Il est actuellement admis que la formation des étoiles de faible masse à partir d'un nuage de gaz passe par une étape où l'objet central est entouré d'un disque de matière dans lequel les planètes peuvent ensuite se former. L'étude d'un tel disque a deux objectifs principaux : comprendre la séquence évolutive de formation stellaire et la formation des planètes. Le transfert radiatif dans cet objet revêt une importance primordiale : en raison du frottement visqueux ou de l'éclairement par l'étoile notamment, le disque est chauffé. Les processus de production et de propagation de l'énergie thermique dans ce disque en conditionnent ainsi les propriétés physico-chimiques, ce qui a de multiples conséquences sur sa structure.<br> Je présente une étude de ces disques fondée sur une description analytique poussée du transfert radiatif, afin de retarder l'étape de mise en oeuvre numérique. Cette méthode possède l'avantage de permettre une meilleure compréhension des processus et des conditions physiques dans ces objets. Afin de contraindre les paramètres du modèle, j'ai choisi d'établir un diagnostic observationnel novateur sur la base de la distribution spectrale d'énergie, technique bien connue, et des visibilités obtenues en interférométrie optique à longue base, récentes et prometteuses car elles permettent d'obtenir des informations spatiales à l'échelle de l'unité astronomique pour les étoiles jeunes les plus proches.<br> Je commence par une généralisation des approches analytiques du transfert dans les atmosphères stellaires, en reliant la température en tout point à la profondeur optique, avec deux différences notables : le chauffage visqueux a lieu sur l'ensemble du disque et la surface est éclairée par l'étoile. Ce formalisme est ensuite employé dans une simulation numérique de disque chauffé par la viscosité seule. Ensuite, j'élabore une version simplifiée du transfert dans un disque à deux couches : une surface chauffée par la couche interne et par l'étoile, et un intérieur chauffé par la viscosité et par la couche externe. Cette version permet d'obtenir des formules analytiques simplifiées décrivant les conditions physiques dans un disque présentant les deux sources de chauffage énoncées.<br> Enfin, je m'attèle à l'interprétation des observations. Après une étude prospective concernant les possibilités ouvertes par l'interférométrie pour les objets marginalement résolus, je présente des ajustements du modèle à deux couches aux étoiles jeunes de faible masse déjà observées en interférométrie.

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

Ce travail de thèse présente la caractérisation physique et cinématique des étoiles actives en rayons X et présumées jeunes du voisinage solaire qui sont les contreparties optiques (catalogue Tycho) des sources X du relevé ROSAT All-Sky Survey. <br /><br />Lors de notre programme d'observations spectroscopiques à haute résolution, plus de 800 étoiles tardives furent observées et un total de plus de 1600 spectres a été obtenu. La majorité des paramètres stellaires a été dérivée de ces spectres en utilisant des spectres synthétiques et la méthode de corrélation croisée. Il s'avère que cet échantillon se compose principalement d'étoiles jeunes ayant un âge inférieur au milliard d'années et d'une importante fraction de systèmes multiples spectroscopiques. De nouveaux membres de courants bien connus dont 5 très bons candidats post-T Tauri furent découverts lors de l'analyse de la cinématique avec nos deux méthodes probabilistes. Une nouvelle concentration d'étoiles jeunes (semblable à l'association TW Hydra) a été détectée dont les étoiles ont un âge de 50 - 100 Ma et sont localisées dans l'hémisphère nord. Contrairement aux hypothèses courantes, la contamination par des étoiles évoluées n'est pas négligeable. La modélisation faite de leur contribution dans le modèle de population stellaire en rayons X de Besançon reproduit assez bien les ordres de grandeurs observés. <br /><br />Par la suite, cette étude permettra une meilleure compréhension de l'histoire récente de la formation d'étoiles dans l'environnement proche du Soleil.