Depuis plusieurs décennies, les observations des oscillations stellaires et la recherche d'exoplanètes se sont développées en parallèle, en utilisant les mêmes méthodes et les mêmes instruments : la méthode de vitesse radiale, à partir d'instruments au sol comme SOPHIE à l'OHP ou HARPS au Chili, et la méthode photométrique, à partir d'instruments spatiaux, comme CoRoT et Kepler. L'intérêt d'étudier les oscillations des étoiles centrales de systèmes planétaires est apparu dès le début de ces observations. La caractérisation des planètes nécessite une très bonne connaissance de l'étoile centrale et particulièrement de ses paramètres globaux comme la masse, le rayon, la température. L'étude de la différence entre les étoiles possédant des planètes et celles qui n'en ont pas, peut apporter des informations précieuses pour mieux comprendre la formation des systèmes planétaires. Dans cette thèse, nous avons choisi d'étudier précisément trois étoiles centrales de systèmes planétaires de type solaire : (i) HD 52265, la seule étoile cible principale de CoRoT, observée pendant plusieurs mois consécutifs avec une précision inégalée; (ii) 94 Cet, une étoile centrale de système planétaire dont les paramètres spectroscopiques ressemblent à ceux de  Virginis, étoile sans planète détectée, elle-même bien étudiée par ailleurs. 94 Cet a été observée avec le spectromètre HARPS à La Silla, Chili; (iii) 51 Pegasi, étoile "mythique", hôte de la première exoplanète observée en 1995 par Michel Mayor et Didier Queloz. Cette étoile a été observée avec le spectromètre SOPHIE à l'Observatoire d'Haute Provence. Dans tous les cas, nous avons comparé les fréquences observées et leurs combinaisons, avec celles calculées pour des modèles obtenus avec le Toulouse-Geneva Evolution Code. Les fréquences ont été calculées avec le code PULSE, de Montréal. Divers aspects physiques ont été testés, en particulier la diffusion atomique incluant les forces radiatives sur les éléments lourds. Nous avons obtenu des résultats intéressants pour ces trois étoiles, pour lesquelles les approches sont différentes. Dans les trois cas nous déduisons les paramètres extérieurs et des informations sur la structure. Ce travail comprend à la fois un aspect observationnel et de modélisation. C'est donc une approche assez complète de l'astérosismologie et de ses techniques.

Les binaires X de grande masse (HMXBs pour High-Mass X-ray Binaries en anglais), constituées d'un objet compact (étoile à neutrons ou trou noir) orbitant autour d'une étoile massive, ont un intérêt fondamental dans l'étude des processus d'accrétion/éjection autour d'un objet compact. Par ailleurs, des études observationnelles récentes prouvent qu'une majorité d'étoiles massives vivent en couple et connaissent des transferts de matière au cours de leur vie. De ce fait, comprendre l'évolution des HMXBs ainsi que leur interaction avec l'environnement proche permet de mieux cerner l'évolution des couples stellaires les plus massifs, possibles progéniteurs de sursauts gamma et émetteurs d'ondes gravitationnelles lors de leur coalescence. Plus largement, la connaissance de l'évolution des étoiles binaires massives en interaction est cruciale pour caractériser correctement les galaxies lointaines. Comment ces sources évoluent-elles ? Où sont-elles situées dans la Galaxie ? Quelles sont leurs propriétés principales ? Quelle est l'influence de leur environnement proche ? Quel est leur impact sur le milieu interstellaire? Cette thèse vise à apporter des éléments de réponse à ces questions, en adoptant deux approches complémentaires : d'une part une étude statistique de la population Galactique de binaires X de grande masse et d'autre part une étude multi-longueurs d'onde de sources prises individuellement.

L'astérosismologie a pour but de déduire les propriétés internes des étoiles à partir de l'analyse de leurs fréquences d'oscillation. Cette analyse peut-être grandement facilitée par des informations a priori sur la structure du spectre d'oscillation, telles que celles que l'on peut obtenir par une formule asymptotique. Jusqu'à maintenant, une telle formule asymptotique n'était disponible que pour les étoiles à symétrie sphérique. Or pour une étoile en rotation rapide, la force centrifuge aplatit l'étoile, et la formule asymptotique n'est plus valable. Pourtant, les étoiles pulsantes en rotation rapide sont communes parmi les étoiles massives et de masse intermédiaire de la séquence principale, et un grand nombre d'entre elles sont observées par les missions spatiales dédiées à l'astérosismologie comme CoRoT et Kepler. Dans le cas des modes d'oscillation de pression, la limite asymptotique des rayons acoustiques peut-être décrite par un système dynamique Hamiltonien. Ce système passe, lorsque l'on augmente la vitesse de rotation d'un modèle d'étoile, d'un système intégrable à un système mixte, ou des régions stables et chaotiques coexistent dans l'espace des phases. Dans cette thèse, nous montrons comment obtenir des formules semi-analytiques prédisant des espacements réguliers de fréquences dans le spectre des modes de pression d'étoiles en rotation rapide, en utilisant la théorie des rayons ainsi que les méthodes du chaos quantique. Ces formules relient les espacements réguliers de fréquences d'oscillations aux quantités physiques internes des étoiles, ce qui fournit un nouvel outil théorique pour l'astérosismologie des étoiles en rotation rapide.

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.

Cette thèse est consacrée à l'étude des oscillations périodiques détectées lors des sursauts X des étoiles à neutrons, dans des binaires X de faible masse. Ces oscillations offrent un moyen de sonder l'intérieur de ces objets, en mesurant notamment leur masse et leur rayon, pour ainsi contraindre l'équation d'état de la matière dense. J'ai développé des méthodes de détection et d'analyse de ces signaux, de leurs propriétés temporelles et leur dépendance en énergie. J'ai analysé les oscillations détectées dans tous les sursauts X de type 1 (ainsi qu'un super-sursaut) de 3 étoiles à neutrons observées avec l'instrument Rossi X-ray Timing Explorer/Proportional Counter Array . Sur les courbes de lumière des sursauts, j'ai sélectionné les segments donnant la meilleure signification statistique, pour construire un catalogue de profils moyens d'oscillations. La forme des profils varie grandement d'un sursaut à un autre, pour une même source. Un grand nombre de paramètres peuvent affecter les oscillations. J'ai élaboré un modèle de tache chaude à la surface de l'étoile en rotation rapide pour caractériser l'émission du sursaut X, dans un espace-temps relativiste. En utilisant les chaînes de Markov Monte Carlo pour explorer efficacement un espace des paramètres conséquent, les ajustements sur un échantillon de sursauts ont démontré l'applicabilité du modèle. Par contre, les contraintes obtenues sur la masse et le rayon de l'étoile sont limitées par la qualité des données de l'instrument utilisé. Enfin, des simulations révèlent que des mesures précises sur les paramètres sont possibles en augmentant la surface collectrice des détecteurs, comme le proposent les observatoires X du futur.

Ma thèse s'inscrit dans le contexte du développement de GRAVITY, instrument de deuxième génération du VLTI, dont la première lumière est prévue pour 2014. GRAVITY pourra recombiner jusqu'à quatre télescopes en bande K (~2,2 µm). Par stabilisation de la phase sur une étoile de référence de magnitude aussi faible que K=10, il permettra de réaliser des mesures astrométriques avec une précision de 10 µas sur des objets jusqu'à K=15, et des images à référence de phase jusqu'à K=16 avec une résolution de 4 mas. Mon travail de thèse consiste à développer les algorithmes du suiveur de franges de GRAVITY, sous-système essentiel pour permettre à l'instrument d'atteindre ces limites de sensibilité inégalées en interférométrie longue base infrarouge. Pour rendre possible des intégrations supérieures à 100 s sur la voie scientifique, il devra stabiliser les différences de marche à des résidus inférieurs à 350 nm rms sur l'étoile de référence, malgré les perturbations provoquées par le piston atmosphérique, des vibrations instrumentales, et des variations de flux des faisceaux recombinés. Dans ce but, j'ai réalisé des simulations numériques de la boucle de contrôle dans son ensemble, en modélisant de façon réaliste les différentes sources de perturbations générant des fluctuations de différence de marche et des variations de flux dans les faisceaux recombinés. J'ai ainsi démontré que, par l'utilisation d'un contrôleur prédictif basé sur un filtre de Kalman utilisant un modèle des perturbations pour calculer les commandes aux actionneurs, les franges seront stabilisées à 310 nm rms sur une étoile de magnitude 10 dans les conditions d'observation attendues au VLTI en 2014. J'ai montré cependant que ces performances diminuaient fortement pour des conditions moins favorables. De plus, j'ai analysé l'efficacité du contrôleur Kalman pour compenser le piston atmosphérique et les vibrations par rapport aux algorithmes actuellement utilisés au VLTI. À partir de mesures sur ciel avec l'instrument PRIMA, j'ai montré que les perturbations sont mieux corrigées avec un contrôleur Kalman qu'avec le suiveur de franges de PRIMA. De plus, j'ai démontré par des simulations numériques que le filtre Kalman est plus efficace pour compenser les vibrations que l'algorithme VTK, consacré à leur correction au VLTI. J'ai également développé un démonstrateur de laboratoire du suiveur de franges de GRAVITY, dans le but d'en valider expérimentalement la boucle de contrôle. J'ai ainsi pu analyser des spécificités absentes des simulations initiales, telles que la procédure d'étalonnage, et l'analyse de biais induits par une dispersion spectrale imparfaite. Enfin, j'ai participé à un programme astrophysique pour lequel j'ai réalisé et analysé des observations interférométriques de la binaire X à forte masse Vela X-1 en infrarouge. J'ai mesuré un vent stellaire de tailles differentes dans les bandes H et K, démontrant la présence soit d'un fort gradient de température, soit d'évènements temporaires dans le vent. Une fois GRAVITY opérationnel, cette étude préliminaire sera étendue à des binaires X moins lumineuses, grâce à sa sensibilité inédite en interférométrie infrarouge. Pour conclure, mon travail de thèse a permis de démontrer que les performances du suiveur de franges sont compatibles avec les spécifications de GRAVITY, en faisant par conséquent le premier suiveur de franges à quatre télescopes à fonctionner sur des sources faibles, et ce malgré des perturbations importantes. GRAVITY et son suiveur de franges ouvrent ainsi la voie à des observations astrophysiques inédites en interférométrie optique.

L'exoplanétologie est une science jeune qui n'a véritablement démarré qu'en 1995 avec la découverte d'une exoplanète géante en orbite rapprochée autour de l'étoile solaire 51 Pegasi. Mes premières recherches dans de domaine datent de 1999 et concernent la mission spatiale Corot qui a conduit depuis 2006 à la détection de plus d'une trentaine de nouvelles exoplanètes très diverses. J'ai pleinement participé à l'aventure de Corot, en commençant par l'estimation du nombre de planètes détectables de 1999 à 2003, en poursuivant par la recherche et la caractérisation des signaux d'éclipses partielles, ou transits, lorsque les données furent disponibles à partir de 2007, pour finir par la mesure des propriétés physiques et orbitales des exoplanètes détectées, notamment Corot-7b en 2009, la première exoplanète rocheuse au rayon et à la masse mesurés, et Corot-8b en 2010, un mini-saturne dense. Je travaille actuellement au calcul de la probabilité de la nature planétaire de tous les signaux de transits détectés par la mission. Mes autres travaux de recherche concernent deux techniques de haute résolution angulaire pour la détection directe d'exoplanètes : l'interférométrie à longue base dans l'infrarouge et la coronographie dans le visible. En interférométrie, j'ai contribué à la précision de l'étalonnage des instruments en compilant deux catalogues d'étoiles-étalons, j'ai mesuré les propriétés d'un prototype de fibre monomode dans l'infrarouge moyen, et j'ai observé des étoiles naines, géantes et doubles. Mon résultat majeur est la détection directe du compagnon faible de l'étoile Theta Draconis. Enfin, en coronographie, j'ai développé en 2006 une méthode de correction de tavelures à l'aide d'un miroir déformable dans le cadre du projet Terrestrial Planet Finder Coronagraph de la Nasa. En cas de sélection du projet Echo par l'Esa en février 2014, mes recherches futures pourraient concerner la spectrométrie par transmission de l'atmosphère d'exoplanètes à courte période.

Ces dernières années, une série d' expériences utilisant des sources naturelles et artificielles de neutrinos ont prouvé que ces particules oscillent; la mesure des paramètres de leur matrice de mélange est en cours et elle guide la conception de futures appareillages et expériences. Théoriquement, cette découverte prouve que les neutrinos sont massives et qu' au moins une extension minimale du Modèle Standard de la physique des particules est nécessaire. Nous décrivons quelques conséquences que cette nouvelle connaissance a sur des systèmes cosmologiques et astrophysiques. En particulier, nous discutons: i) les implications pour les propriétés du fond de neutrinos cosmiques, à la fois dans le scénario minimal et dans certaines extensions non standard; ii) les contraintes cosmologiques actuelles et futures sur la durée de vie des neutrinos; iii) les implications fascinantes de la non-linéairité due à l' auto-réfraction dans l' évolution de la saveur des flux de neutrinos émis par la proto-étoile à neutrons produite lors d' un phénomène de supernova à effondrement de coeur. Enfin, nous décrivons certaines des orientations de recherche possibles pour les années à venir.

Ce manuscrit rassemble une série de travaux observationnels et phénoménologiques relatifs à des objets compacts variables du centre de notre Galaxie, à savoir le trou noir supermassif central, Sagittarius A*, et des étoiles à neutrons hébergées par des sursauteurs X. La première partie traite de la source Sgr A*, sujette à des éruptions quotidiennes, dont les mécanismes déclencheurs et les processus de rayonnement sont encore inconnus. Cette activité éruptive a été sondée par l'intermédiaire de plusieurs vastes campagnes d'observations multi-longueurs d'onde (en rayons gamma, rayons X, infrarouge et submillimétrique) étalées entre 2007 et 2009. Des données recueillies simultanément par les instruments XMM-Newton/EPIC, INTEGRAL/ISGRI+JEM-X, Fermi/LAT, VLT/NACO+VISIR et APEX/LABOCA, lors de plusieurs nouvelles éruptions majeures, ont ainsi permis de caractériser en détail le comportement spectro-temporelle de ces dernières et de contraindre les modèles d'émissions non-thermiques du milieu radiatif (synchrotron, Compton inverse, plasmoïde en expansion). Dans un second temps, une vingtaine de sursauts X de type I en provenance de deux binaires X de faible masse, transitoires, du noyau Galactique, GRS 1741.9-2853 et AX J1745.6-2901, ont été examinés à travers les données de différents satellites X de basse énergie (2-30 keV). Ces observations ont été discutées dans le cadre théorique, relativement bien établi, d'explosions thermonucléaires d'un mélange hydrogène-hélium, amassé à la surface d'étoiles à neutrons accrétantes.