La poussière interstellaire peut être considérée comme le précurseur des minéraux qui ont peuplé les disques protoplanétaires. En effet, les étoiles commencent leur histoire par l’effondrement d’un nuage interstellaire composé de gaz et de silicates amorphes riches en magnésium. Dans les premiers temps de la formation stellaire, celui-ci est réarrangé sous forme d’un disque en orbite autour l’étoile et dans lequel la poussière subit d’intenses transformations. Une conséquence majeure est l’apparition d’une transition amorphe-cristal de la poussière. Le disque est alors caractérisé par une zonation minéralogique constituée par une variation d’abondance de deux phases majeures, la forstérite et l’enstatite. Deux mécanismes peuvent rendre compte de leur formation à partir des silicates amorphes qui alimentent le disque : l’évaporation-condensation et la cristallisation solide-solide. Les présents travaux étudient ce dernier mécanisme comme alternatif au premier pour donner des éléments d’interprétation à la zonation minéralogique observée. Dans un premier temps, une méthode de synthèse sol-gel est mise au point afin de produire des silicates amorphes magnésiens et magnéso-calciques analogues aux silicates interstellaires. Dans un second temps, leur cristallisation est étudiée par diffraction des rayons X et microscopie électronique à transmission. Cette cristallisation se fait de manière séquencée et est marquée par une forte germination, conférant une petite taille de grain aux silicates. Les phases les plus riches en alcalino-terreux se forment les premières. Ce comportement se révèle un mécanisme pertinent pour expliquer la zonation minéralogique des disques et certains minéraux contenus dans les objets tels que les poussières interplanétaires, les comètes et les météorites. / In the framework of mineral evolution, interstellar dust could be claimed as the oldest ancestor of all minerals which spread on Earth and, further, in all comic objects traveling through the solar system, like comets, meteorites and interplanetary dust particles. History of stars begin with the collapse of an interstellar cloud made of gas and dust. Dust is mainly composed of Mg-rich amorphous silicates. In first stages of star formation, the diffuse mixture of gas and dust is dragged out by stellar winds and radiations to form a accretion disk in orbital motion around the new burning body. Then, processing of dust occurs. One consequence is an impressive amorphous-crystal transition known as the ‘crystalline revolution’. A mineral zoning appears along the disk with the formation of two major Mg-rich crystalline silicates, forsterite and enstatite. Two mechanisms can account for the formation of these two phases from the in-falling amorphous dust : evaporation-condensation and solid crystallization. The present work focuses on the solid state crystallization process in order to give support for the interpretation of the mineralogical zoning. First, a sol-gel synthesis is worked out to produce amorphous and porous magnesium and calcium rich silicates as analogs of interstellar dust. Second, their crystallization behavior is studied by x-ray diffraction and by transmission electron microscopy. Main results are an enhanced nucleation and a sequenced crystallization with systematic Mg- or Ca- enriched crystalline phases formed at first. Using a material science frame, the results are discussed in the context of the mineralogical zoning in disks and the occurrence of crystalline silicates in extraterrestrial objects such as interplanetary dust particles, comets and meteorites.

Le champ magnétique vertical joue un rôle prépondérant dans la dynamique des disques d'accrétion. L'émission de jet par un disque ainsi que la turbulence qu'on suppose y exister sont tous deux fortement contraints par l'intensité de ce champ vertical. Ce champ évolue lui même suivant les mécanismes d'advection par la matière et de diffusion par la turbulence. Depuis plus de vingt ans, la question de l'évolution d'un tel champ dans un disque fait l'objet de nombreuses études, mais une modélisation globale de disque prenant en compte tous ces ingrédients n'avait encore jamais été réalisée. Je propose ici un modèle, considérant le transport d'un champ magnétique vertical par le disque, mais également la rétroaction de ce champ sur la dynamique du disque. Une résolution analytique de configurations homogènes est réalisée. Elle confirme les résultats des études précédentes, à savoir qu'en l'état actuel des connaissances des processus de transport, un disque turbulent ne peut advecter significativement le champ vertical pour permettre l'émission d'un jet. Elle met cependant en avant une configuration nouvelle de disque, mixte, dans laquelle les conditions d'éjection sont réunies non pas à l'intérieur du disque mais dans ses régions externes. La stabilité des configurations homogènes calculée a été réalisée, et de nouvelles instabilités sont mises en avant. L'effectivité de ces instabilités dépend des dépendances fonctionnelles employées pour quantifier la dynamique du disque. Une caractérisation, via des simulation locales, des ces dépendances fonctionnelles, permettrait de savoir si ces instabilités peuvent être effectives dans un disque d'accrétion. Enfin, les outils numériques développé permettent d'étudier les configurations envisagées. Les configurations homogènes stationnaires sont récupérées, et une étude dynamique de la configuration mixte permet de caractériser les conditions d'advection de la limite disque éjectant/disque standard. / The vertical magnetic field plays a fundamental role in the dynamics of accretion discs. The jet launching, so as the turbulence that is supposed to exist in these discs are strongly constrained by the intensity of this field. This field evolves following the mechanisms of advection by the mater and diffusion by turbulence. The question of the evolution of such a field has been studied since more than 20 years, but a global modelisation, involving all these méchanisms wasn't done yet. I propose a model, taking into account the transport of a vertical magnetic field by the disc, and also the feedback of this field on the dynamics of the disc. Analytical solutions for standard configurations a calculated. It confirms previous studies in the sense that considering the state of the art, a turbulent disc can not advect a vertical field in order to allow a jet launching. However, a new configuration is rised, in wich the ejection conditions are realised in the outer radius of the disc. The stability of the standard configurations is calculated, and new instabilities are rised. The effectivity of such instabilities depends on the functionnal dependancies used to quantify the disc dynamics. A determination of such dependancies, via local simulations, would clarify if such instabilities could be effective in accretion discs. At last, the numerical tools developped allows to study the configurations. Standard one are found, and a dynamical study of the new configuration is done to determine the advection conditions for the limit ejecting disc/ standard disc.

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.