging data from young and nearby stars: AUMic, ßPictoris, HD113337, and HD95086. The future applications will be numerous thanks to the increase of the time baseline of radial velocity data and thanks to new high contrast and high resolution instruments able to probe shorter regions.These first two projects have allowed me to understand how to reduce and analyse data, and to develop statistical tools useful for my last project. This last project consists of observing, reducing and analyzing radial velocity and direct imaging data of a sample of K5-M5 young and nearby dwarfs. This project will bring strong constraints on the gaseous giant planet population that orbits around low mass stars, from short to wider separations.

Le processus d'accrétion joue un rôle crucial dans le scénario de formation stellaire. Il régit l'interaction des étoiles jeunes avec leurs disques, en régulant l'échange de masse et de moment cinétique; ainsi, il a un impact durable sur leur évolution. De plus, l'accrétion est un ingrédient essentiel de la physique des systèmes étoile-disque à l'époque de formation planétaire. Selon le modèle d'accrétion magnétosphérique, une cavité de quelques rayons stellaires s'étend de la surface de l'étoile au bord interne du disque. L'interaction se produit donc par le champ magnétique stellaire, qui pénètre le disque interne et l'attèle à l'objet central. Des colonnes d'accrétion se développent du disque interne suivant les lignes de champ, et atteignent l'étoile à des vitesses presque de chute libre. L'impact à la surface crée des chocs localisés, qui sont responsables de l'excès de luminosité UV distinctif des systèmes accrétants par rapport aux objets non-accrétants. L'évolution temporelle intrinsèque et l'effet d'alternance du côté visible des objets au cours de leur rotation se mélangent dans la variabilité photométrique typique des étoiles jeunes, révélée par les campagnes de suivi.Durant ma thèse, j'ai mené une étude statistique du processus d'accrétion et de sa variabilité dans la région NGC 2264 (3 Myr). Cet amas contient plus de 700 membres, repartis entre étoiles avec disque (45%) et sans disque. J'ai qualifié l'accrétion par la diagnostique de l'excès UV; les étoiles de l'amas privées de disque définissent le niveau d'émission de référence au-dessus duquel l'excès UV provenant du choc d'accrétion est décelé et mesuré. Mon étude se base sur un jeu de données photométriques obtenues au télescope Canada-France-Hawaii (CFHT), comprenant un relevé profond en 4 filtres (u,g,r,i) et un suivi simultané de variabilité optique (bande r) et UV (bande u) d'une durée de 2 semaines et avec échantillonnage de l'ordre des heures. Dans une première étape de cette étude, je convertis les excès UV en taux d'accrétion pour obtenir une image globale du processus à travers l'amas et examiner sa dépendance envers les paramètres stellaires. Le taux d'accrétion moyen corrèle avec la masse de l'étoile, bien qu'une dispersion significative autour de cette tendance moyenne soit observée à chaque masse. Je montre que cet étalement ne peut pas être justifié par la variabilité des objets; une diversité de mécanismes d'accrétion et de stades évolutifs dans l'amas pourrait contribuer à la vaste gamme de régimes d'accrétion décelés. Ensuite, j'explore les signatures dans l'UV propres à des types distincts d'étoiles jeunes variables. Je montre que les étoiles accrétantes présentent en général une variabilité plus prononcée que les objets sans disque, et que les respectives variations de couleur sont cohérentes avec une origine différente de la variabilité associée aux deux groupes. Pour le premier groupe, ce sont les chocs d'accrétion à dominer, alors que le deuxième est dominé par des taches froides à la surface, dérivant de l'activité magnétique stellaire. Je compare les variations photométriques mesurées sur bases de quelques heures, quelques jours et quelques années, afin de déterminer quelles soient les composantes de variabilité les plus importantes. L'échelle de temps de quelques jours prévaut sur les autres délais investigués dans la variabilité enregistrée pour ces étoiles jeunes, avec une contribution majeure provenant de l'effet de modulation rotationnelle. Enfin, j'analyse les propriétés de rotation des étoiles de l'amas à partir d'un jeu de courbes de lumière optiques, d'une durée de 38 jours, obtenues avec le satellite CoRoT près de la campagne d'observation au CFHT. Je reconstruis la distribution de périodes de l'amas et montre que les objets sans disque tournent statistiquement plus vite que les objets accrétants. Cette connexion entre les propriétés d'accrétion et celles de rotation peut être interprétée dans le scénario de disk-locking. / Disk accretion plays a most important role in the star formation scenario. It governs the interaction of young stars with their disks, with a long-lasting impact on stellar evolution, by providing both mass and angular momentum regulation. Accretion is also a central ingredient in the physics of star-disk systems at the epoch when planets start to form. In the picture of magnetospheric accretion, a cavity of a few stellar radii extends from the star surface to the inner disk rim. The star-disk interaction is then mediated by the stellar magnetic field, whose lines thread the inner disk and couple it to the central object. Material from the inner disk is channeled along the field lines in accretion columns that reach the star at near free-fall velocities. The impact produces localized hot shocks at the stellar surface, which determine the distinctive UV excess emission of accreting objects relative to non-accreting sources. Intrinsic time evolution, and varying visibility of surface features during stellar rotation, combine in the characteristic photometric variability of young stars, revealed by monitoring surveys.In this thesis, I investigate the statistical properties of disk accretion and of its variability in the young open cluster NGC 2264 (3 Myr). This comprises a population of over 700 objects, about similarly distributed between disk-bearing (45%) and disk-free sources. I characterize accretion from the UV excess diagnostics; disk-free cluster members define the reference emission level over which the UV excess linked to accretion is detected and measured. The study is based on a homogeneous photometric dataset obtained at the Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT), composed of a deep mapping of the region in four different bands (u,g,r,i) and of simultaneous optical (r-band) and UV (u-band) monitoring on timescales from hours to days for a period of 2 weeks. In the first part of the study, UV excesses are converted to accretion luminosities and mass accretion rates to derive a global picture of the accretion process across the cluster, and to investigate the dependence of the typical accretion properties on stellar parameters such as mass and age. A robust correlation is detected between the average accretion rate and stellar mass, but a significant dispersion in accretion rates is observed around this average trend at any given mass. I show that the extent of this spread cannot be accounted for by typical variability on week timescales; I discuss several aspects, including a diversity in accretion mechanisms and a non-negligible evolutionary spread among cluster members, which may contribute to the broad range of accretion regimes detected. In the second part of the study, I explore the variability signatures in the UV that pertain to different types of variable young stars. I show that accreting objects typically exhibit stronger variability than non-accreting objects, and that the color properties associated with the two groups are consistent with a statistically distinct origin of the variability features in the two cases. These are dominated, in the first case, by hot accretion spots, and in the second, by cold spots linked to magnetic activity. I compare the amounts of variability on timescales of hours, days and years, to assess the dominant components. The mid term (days) appears to be the leading timescale for variability in young stars up to years, with a major contribution from rotational modulation. In the third part of the study, I use a set of 38 day-long optical light curves obtained with the CoRoT satellite, close to the epoch of the CFHT survey, to investigate periodicity and rotation properties in NGC 2264. I derive the period distribution for the cluster and show that accreting and non-accreting objects exhibit statistically distinct properties: the second rotate on average faster than the first. I then illustrate the connection between accretion and rotation properties in the disk-locking scenario.

Il semble maintenant établi que la majorité des étoiles se forment dans des amas (Carpenter 2000; Porras et al. 2003; Lada & Lada 2003). Comprendre l'origine et l'évolution des populations stellaires est donc l'un des plus grands défis de l'astrophysique moderne. Malheureusement, moins d'un dixième de ces amas restent gravitationellement liés au delà de quelques centaines de millions d'années (Lada & Lada 2003). L’étude des amas stellaires doit donc se faire avant leur dissolution dans la galaxie.Le projet Dynamical Analysis of Nearby Clusters (DANCe, Bouy et al. 2013), dont le travail fait partie, fournit le cadre scientifique pour l'analyse des amas proches et jeunes (NYC) dans le voisinage solaire. Les observations de l'amas ouvert des Pléiades par le projet DANCe offrent une opportunité parfaite pour le développement d'outils statistiques visant à analyser les premières phases de l'évolution des amas.L'outil statistique développé ici est un système intelligent probabiliste qui effectue une inférence bayésienne des paramètres régissant les fonctions de densité de probabilité (PDF) de la population de l'amas (PDFCP). Il a été testé avec les données photométriques et astrométriques des Pléiades du relevé DANCe. Pour éviter la subjectivité de ces choix des priors, le système intelligent les établit en utilisant l'approche hiérarchique bayésienne (BHM). Dans ce cas, les paramètres de ces distributions, qui sont également déduits des données, proviennent d'autres distributions de manière hiérarchique.Dans ce système intelligent BHM, les vraies valeurs du PDFCP sont spécifiées par des relations stochastiques et déterministes représentatives de notre connaissance des paramètres physiques de l'amas. Pour effectuer l'inférence paramétrique, la vraisemblance (compte tenu de ces valeurs réelles), tient en compte des propriétés de l'ensemble de données, en particulier son hétéroscédasticité et des objects avec des valeurs manquantes.Le BHM obtient les PDF postérieures des paramètres dans les PDFCP, en particulier celles des distributions spatiales, de mouvements propres et de luminosité, qui sont les objectifs scientifiques finaux du projet DANCe. Dans le BHM, chaque étoile du catalogue contribue aux PDF des paramètres de l'amas proportionnellement à sa probabilité d'appartenance. Ainsi, les PDFCP sont exempts de biais d'échantillonnage résultant de sélections tronquées au-dessus d'un seuil de probabilité défini plus ou moins arbitrairement.Comme produit additionnel, le BHM fournit également les PDF de la probabilité d'appartenance à l'amas pour chaque étoile du catalogue d'entrée, qui permettent d'identifier les membres probables de l'amas, et les contaminants probables du champ. La méthode a été testée avec succès sur des ensembles de données synthétiques (avec une aire sous la courbe ROC de 0,99), ce qui a permis d'estimer un taux de contamination pour les PDFCP de seulement 5,8 %.Ces nouvelles méthodes permettent d'obtenir et/ou de confirmer des résultats importants sur les propriétés astrophysiques de l'amas des Pléiades. Tout d'abord, le BHM a découvert 200 nouveaux candidats membres, qui représentent 10% de la population totale de l'amas. Les résultats sont en excellent accord (99,6% des 100 000 objets dans l'ensemble de données) avec les résultats précédents trouvés dans la littérature, ce qui fournit une validation externe importante de la méthode. Enfin, la distribution de masse des systèmes actuelle (PDSMD) est en général en bon accord avec les résultats précédents de Bouy et al. 2015, mais présente l'avantage inestimable d'avoir des incertitudes beaucoup plus robustes que celles des méthodes précédentes.Ainsi, en améliorant la modélisation de l'ensemble de données et en éliminant les restrictions inutiles ou les hypothèses simplificatrices, le nouveau système intelligent, développé et testé dans le présent travail, représente l'état de l'art pour l'analyse statistique des populations de NYC. / The origin and evolution of stellar populations is one of the greatest challenges in modern astrophysics. It is known that the majority of the stars has its origin in stellar clusters (Carpenter 2000; Porras et al. 2003; Lada & Lada 2003). However, only less than one tenth of these clusters remains bounded after the first few hundred million years (Lada & Lada 2003). Ergo, the understanding of the origin and evolution of stars demands meticulous analyses of stellar clusters in these crucial ages.The project Dynamical Analysis of Nearby Clusters (DANCe, Bouy et al. 2013), from which the present work is part of, provides the scientific framework for the analysis of Nearby Young Clusters (NYC) in the solar neighbourhood (< 500 pc). The DANCe carefully designed observations of the well known Pleiades cluster provide the perfect case study for the development and testing of statistical tools aiming at the analysis of the early phases of cluster evolution.The statistical tool developed here is a probabilistic intelligent system that performs Bayesian inference for the parameters governing the probability density functions (PDFs) of the cluster population (PDFCP). It has been benchmarked with the Pleiades photometric and astrometric data of the DANCe survey. As any Bayesian framework, it requires the setting up of priors. To avoid the subjectivity of these, the intelligent system establish them using the Bayesian Hierarchical Model (BHM) approach. In it, the parameters of prior distributions, which are also inferred from the data, are drawn from other distributions in a hierarchical way.In this BHM intelligent system, the true values of the PDFCP are specified by stochastic and deterministic relations representing the state of knowledge of the NYC. To perform the parametric inference, the likelihood of the data, given these true values, accounts for the properties of the data set, especially its heteroscedasticity and missing value objects. By properly accounting for these properties, the intelligent system: i) Increases the size of the data set, with respect to previous studies working exclusively on fully observed objects, and ii) Avoids biases associated to fully observed data sets, and restrictions to low-uncertainty objects (sigma-clipping procedures).The BHM returns the posterior PDFs of the parameters in the PDFCPs, particularly of the spatial, proper motions and luminosity distributions. In the BHM each object in the data set contributes to the PDFs of the parameters proportionally to its likelihood. Thus, the PDFCPs are free of biases resulting from typical high membership probability selections (sampling bias).As a by-product, the BHM also gives the PDFs of the cluster membership probability for each object in the data set. These PDFs together with an optimal probability classification threshold, which is obtained from synthetic data sets, allow the classification of objects into cluster and field populations. This by-product classifier shows excellent results when applied on synthetic data sets (with an area under the ROC curve of 0.99). From the analysis of synthetic data sets, the expected value of the contamination rate for the PDFCPs is 5.8 ± 0.2%.The following are the most important astrophysical results of the BHM applied tothe Pleiades cluster. First, used as a classifier, it finds ∼ 200 new candidate members, representing 10% new discoveries. Nevertheless, it shows outstanding agreement (99.6% of the 105 objects in the data set) with previous results from the literature. Second, the derived present day system mass distribution (PDSMD) is in general agreement with the previous results of Bouy et al. (2015).Thus, by better modelling the data set and eliminating unnecessary restrictions to it, the new intelligent system, developed and tested in the present work, represents the state of the art for the statistical analysis of NYC populations.

La formation, l’évolution et la structure des planètes géantes font parties des grandesproblématiques de l’astrophysique moderne. Les planète géantes ont un rôle majeur carelles possèdent la plupart de la masse des systèmes planétaires et donc influencent leursévolutions dynamiques. Mon travail de thèse s’inscrit dans une démarche observationnellequi est essentielle pour apporter des contraintes sur la diversité des systèmes exoplanétaires.Mes premiers résultats de thèse sont issus d’une campagne d’observations sur trois ansréalisées avec l’instrument NaCo au VLT. Mes observations de HD142527 excluent laprésence d’une planète géante dans le disque et favoriseraient plutôt un système multiplede faible masse pour expliquer les structures de ce disque de transition. J’ai égalementdétecté une planète géante autour de HD95086. Cette planète possède des propriétés atmosphériquesparticulières. Sa présence fait de HD95086 un rare exemple de systèmesimagés possédant un disque de débris et une planète géante. Enfin, j’ai réalisé une étudestatistique sur l’ensemble du relevé et montré que les planètes géantes sur des orbiteséloignées sont rares (10 − 20 %) et ne peuvent pas s’être formées majoritairement pareffondrement direct du gaz dans un disque instable.La dernière partie de mon travail de thèse a été consacrée à l’étude du mode d’imageriedifférentielle simultanée spectrale. J’ai identifié les biais particuliers liés à la réductionde ce type de données et ai montré que leurs analyses nécessitent l’utilisation de modèlesd’évolution. Cette étude permettra d’exploiter les données de l’instrument IRDISde SPHERE installé au VLT. / How giant exoplanet form, evolve and are made of is one of the biggest challenge of modernastronomy. They play an important role as they carry most of the planetary systemmasses. Therefore, they strongly impact their dynamics and the fate of these systems tohost life. My PhD thesis falls within an observational approach that is mandatory to bringconstraints on the diversity of planetary systems.I got my first results from a three-year survey, with NaCo at VLT. My observations ofHD142527 excluded the presence of massive giants planets to explain the structures of thistransitional disk and might favor a light multiple system. I also detected a giant planetaround HD95086 and I showed that it has particular atmospheric properties. Finally, Icarried out a statistical analysis of the whole survey to show that giant planets on wideorbitsare rare (10 − 20 %) and could not be formed via direct collapse of unstable disks.I dedicated the last part of my work to investigate the spectral simultaneous differentialimaging mode. I pointed out the biases associated to the reduction of these data andshowed that evolutionary models have to be used to analyze them. This study might helpto exploit the full potential of SPHERE/IRDIS data.

Cette thèse traite de la modélisation des marées fluides des planètes telluriques du système solaire et des systèmes exoplanétaires.En premier lieu, nous examinons la réponse de marée des couches atmosphériques, soumises au potentiel de marée gravifique et au forçage thermique de l’étoile hôte du système. Nous proposons un nouveau modèle global prenant en compte les processus dissipatifs avec un refroidissement newtonien, modèle à partir duquel nous traitons la dynamique des ondes de marées engendrées par ces forçages, et quantifions leur dissipation, le nombre de Love et le couple de marée exercé sur la couche atmosphérique en fonction de la fréquence de forçage. Ceci nous permet d'étudier l'ensemble des configurations possibles depuis les planètes au voisinage de la synchronisation telles que Vénus jusqu'aux rotateurs rapides tels que la Terre.En second lieu, nous développons une approche similaire pour les océans de planètes de type terrestre, où la friction visqueuse effective de la topographie est prise en compte, à partir de laquelle nous quantifions la réponse de marée d’un océan global potentiellement profond et sa dépendance à la fréquence d’excitation. Dans ce cadre, et ce grâce à des modèles locaux, nous caractérisons de manière détaillée les propriétés des spectres en fréquence de la dissipation engendrée par les ondes de marées au sein des couches fluides planétaires (et stellaires) en fonction des paramètres structurels et dynamiques de ces dernières (rotation, stratification, viscosité et diffusivité thermique). / This thesis deals with the modeling of fluid tides in terrestrial planets of the Solar system and exoplanetary systems.First, we examine the tidal response of atmospheric layers, submitted to the tidal gravitational potential and the thermal forcing of the host star of the system. We propose a new global model taking into account dissipative processes with a Newtonian cooling, model that we use to treat the dynamics of tidal waves generated by these forcings, and to quantify their dissipation, the Love number and the tidal torque exerted on the atmospheric layer as a function of the forcing frequency. This allows us to study possible configurations from planets close to synchronization such as Venus to rapid rotators such as the Earth.Second, we develop a similar approach for the oceans of terrestrial planets where the action of topography is taken into account thanks to an effective viscous friction. From this modeling, we quantify the tidal response of a potentially deep global ocean and its dependence of the tidal frequency. In this framework, and by using local models, we characterize in detail the properties of the frequency spectra of dissipation generated by tidal waves within fluid planetary (and stellar) layers as functions of the structural and dynamical parameters of these latters (rotation, stratification, viscosity and thermal diffusivity).

La connaissance des étoiles et des planètes denses nécessite une détermination fine du comportement thermodynamique de la matière dans ces objets. L'une des approches les plus fécondes aujourd'hui est celle des simulations ab initio, utilisant le formalisme de la physique statistique et la théorie de la fonctionnelle de la densité. Cette approche a notamment montré ses performances en reproduisant avec succès un grand nombre de résultats expérimentaux.Dans la première partie de ce travail de thèse, ces méthodes sont appliquées à l'étude des« glaces », impliquées dans des planètes telles que Uranus ou Neptune. Nous avons dans un premier temps confirmé le travail pré-existant sur le cas de l'eau (équations d'état et existence d'une phase superionique), puis nos avons étendu ces résultats aux cas de planètes plus denses, telles que les exoplanètes appelées« super-Jupiters ». Nous atteignons des limites de pression auxquelles le comportement est analytiquement connu, nous permettant de proposer un ajustement numérique pour l'eau dans une gamme de pression et température extrêmement large. Les autres glaces(méthane et ammoniac) ont seulement été étudiés dans les conditions des planètes de notre système solaire.Nous nous sommes ensuite intéressés au cas des naines blanches et à leur dynamique de refroidissement ~; il s'agit des restes d'étoiles les plus courants, et ils peuvent ainsi être utilisés comme moyen de datation de la galaxie. En particulier, la composition de ces objets conduit à des transitions de phase binaires ayant de lourdes répercussions sur leur temps de refroidissement. Nous avons investigué ce diagramme binaire à l'aide d'une méthode ab initio, et nous proposons de nouvelles stratégies numériques ainsi que des résultats confirmant partiellement les récents travaux dans le domaine. / A correct knowledge of dense stars and planets need an accurate determination of the thermodynamic behavior of matter in these objects. One of the most efficient approaches nowadays is to perform ab initio simulations, using both the statistical physics formalism and the density functionnal theory. This approach has shown its capabilities by reproducing many experimental data.In the first part of this thesis project, these methods are used to study planetary``ices'', found in planets such as Uranus or Neptun. We first confirmed the existing literature on water (equations of state and existence of a superionic phase); we then extended these results to denser planets, such as the so-called ``super-Jupiter''exoplanets. We reach very high pressures, until where the behavior is analytically established; this permitted us to construct a numerical fit for water in a very large temperature and pressure range. The other planetary ices (methane and ammonia) were thenstudied in the conditions of our solar system.We then considered white dwarves, and their cooling dynamics: they are the most usualstar remnants, so that they can be used as cosmochronometers. The composition of these objects lead to binary phase transitions, which can have important consequences on their cooling time. We used ab inition methods to investigate this binary diagram, and wesuggest new numerical strategies, leading to new results which partially confirm theprevious literature.

Des trous noirs supermassifs (TNs) de plusieurs millions de masses solaires occupent le centre de la plupart des galaxies proches. La découverte du TN Sagittarius A* au centre de notre galaxie, La Voie lactée, l'a confirmé. Pour autant, certaines galaxies semblent dépourvues de TNs (par exemple NGC205, M33), ou alors ne posséder un TN que de quelques milliers de masses solaires. D'autre part, des TNs dans leur forme la plus lumineuse, appelés quasars, dont la luminosité est plus importante que des centaines de fois celle d'une galaxie toute entière, ont été observés à très grand décalage spectral, lorsque l'Univers n'était alors âgé que d'un milliard d'années. Les modèles de formation des TNs doivent expliquer à la fois l'existence des TNs de faibles masses observés aujourd'hui dans les galaxies de faibles masses, mais aussi leur prodigieux homologues quasars dans l'Univers jeune. La formation des TNs pose encore de nos jours de nombreuses questions: comment se forment les TNs au début de l'histoire de l'Univers? Quelle est leur masse initiale? Quelle est la masse minimale d'une galaxie pour posséder un TN? Pour répondre à ces questions et pour étudier la formation des TNs dans le contexte de l'évolution des galaxies, nous avons utilisé des simulations hydrodynamiques cosmologiques, qui offrent l'avantage de suivre l'évolution temporelle de nombreux processus comme la formation stellaire, l'enrichissement en métaux, les mécanismes de rétroactions des TNs et des supernovae. J'ai particulièrement dirigé mes recherches sur les trois principaux modèles de formation des TNs à partir du reliquat des premières étoiles, d'amas d'étoiles, ou encore par effondrement direct. / Supermassive black holes (BHs) harboured in the center of galaxies have been confirmed with the discovery of Sagittarius A* in the center of our galaxy, the Milky Way. Recent surveys indicate that BHs of millions of solar masses are common in most local galaxies, but also that some local galaxies could be lacking BHs (e.g. NGC205, M33), or at least hosting low-mass BHs of few thousands solar masses. Conversely, massive BHs under their most luminous form are called quasars, and their luminosity can be up to hundred times the luminosity of an entire galaxy. We observe these quasars in the very early Universe, less than a billion years after the Big Bang. BH formation models therefore need to explain both the low-mass BHs that are observed in low-mass galaxies today, but also the prodigious quasars we see in the early Universe.BH formation is still puzzling today, and many questions need to be addressed: How are BHs created in the early Universe? What is their initial mass? How many BHs grow efficiently? What is the occurrence of BH formation in high redshift galaxies? What is the minimum galaxy mass to host a BH? We have used cosmological hydrodynamical simulations to capture BH formation in the context of galaxy formation and evolution. Simulations offer the advantage of following in time the evolution of galaxies, and the processes related to them, such as star formation, metal enrichment, feedback of supernovae and BHs. We have particularly focused our studies on the three main BH formation models: Pop III remnant, stellar cluster, and direct collapse models.

La formation des premières étoiles, quelques centaines de millions d'années après le Big Bang, marque la fin de l’âge sombre. Actuellement, nous n’avons aucune observation de la formation de ces étoiles, appelée popIII, mais d’après des simulations numériques de différents groupes, il semblerait que ces étoiles primordiales étaient très massives: plusieurs centaines de masses solaires. Ces premières étoiles, ont produits aussi des sursauts gamma (GRBs). Ainsi, l’étude des GRBs produits à partir des popIII, pourraient permette d’étudier directement le stade final des étoiles primordiales. Les télescopes d'aujourd'hui ne peuvent pas regarder assez loin dans le passé cosmique pour observer la formation des premières étoiles, mais la nouvelle génération de télescopes permettra de tester des idées théoriques sur la formation des premières étoiles.Les GRBs sont liés à la mort d’étoiles massives et qu'ils sont connectés avec des supernovae. En ce sens, les GRBs sont l'une des classes de processus explosifs en physique stellaire et devraient suivre les mêmes lois physiques que l'explosion des supernovae. Ce travail tente d'aborder le problème des GRBs comme un problème d'explosion stellaire et utilise les données d’observation sur les spectres et les courbes de lumières notamment.Dans le cadre de cette thèse, des outils spécifiques ont été développés pour étudier les explosions stellaires: un code numérique pour résoudre les réactions nucléaires a été incorporé dans le code hydrodynamique existant. Ces outils ont été utilisés dans les simulations de supernovae afin d’étudier les connections avec les sursauts gamma: analyse spectrale et étude statistique en fonction du redshift. / The formation of the first stars hundreds of millions of years after the Big-Bang marks the end of the Dark Ages. Currently, we have no direct observations on how the primordial stars formed, but according to modern theory of stellar evolution these stars should be very massive (about 100 Msun) Population III stars have a potential to produce probably most energetic flashes in the Universe - gamma-ray bursts. GRBs may provide one of the most promising methods to probe directly final stage of life of primordial stars. Today's telescopes cannot look far enough into the cosmic past to observe the formation of the first stars, but the new generation of telescopes will test theoretical ideas about the formation of the first stars.Thanks to many years of observations we have good GRB's data -statistics of occurrence, spectrum, lightcurves. But there are still a lot of questions in the theory of GRBs. We know that GRBs are related to the death of stars and that they are connected with supernovae. So gamma-ray bursts are one of the classes of explosive processes in stellar physics that should have a lot of common with supernovae explosions. In that case GRBs should follow the same physical laws of explosion as supernovae. This work tries to approach the problem of GRBs as a problem of stellar explosion.Necessary instruments of studying stellar explosion were developed as a part of doctoral research: code for solving systems of nuclear reaction equations was incorporated into hydrodynamical code. These tools were applied for supernovae simulations in order to find possible connection with GRBs. Basing on analysis of supernovae simulations spectral analysis of GRBs was performed.