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

En 1972, Skumanich découvre une relation empirique unique entre la période de rotation de surface des étoiles G et leur âge sur la séquence principale. Cette découverte ouvrit alors une nouvelle voie pour la datation stellaire : la gyrochronologie. Dès lors, bon nombre d'auteurs, entre la fin des années 80 et 90, se sont intéressés à l'évolution de la vitesse de rotation de surface des étoiles de faible masse ($M_*$ = 0.4 $M_{odot}$- 1.1 $M_{odot}$). Les premiers modèles phénoménologies sur le sujet été nés.L'évolution de la vitesse de rotation de ces étoiles commence à être raisonnablement bien reproduite par la classe de modèle paramétrique que je présente dans cette thèse. Par manque de descriptions théoriques satisfaisantes, seuls les effets globaux des mécanismes physiques impliqués sont ici décris. Le principal enjeu est d'étudier le cadre et la façon dont le moment cinétique stellaire est impacté par ces processus tout en contraignant leurs principales caractéristiques.Au cours de ma thèse, j'ai modélisé les trajets rotationnels des enveloppes externes et médianes des distributions de période de rotation de 18 amas stellaire entre 1 Myr et 1 Gyr. Ceci m'a permis d'analyser la dépendance temporelle des mécanismes physiques impliqués dans l'évolution du moment cinétique des étoiles de type solaire. Les résultats que j'ai obtenus montrent que l'évolution de la rotation différentielle interne impact fortement la convergence rotationnelle (relation empirique de Skumanich), l'évolution de l'abondance de surface en lithium, et les intensités du champ magnétique généré par effet dynamo. En plus de reproduire ces enveloppes externes, le modèle que j'ai développé fournit des contraintes sur les mécanismes de redistribution interne du moment cinétique et sur les durées de vie des disques circumstellaires, supposés responsables de la régulation rotationnelle observée durant les quelques premiers millions d'années de la pré-séquence principale. L'extension du modèle aux étoiles moins massives (0.5 et 0.8 $M_{odot}$) que j'ai réalisé, a également fournis la dépendance en masse de ces différents processus physiques.Cette étape à notamment ajoutée de fortes contraintes sur les temps caractéristiques associés au transport de moment cinétique entre le coeur et l'enveloppe, sur l'efficacité du freinage magnétique vraisemblablement reliée à un changement de topologie des étoiles de type solaire vers celles de 0.5 $M_{odot}$, et sur l'histoire rotationnelle, interne comme de surface, des étoiles entre 1 Myr à 1 Gyr. / In 1972, Skumanich discovers a unique empirical relationship between the rotation period of the surface of G star and their age on the main sequence. This discovery then opened a new path for stellar dating: the gyrochronology. Therefore, many authors in the late 80's and the begenning 90's, were interested in the evolution of the surface angular velocity of low-mass stars ($M_*$ = 0.4 $M_{odot}$- 1.1 $M_{odot}$). The first phenomenological models on the subject were born.The angular velocity evolution of these stars begins to be reasonably well reproduced by the class of parametrical model that I present in this thesis. Because of the lack of adequate theoretical descriptions, only the overall effects of the physical mechanisms involved are described here. The main issue is to study the framework and how the stellar angular momentum is affected by these processes and to constrain their main characteristics.Over the course of my thesis, I modelled the rotational tracks of external and median envelopes and median of rotation period distributions of 18 stellar clusters between 1 Myr and 1 Gyr. This allowed me to analyse the time dependence of the physical mechanisms involved in the angular momentum evolution of solar-type stars. The results I obtained show that the evolution of the internal differential rotation significantly impact the rotational convergence (empirical Skumanich's relationship), the evolution of the surface lithium abundance, and the intensity of the magnetic field generated by dynamo effect. In addition to the reproduction of these external envelopes, the model I developed provides constraints on the mechanisms of internal redistribution of angular momentum and the lifetimes of circumstellar disks, that are held responsible for the rotational regulation observed during the first few million years of pre-main sequence. The extension of the model to less massive stars (0.5 et 0.8 $M_{odot}$) that I performed also provided the mass dependence of these physical processes. Most specifically, this step added strong constraints on the characteristic time associated to the transport of angular momentum between the core and the envelope, on the efficiency of magnetic braking likely related to a change of topology from solar-type stars to those of 0.5 $M_{odot}$, and on the internal and external rotational history of stars from 1 Myr to 1 Gyr.

L'outil développé dans le cadre de cette thèse est disponible à l'adresse suivante: www.astro.umontreal.ca/~malo/banyan.php / Près de 70% des étoiles de la Galaxie ont une masse inférieure à ~0.8 Msun. Cependant, étant donné que ces étoiles sont plus difficilement observables en raison de leur plus faible luminosité, cette statistique ne reflète pas le recensement actuel de la population d'étoiles de faible masse dans le voisinage solaire, ni dans les groupes cinématiques d'étoiles jeunes. Cette population a une grande importance pour contraindre la forme de la fonction de masse Galactique, et aussi pour contraindre les modèles évolutifs. Les étoiles de faible masse sont aussi d'excellentes cibles pour la recherche d'exoplanètes avec des techniques variées (imagerie directe, vitesse radiale, transit). La caractérisation des exoplanètes autour de ces étoiles est tributaire des connaissances fondamentales sur celles-ci, c'est-à-dire de leur luminosité bolométrique, température effective, rayon et âge. Dans la présente thèse, dont le but est d'identifier et caractériser les étoiles de faible masse, une méthode statistique a été développée afin d'établir quantitativement l'appartenance d'une étoile à un groupe en dérivant une probabilité d'association. Cette méthode combine l'inférence Bayesienne et des modèles empiriques de plusieurs observables, dont la luminosité, vitesse spatiale et position galactique, de membres confirmés de 7 groupes d'étoiles jeunes (8-120 Mans) ainsi que d'étoiles vieilles du champ. Les étoiles ayant une probabilité d'association minimale de 90% sont considérées comme des candidates. L'analyse développée prédit aussi la vitesse radiale et la distance trigonométrique qu'une étoile aurait dans une association donnée. L'analyse a montré, pour les 177 membres confirmés, un excellent accord entre les paramètres prédits et observés, soit de 1.9 km/s et 10% respectivement, pour la vitesse radiale et la parallaxe. La mesure de ces paramètres pour les candidates est donc une bonne manière de confirmer leur appartenance à l'association. Cette méthode robuste a été appliquée sur un échantillon de 758 étoiles montrant des signes de jeunesse (émission H$\alpha$ et rayons X). L'analyse a permis d'identifier 214 candidates hautement probables, et le suivi spectroscopique de ces étoiles a permis, jusqu'à présent, de confirmer la justesse de la prédiction en vitesse radiale pour 130 étoiles. Ces observations spectroscopiques ont aussi permis de mesurer leur vitesse de rotation, qui s'est avérée élevée comparativement aux étoiles vieilles du champs. La mesure de la distance trigonométrique était aussi en accord avec la prédiction pour 18 candidates jeunes. Grâce aux membres dont l'appartenance à un groupe jeune a été confirmée, un modèle empirique de la luminosité en rayon X des étoiles a pu être établi. Cette luminosité s'est avérée significativement plus élevée (environ 4 fois plus) pour les étoiles des groupes les plus jeunes (~8-12 Mans) que pour celles des groupes plus vieux (~120 Mans). Cet observable constitue donc un bon indicateur d'âge. La comparaison des spectres de 59 candidates à des modèles d'atmosphère a permis de déterminer trois paramètres fondamentaux: la luminosité bolométrique, la température effective et le rayon. Globalement, les candidates jeunes ont une luminosité plus élevée et un rayon plus grand que les étoiles vieilles. De récents modèles évolutifs incluant le traitement d'une dynamo de type rotationnel et générant un champ magnétique de surface de 1 à 2.5 kGauss ont été utilisés pour déterminer l'âge isochronal de ces étoiles. Les âges ainsi déterminés pour les étoiles de l'association \beta Pictoris en utilisant des étoiles de types spectraux différents sont davantage cohérents (types K5V-M0V: 24 Mans, types M1V-M4V: 14 Mans) et sont aussi cohérents avec l'âge déterminé indépendamment pour le groupe en utilisant l'abondance du lithium des membres de faible masse (26 Mans). / About 70% of the stars in the Galaxy have a mass inferior than ~0.8 Msun. However, this statistic does not reflect the current census population of low mass in the solar neighborhood and in young kinematic groups, since their low luminosity make their observation more difficult. This population is of great interest to check the validity of the Galactic mass function, and also to constraint evolutionary models. The low-mass stars are also excellent targets for the search for exoplanets using various techniques (direct imaging, radial velocity, transit). The characterization of the exoplanets orbiting these stars depends mostly on our basic knowledge of the host star, that is their bolometric luminosity, effective temperature, radius and age. The present thesis aim to identify and characterize low-mass stars. Toward that end, a statistical method has been developed to determine quantitatively the membership probability of a star to a young kinematic group. This method combines the Bayesian inference and empirical models of several observables such as the brightness, Galactic space velocity and position of bona fide members of 7 young stars groups (8-120 Mans), as well as old field stars. Stars with a membership probability greater than 90% are considered candidate members. The analysis also predicts the radial velocity and distance that a star would have if it was an actual member. For the 177 previously-known members, an excellent agreement was found between the predicted and observed parameters (1.9 km/s and 10% for the radial velocity and parallax, respectively). Measuring these observables for the candidates stars is thus a good way to confirm their membership. This robust method was applied to a sample of 758 stars which showed signs of youth (H$\alpha$ and X-ray emission). It allowed to identify 214 highly probable candidates. The spectroscopic follow-up yields a radial velocity in agreement with predictions for 130 stars. These spectroscopic observations also allowed to measure their projected rotational velocity, which turned out to be higher than that of the old population of stars. Trigonometric distance measurements were also obtained and were coherent with predictions for 18 young candidates. Using the confirmed members, a new empirical model of the X-ray luminosity was developed. The X-ray luminosity was found to be about 4 times higher for stars around ~8-12Myr than for older, ~120Myr stars, thus, this observable is a good age indicator in this range. Comparing the spectra of 59 young candidate members to atmosphere models allowed to determine three basic parameters: the bolometric luminosity, the effective temperature and the radius. Overall, these candidates are more luminous and have a greater radius than old stars. Recent evolutionary models that include the rotational dynamo-type treatment and produce magnetic field strength of 1 to 2.5 kGauss were used to derive an isochronal age for each star. The ages determined for \beta Pictoris moving group members using stars of different spectral types are coherent with one another (types K5V-M0V: 24 Mans, types M1V-M4V: 14 Mans) and are also coherent with age determined independently using lithium abundance of the low-mass members (26 Mans).

Formées lors de l’effondrement gravitationnel d’un nuage de gaz moléculaire, les étoiles naissantes auront différentes masses variant entre 0.08 et environ 100M . La majorité de la population stellaire de la Galaxie est constituée d’étoiles dont la masse est inférieure à environ 0.6 M . Le dernier évènement de formation stellaire dans le voisinage solaire s’est produit dans la bulle locale il y a au plus 100 millions d’années, vraisemblablement provoqué par le passage d’une onde de choc dans le bras local de la Galaxie. C’est ainsi que se formèrent de jeunes associations d’étoiles dont les membres se caractérisent en particulier par une vitesse spatiale et une position commune dans la Galaxie. Les associations jeunes étant peu densément peuplées et relativement proches du Soleil, leurs membres se font plutôt rares et dispersés sur toute la voûte céleste. Jusqu’à présent, surtout les étoiles les plus massives (brillantes) ont été répertoriées. Les étoiles jeunes de faible masse, constituant la majorité de la population, restent pour la plupart à être identifiées. Les étoiles jeunes de faible masse représentent une population clef pour contraindre les modèles évolutifs des étoiles M et des naines brunes. Elles sont également d’excellentes candidates pour chercher des exoplanètes via les techniques d’imagerie directe. Ce mémoire présente une nouvelle méthode utilisant un modèle cinématique enrichi d’une analyse statistique Bayesienne pour identifier des étoiles jeunes de faible masse dans les associations beta Pictoris, Tucana-Horologium et AB Doradus. À partir d’un échantillon de 1080 étoiles K et M, toutes comportant des indicateurs de jeunesse tels l’émission Halpha et une forte luminosité dans les rayons X, leurs propriétés cinématiques (mouvement propre) et photométriques sont analysées pour en extraire 98 candidates hautement probables membres d’une des trois associations. Une confirmation de leur statut comme membre nécessitera en particulier une mesure de leur vitesse radiale (prédit par notre analyse) et une mesure de la largeur équivalente du lithium à 6708 Å pour mieux contraindre leur âge. / The gravitational collapse of a molecular gas cloud produces the incipient stars with various masses between 0.08 and approximately 100 M . The majority of the stellar galactic population is made up of stars with masses lower than approximately 0.6 M . The last event of stellar formation in the solar neighborhood happened in the local bubble no more than 100 million of years ago, probably caused by the propagation of a shock wave in the galactic local arm. This is how young associations, also called moving groups were formed. Their members are characterized by a common velocity and position within the Galaxy. Young associations, being sparsely populated and relatively close to the Sun, their members are found all over the sky. So far, only the most massive members (luminous ones) have been identified. Young low-mass stars, comprising the majority of the population, remain to be identified. Those stars are expected to be excellent candidates to find exoplanets through direct imaging techniques, while also forming a key population to constrain M stars and brown dwarfs evolutionnary models. This master thesis presents a new method using a kinematical model coupled with a Bayesian statistic analysis to identify young low-mass stars in the beta Pictoris, Tucana- Horologium and AB Doradus associations. Using a sample of 1080 K and M stars, all showing youth indicators such as Halpha emission and X-rays luminosity, their photometric and kinematic properties (proper motion) are analyzed to extract 98 highly probable members distributed over the three associations. Status confirmation as members will require measurement of their radial velocity (predicted by our analysis) and the lithium at 6708 Å equivalent widths to better constrain their age.

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.

Formées lors de l’effondrement gravitationnel d’un nuage de gaz moléculaire, les étoiles naissantes auront différentes masses variant entre 0.08 et environ 100M . La majorité de la population stellaire de la Galaxie est constituée d’étoiles dont la masse est inférieure à environ 0.6 M . Le dernier évènement de formation stellaire dans le voisinage solaire s’est produit dans la bulle locale il y a au plus 100 millions d’années, vraisemblablement provoqué par le passage d’une onde de choc dans le bras local de la Galaxie. C’est ainsi que se formèrent de jeunes associations d’étoiles dont les membres se caractérisent en particulier par une vitesse spatiale et une position commune dans la Galaxie. Les associations jeunes étant peu densément peuplées et relativement proches du Soleil, leurs membres se font plutôt rares et dispersés sur toute la voûte céleste. Jusqu’à présent, surtout les étoiles les plus massives (brillantes) ont été répertoriées. Les étoiles jeunes de faible masse, constituant la majorité de la population, restent pour la plupart à être identifiées. Les étoiles jeunes de faible masse représentent une population clef pour contraindre les modèles évolutifs des étoiles M et des naines brunes. Elles sont également d’excellentes candidates pour chercher des exoplanètes via les techniques d’imagerie directe. Ce mémoire présente une nouvelle méthode utilisant un modèle cinématique enrichi d’une analyse statistique Bayesienne pour identifier des étoiles jeunes de faible masse dans les associations beta Pictoris, Tucana-Horologium et AB Doradus. À partir d’un échantillon de 1080 étoiles K et M, toutes comportant des indicateurs de jeunesse tels l’émission Halpha et une forte luminosité dans les rayons X, leurs propriétés cinématiques (mouvement propre) et photométriques sont analysées pour en extraire 98 candidates hautement probables membres d’une des trois associations. Une confirmation de leur statut comme membre nécessitera en particulier une mesure de leur vitesse radiale (prédit par notre analyse) et une mesure de la largeur équivalente du lithium à 6708 Å pour mieux contraindre leur âge. / The gravitational collapse of a molecular gas cloud produces the incipient stars with various masses between 0.08 and approximately 100 M . The majority of the stellar galactic population is made up of stars with masses lower than approximately 0.6 M . The last event of stellar formation in the solar neighborhood happened in the local bubble no more than 100 million of years ago, probably caused by the propagation of a shock wave in the galactic local arm. This is how young associations, also called moving groups were formed. Their members are characterized by a common velocity and position within the Galaxy. Young associations, being sparsely populated and relatively close to the Sun, their members are found all over the sky. So far, only the most massive members (luminous ones) have been identified. Young low-mass stars, comprising the majority of the population, remain to be identified. Those stars are expected to be excellent candidates to find exoplanets through direct imaging techniques, while also forming a key population to constrain M stars and brown dwarfs evolutionnary models. This master thesis presents a new method using a kinematical model coupled with a Bayesian statistic analysis to identify young low-mass stars in the beta Pictoris, Tucana- Horologium and AB Doradus associations. Using a sample of 1080 K and M stars, all showing youth indicators such as Halpha emission and X-rays luminosity, their photometric and kinematic properties (proper motion) are analyzed to extract 98 highly probable members distributed over the three associations. Status confirmation as members will require measurement of their radial velocity (predicted by our analysis) and the lithium at 6708 Å equivalent widths to better constrain their age.

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L'eau (H2O) est une des molécules les plus abondantes du milieu interstellaire. En plus d'être un ingrédient nécessaire à l'apparition de la Vie, elle joue également un rôle important dans le processus de formation stellaire à travers le refroidissement du gaz chaud et contrôle aussi la chimie de nombreuses autres espèces, que ce soit en phase gazeuse ou à la surface des grains. Étudier sa forme deutérée HDO constitue un moyen unique, à travers l'estimation du rapport HDO/H2O, de contraindre les mécanismes de formation de l'eau ainsi que de mieux comprendre l'origine de l'eau des océans terrestres. Les résultats récents obtenus avec le satellite Herschel montrent en effet que le rapport HDO/H2O observé dans les comètes est similaire à celui mesuré dans les océans (~ 1.5 10-4), suggérant que l'eau pourrait avoir été apportée sur Terre par les comètes lors de grands bombardements (Hartogh et al. 2011). Dans cette thèse, je me suis intéressée à l'étude de l'eau deutérée durant les premières étapes de la formation stellaire, la phase de Classe 0, qui précèdent la formation du disque proto-planétaire menant à la naissance des planètes et des comètes. En modélisant avec un code 1D de transfert radiatif hors-Equilibre Thermodynamique Local les profils des nombreuses raies de HDO et H218O observées avec l'instrument HIFI (Heterodyne Instrument for Far-Infrared) de l'Observatoire Spatial Herschel et des télescopes terrestres (IRAM, JCMT), j'ai déterminé des rapports HDO/H2O de la proto-étoile de type solaire IRAS 16293-2422 de l'ordre de 2% dans le hot corino, la partie interne de l'enveloppe suffisamment chaude (T>100 K) pour que les molécules d'eau collées à la surface des grains désorbent en phase gazeuse, et de 0.5% dans l'enveloppe externe plus froide. Grâce à ce travail (Coutens et al. 2012), la présence en avant-plan d'une couche d'absorption riche en eau a été mise en évidence observationnellement pour la première fois. Elle pourrait être due à des processus de photo-désorption des molécules d'eau piégées dans les manteaux de glace des grains, en bordure de nuage moléculaire, par le champ interstellaire UV. Les estimations des rapports HDO/H2O ainsi que D2O/HDO dans cette source permettent de contraindre les conditions de formation de l'eau dans ce type d'objet et suggèrent notamment que l'eau se serait probablement formée avant l'effondrement gravitationnel du nuage. Cette étude a ensuite été étendue à d'autres proto-étoiles de type solaire NGC 333 IRAS4A et NGC1333 IRAS4B pour lesquelles j'ai estimé les abondances d'eau deutérée et constaté qu'une couche d'absorption étendue entourait également ces sources. Les rapports HDO/H2O élevés de la proto-étoile IRAS 16293-2422 suggèrent que des mécanismes nécessaires à la diminution de ces rapports isotopiques prennent place entre l'étape de Classe 0 et la formation des comètes. Il faudra néanmoins étudier un plus grand échantillon de proto-étoiles pour savoir si cette tendance est générale ou non. Les abondances de HDO obtenues dans les proto-étoiles NGC1333 IRAS4A et NGC1333 IRAS4B serviront donc à de prochaines estimations des rapports HDO/H2O. Enfin, je me suis également attachée à étudier l'eau deutérée dans des sources proto-stellaires beaucoup plus massives et plus lumineuses que les proto-étoiles de type solaire et présente ici le cas de la région HII ultra-compacte G34.26+0.15.

Un disque de débris autour d'une étoile de la séquence principale est composé de planétésimaux, reste de la formation des planètes selon la théorie core-accretion. Dans le Système solaire, il s'agit de la ceinture d'astéroïdes et de la ceinture de Kuiper. Autour des autres étoiles, les disques de débris sont observables s'ils sont assez massifs pour que les collisions entre planétésimaux produisent continûment assez de poussière détectable en émission thermique dans l'infrarouge lointain ou en lumière diffusée dans le visible. Dans cette thèse, nous étudions la purge (stripping), l'excitation dynamique, et la structuration d'un disque soumis à une interaction gravitationnelle avec une planète à l'intérieur du système, un compagnon stellaire dans un système binaire, et une étoile de passage dans l'environnement dense d'un amas ouvert pendant 100 millions d'années après la naissance de l'étoile. Nous avons abordé ces problèmes par la simulation de la dynamique d'un disque de planétésimaux dans ces différentes conditions. Enfin, nous avons mené une étude pour déterminer les caractéristiques de la population de disques de débris autour des étoiles de différents types stellaires à l'aide du modèle d'évolution collisionnelle standard, de nos résultats sur l'excitation dynamique des disques et des données des relevés Spitzer. Ainsi, nous montrons que la quasi-absence des disques de débris observée autour des étoiles de faibles masses de type stellaire M peut être expliquée par des planétésimaux au moins 10 fois plus petits en taille que ceux autour des étoiles de type solaire ou plus massives.

De par le rôle central que jouent les étoiles dans l'astrophysique moderne, la compréhension de leur formation est un des principaux enjeux actuels de la discipline. Les étoiles se forment dans les nuages de gaz du milieu interstellaire. Ce milieu est magnétisé et turbulent ; la formation des étoiles est ainsi un phénomène complexe, non-linéaire et multi-échelle. Dans ce contexte, les processus de formation stellaire, et en particulier la formation des disques protostellaires et des systèmes multiples -- c'est à dire d'étoiles liées gravitationnellement -- sont encore mal compris. Les simulations numériques sont donc essentielles pour permettre de faire progresser notre connaissance de ces phénomènes. Ce travail de thèse se divise en deux parties, dédiées à l'étude des phases précoces de la formation des étoiles. La première partie sera centrée sur les simulations numériques que j'ai réalisées durant ma thèse, pour étudier la formation des disques protostellaires et des systèmes multiples. Le champ magnétique, lorsqu'il est suffisamment intense, est à l'origine d'un transport efficace du moment cinétique, qui peut empêcher la formation des disques protostellaires et inhiber la fragmentation du cœur. Sera d'abord présentée une étude analytique et numérique montrant l'importance de la géométrie de l'effondrement sur le transport du moment cinétique. En effet, lorsque le champ magnétique et l'axe de rotation du cœur préstellaire ne sont pas alignés, le freinage magnétique se révèle moins efficace, pouvant permettre la formation des disques. L'influence de la turbulence sur la diffusion du champ magnétique, la formation des disques, la fragmentation et les flots bipolaires -- traceurs importants de la formation stellaire -- sera ensuite étudiée. La turbuence permet de diffuser efficacement le champ magnétique des régions internes du cœur en effondrement et provoque également un basculement de l'axe de rotation du cœur, ce qui réduit le freinage magnétique. Des disques massifs peuvent alors se former et fragmenter. La deuxième partie de ce manuscrit se concentrera sur des observations synthétiques réalisées à partir de nos simulations. Trois types d'observations synthétiques ont été réalisées : des cartes en densité de colonne, des distributions spectrales d'énergie ainsi que des amplitudes de visibilité. Ces observations seront comparées à des modèles analytiques, suivant une procédure habituellement utilisée dans les études observationnelles, afin de tenter d'en déduire les propriétés des disques.