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La détection des exoplanètes et de l’environnement d’étoiles jeunes tel que les disques de débris fait face à deux difficultés majeures : d’une part, la faible distance angulaire entre le compagnon (ou le disque) et son étoile hôte, et d’autre part, le contraste élevé entre les deux composantes en terme de flux. L’interférométrie est une des techniques permettant de palier ces deux problématiques en apportant une détection à la fois à haute résolution angulaire et à haute dynamique. C’est tout particulièrement le cas dans la mise en oeuvre de l’interférométrie annulante, aussi appelée interférométrie en frange noire, lors de laquelle on vient éteindre le flux de l’étoile principale grâce aux propriétés de cohérence de la lumière.On recombine la lumière issue de deux télescopes ou plus de sorte à faire interférer destructivement les photons provenant de l’étoile principale et constructivement pour les photons venant du compagnon ou du disque environnant. Mon travail de thèse s’inscrit dans ce cadre, avec l’étude de données observationnelles de huit disques de débris réalisées au Very Large Telescope, grâce à la technique interférométrique de masquage de pupille. Lors de cette étude j’ai réalisé la réduction des données interférométriques et une analyse des termes de clôtures de phase. Puisque aucun compagnon n’a été détecté dans les données, j’en ai déduit les limites de détection en termes de luminosité et de masse estimée à l’aide d’isochrones issue de modèle d’évolution.Ma thèse à également consisté en une composante expérimentale, avec la conception et l’étalonnage de l’instrument FIRST-IR (Fibered Imager foR a Single Telescope InfraRed) en laboratoire, à l’Observatoire de Meudon. Cet instrument est un interféromètre qui associe la technique de réarrangement de pupille fibré et la recombinaison de la lumière paroptique intégrée. Le type d’optique intégrée étudié ici est un composant optique planaire sur lequel des guides d’ondes ont été gravés. l’optique intégrée est de type nuller et prend en entrée le flux de quatre sous-pupilles. Les guides sont agencés selon une certaine architecture permettant de réaliser dans un premier temps une fonction annulante sur trois bases puis une mesure des franges d’interférence sur les trois voies annulées. J’ai réalisé un étalonnage complet de cette optique intégrée ainsi que des mesures de clôture de phase.En conclusion, j’ai pu montrer la viabilité de l’instrument FIRST-IR avec ce nouveau concept d’optique intégrée de type nuller. En particulier j’ai démontré que la mesure de la clôture de phase reste stable pour une cible point source, quel que soit le taux d’annulation interférométrique appliqué. / The detection of exoplanets and young stars environment such as debris disks deals with two major difficulties: on one hand, the low angular distance between companion (or disk) and its host star, and on the other hand, the high contrast of flux between the two components. Interferometry is one of the techniques that solves these two issues. It is particularly the case in the application of nulling interferometry, in which we extinguish the flux from the main star thanks to coherence properties of the light.My thesis work takes part in this context, with the study of eight debris disks observationnal data made at the Very Large Telescope, using the Sparse Aperture Maskig interferometric technique. I achieved the data reduction and the analysis of closure phases. As no companion was found in the data, I derived detection limits in terms of luminosity and estimated mass.My thesis also consisted in an instrumental part, with the conception of the FIRST-IR (Fibered Imager foR a Single Telescope InfraRed) instrument in laboratory. This instrument is an interferometer which associates fibered pupil remapping technique and integrated optic based recombination of light.To conclude, I have shown the viability of FIRST-IR instrument using this new integrated optic based nuller architecture. Particularly, I demonstrated that closure phase remains stable for a source point target, regardless of the nulling level applied.

L"étude de la transition entre les disques proto-planétaires riches en gaz et les disques de débris, dans lesquels le gaz a disparu au bout de quelques millions d'année, est essentielle pour contraindre les mécanismes de formation planétaire. De plus en plus de disques de débris riches en gaz sont détectés. Certains de ces disques possèdent même des caractéristiques qui laissent présumer que le gaz y est d'origine primordiale à la différence de la poussière. C'est à ces diques hybrides que je m'intéresse tout particulièrement dans cette thèse. Grâce aux interféromètres ALMA et NOEMA, j'ai pu observer en détails le disque de débris autour de l'étoile HD 141569, de type spectral A0V, âgée d'une dizaine de millions d'années. Mes observations révèlent un disque de gaz d'origine primordiale en cours de dissipation, ce qui fait de ce disque un système hybride. La poussière millimétrique y a aussi évolué, puisque son émission est faible et possède un indice spectral caractéristique de grains qui ont grossi. Afin de détecter de nouveaux disques hybrides, j'ai observé le gaz CO dans 25 disques de débris avec APEX et de 30 m de l'IRAM. Autour de HD 23642, le gaz semble être détecté à 4 sigma et pourrait correspondre à un disque singulier, puisqu'il entoure une binaire de l'amas Pléiades, dont l'âge est estimé à 125-130 millions d'années. Pour différents stades d'évolution des disques, l'émission du gaz et de la poussière est corrélée sauf pour les disques hybrides dont le rapport de flux est plus élevé, peut-être à cause une évolution rapide de la poussière. Il reste à savoir si cette phase est généralisable à tous les disques pour comprendre les imolications de ce phénomène. / The study of the transition between proto-planetary gas-rich disks and debris disks, where gas has disappeared in a few millions years, is crucial to constrain the planet formation mechanisms. More ans more gas-rich debris disks are detected. I have studied some of those disks where observations suggest that gas is still primordial. Thanks to radio interferometers suche as ALMA and NOEMA, i have observed in details the debris disk around the ten millions year okd HD 141569 star, of spectral type A0V. My observations reveal the gas disk is primordial and is dissipating, which makes the disk a hybrid system. The milimeter dust has also evolved, since its emission is weak and has e spectral index beta typical of large grains. To detect more hybrid disks, i have observed th CO gas in 25 disks with APEX and the IRAM 30 m. Around HD 23642, CO emission is detected at 4 sigma and coukd correspond to a peculiar disk, since it surrounds binary stars in the Pleiades cluster, which age is estimate around 125-130 millions years. The emission of the gas and dust is correlated for all types of disks but hybrids, where the high flux ratio might be due to a rapid dust evolution. It remains to know whether this phase is common to all disks to understand the implications of this phenomenon.

Les disques de débris orbitant dans l'environnement des étoiles proches constituent un indicateur très important des propriétés des systèmes planétaires extra-solaires. Depuis l'espace et au sol, les moyens observationnels actuels permettent de déterminer dans divers domaines de longueurs d'ondes les propriétés spatiales de ces disques et celles des grains de poussières circumstellaires. Cette thèse aborde le sujet de la modélisation des disques de débris, à partir de données fournies par de multiples instruments, en premier lieu les télescopes spatiaux Hubble et Herschel, et les interféromètres infrarouges du VLTI, CHARA, et KIN. Mes premiers projets ont pris place dans le cadre de deux programmes-clés de l'Observatoire Spatial Herschel dédiés à l'étude des disques circumstellaires autour des étoiles proches. Au sein du projet GASPS, j'ai obtenu des observations spectro-photométriques de HD 181327, une jeune étoile (12+8-4 millions d'années, Ma) de type solaire entourée d'un anneau de débris massif de 90 unités astronomique (UA) de rayon vu aussi en lumière diffusée par le télescope spatial Hubble. La bonne détermination de la géométrie de l'anneau permet de se concentrer sur la modélisation de la distribution spectrale d'énergie, afin de mieux caractériser les propriétés des poussières. J'ai utilisé le code de transfert radiatif GRaTer et démontré que le système héberge une population de planétésimaux glacés, qui pourrait représenter une source d'eau et de volatils susceptible d'être libérée sur des planètes telluriques encore en formation. Je discute quelques résultats additionnels obtenus avec Herschel à propos de disques de débris jeunes, notamment HD 32297, et d'analogues faibles de la Ceinture de Kuiper. Les disques exo-zodiacaux (exozodis), analogues du nuage Zodiacal du Système Solaire, représentent une contrepartie chaude (ou tiède) aux disques de débris, résidant proche de la zone habitable (moins de quelques unités astronomiques) et encore mal connue. Ils sont révélés par leur émission proche et moyen infrarouge et peuvent être étudiés avec la précision et la résolution requises grace à l'interférométrie optique. Dans le cas de l'étoile Beta Pictoris (12+8-4 Ma), dont le disque est vu par la tranche, une fraction significative du disque externe diffuse de la lumière vers le champ de vue des interféromètres ; une composante interne chaude doit tout de même être invoquée pour justifier de l'excès mesuré dans l'infrarouge proche. En m'appuyant sur l'exemple de l'étoile Véga (440±40 Ma), je présente la méthodologie employée et démontre que les exozodis chauds se caractérisent par une abondance de poussières sub-microniques, près de la distance de sublimation de l'étoile. D'un point de vue théorique, le mécanisme de production de ces petits grains non-liés est encore incompris. J'aborde plus en détails le cas du disque exozodiacal à deux composantes (chaude et tiède) de Fomalhaut (440±40 Ma). Je développe une nouvelle méthode de calcul des distances de sublimation et recense les processus variés qui peuvent affecter un grain de poussière afin de fournir un cadre pour l'interprétation : l'exozodi chaud à ~0.1 - 0.2 UA serait la signature indirecte d'une ceinture d'astéroïdes située à 2 UA à l'activité dynamique particulièrement intense. Finalement, je dresse un bilan des propriétés des disques de débris et de ce qu'ils peuvent nous apprendre quand on les compare au Système Solaire, et propose de futures directions de recherche pour explorer davantage les systèmes planétaires et leur dynamique.

Les disques de débris orbitant dans l'environnement des étoiles proches constituent un indicateur très important des propriétés des systèmes planétaires extra-solaires. Depuis l'espace et au sol, les moyens observationnels actuels permettent de déterminer dans divers domaines de longueurs d'ondes les propriétés spatiales de ces disques et celles des grains de poussières circumstellaires. Cette thèse aborde le sujet de la modélisation des disques de débris, à partir de données fournies par de multiples instruments, en premier lieu les télescopes spatiaux Hubble et Herschel, et les interféromètres infrarouges du VLTI, CHARA, et KIN. Mes premiers projets ont pris place dans le cadre de deux programmes-clés de l'Observatoire Spatial Herschel dédiés à l'étude des disques circumstellaires autour des étoiles proches. Au sein du projet GASPS, j'ai obtenu des observations spectro-photométriques de HD 181327, une jeune étoile (12+8-4 millions d'années, Ma) de type solaire entourée d'un anneau de débris massif de 90 unités astronomique (UA) de rayon vu aussi en lumière diffusée par le télescope spatial Hubble. La bonne détermination de la géométrie de l'anneau permet de se concentrer sur la modélisation de la distribution spectrale d'énergie, afin de mieux caractériser les propriétés des poussières. J'ai utilisé le code de transfert radiatif GRaTer et démontré que le système héberge une population de planétésimaux glacés, qui pourrait représenter une source d'eau et de volatils susceptible d'être libérée sur des planètes telluriques encore en formation. Je discute quelques résultats additionnels obtenus avec Herschel à propos de disques de débris jeunes, notamment HD 32297, et d'analogues faibles de la Ceinture de Kuiper. Les disques exo-zodiacaux (exozodis), analogues du nuage Zodiacal du Système Solaire, représentent une contrepartie chaude (ou tiède) aux disques de débris, résidant proche de la zone habitable (moins de quelques unités astronomiques) et encore mal connue. Ils sont révélés par leur émission proche et moyen infrarouge et peuvent être étudiés avec la précision et la résolution requises grace à l'interférométrie optique. Dans le cas de l'étoile Beta Pictoris (12+8-4 Ma), dont le disque est vu par la tranche, une fraction significative du disque externe diffuse de la lumière vers le champ de vue des interféromètres ; une composante interne chaude doit tout de même être invoquée pour justifier de l'excès mesuré dans l'infrarouge proche. En m'appuyant sur l'exemple de l'étoile Véga (440±40 Ma), je présente la méthodologie employée et démontre que les exozodis chauds se caractérisent par une abondance de poussières sub-microniques, près de la distance de sublimation de l'étoile. D'un point de vue théorique, le mécanisme de production de ces petits grains non-liés est encore incompris. J'aborde plus en détails le cas du disque exozodiacal à deux composantes (chaude et tiède) de Fomalhaut (440±40 Ma). Je développe une nouvelle méthode de calcul des distances de sublimation et recense les processus variés qui peuvent affecter un grain de poussière afin de fournir un cadre pour l'interprétation : l'exozodi chaud à ~0.1 - 0.2 UA serait la signature indirecte d'une ceinture d'astéroïdes située à 2 UA à l'activité dynamique particulièrement intense. Finalement, je dresse un bilan des propriétés des disques de débris et de ce qu'ils peuvent nous apprendre quand on les compare au Système Solaire, et propose de futures directions de recherche pour explorer davantage les systèmes planétaires et leur dynamique. / Debris disks orbiting in the environment of nearby stars are a very important indicator of extrasolar planetary systems properties. From space and from the ground, current observational facilities enable a multi-wavelength determination of the disks structures and of the dust properties. This thesis addresses the topic of debris disks modelling, based on data from multiple instruments including first of all the Herschel and Hubble space telescopes, and the VLTI, CHARA and KIN infrared interferometers. My first research pro jects took place in the framework of two key programs from the Herschel Space Observatory dedicated to the study of circumstellar disks around nearby stars. As part of the GASPS pro ject, I obtained Herschel far-infrared spectro-photometric observations of HD 181327, a young (12+8−4 Myr) Sun-like star surrounded by a massive, 90 AU-wide debris belt, also imaged in scattered light by the Hubble Space Telescope. Proper determination of the belt geometry allows one to focus on modelling the dust properties. I used the GRaTer radiative transfer code to demonstrate that the system hosts a population of icy planetesimals that may be a source for the future delivery of water and volatiles onto forming terrestrial planets. I discuss additional results obtained with Herschel related to young debris disks, in particular HD 32297, and to faint Kuiper-Belt analogues. Exo-zodiacal disks (exozodis), those analogues to the Solar System Zodiacal cloud, represent a little known hot (or warm) counterpart of debris disks located close the habitable zone (inside of a few AUs). They are revealed by their near- to mid-infrared emission and can be assessed with the required accuracy and resolution with optical interferometers. In the case of the near edge-on star β Pictoris (12+8−4 Myr), I show that a significant fraction of the outer disk scatters light towards the small field-of-view of the interferometers; an inner hot component must nonetheless be invoked to explain the measured near-infrared excess. Based on the example of the star Vega (440 ± 40 Myr), I introduce a methodology to study inner dust disks and I show that hot exozodis are characterized by an abundance of submicron-sized grains, close to the star sublimation distance. From a theoretical point-of-view, the production mechanism for these small, unbound grains is not understood. I go into more details on the case of the Fomalhaut (440 ± 40 Ma) double-component (warm and hot) exozodiacal disk. I develop a new model for the calculation of the dust sublimation distances, and I address the various processes that can affect a dust grain in order to provide a framework for interpreting the exozodi: the hot exozodiacal disk may be the indirect signature of an asteroid belt with a particularly high dynamical activity. Lastly I draw up a summary of the properties of dusty debris disks and of what they can teach us when compared to the Solar System. I propose possible future research directions for further investigations of planetary systems and their dynamics.

Les disques de débris orbitant dans l'environnement des étoiles proches constituent un indicateur très important des propriétés des systèmes planétaires extra-solaires. Depuis l'espace et au sol, les moyens observationnels actuels permettent de déterminer dans divers domaines de longueurs d'ondes les propriétés spatiales de ces disques et celles des grains de poussières circumstellaires. Cette thèse aborde le sujet de la modélisation des disques de débris, à partir de données fournies par de multiples instruments, en premier lieu les télescopes spatiaux Hubble et Herschel, et les interféromètres infrarouges du VLTI, CHARA, et KIN. Mes premiers projets ont pris place dans le cadre de deux programmes-clés de l'Observatoire Spatial Herschel dédiés à l'étude des disques circumstellaires autour des étoiles proches. Au sein du projet GASPS, j'ai obtenu des observations spectro-photométriques de HD 181327, une jeune étoile (12[+8\-4] millions d'années, Ma) de type solaire entourée d'un anneau de débris massif de 90 unités astronomique (UA) de rayon vu aussi en lumière diffusée par le télescope spatial Hubble. La bonne détermination de la géométrie de l'anneau permet de se concentrer sur la modélisation de la distribution spectrale d'énergie, afin de mieux caractériser les propriétés des poussières. J'ai utilisé le code de transfert radiatif GRaTer et démontré que le système héberge une population de planétésimaux glacés, qui pourrait représenter une source d'eau et de volatils susceptible d'être libérée sur des planètes telluriques encore en formation. Je discute quelques résultats additionnels obtenus avec Herschel à propos de disques de débris jeunes, notamment HD 32297, et d'analogues faibles de la Ceinture de Kuiper. Les disques exo-zodiacaux (exozodis), analogues du nuage Zodiacal du Système Solaire, représentent une contrepartie chaude (ou tiède) aux disques de débris, résidant proche de la zone habitable (moins de quelques unités astronomiques) et encore mal connue. Ils sont révélés par leur émission proche et moyen infrarouge et peuvent être étudiés avec la précision et la résolution requises grace à l'interférométrie optique. Dans le cas de l'étoile β Pictoris (12[+8\-4] Ma), dont le disque est vu par la tranche, une fraction significative du disque externe diffuse de la lumière vers le champ de vue des interféromètres ; une composante interne chaude doit tout de même être invoquée pour justifier de l'excès mesuré dans l'infrarouge proche. En m'appuyant sur l'exemple de l'étoile Véga (440 ± 40 Ma), je présente la méthodologie employée et démontre que les exozodis chauds se caractérisent par une abondance de poussières sub-microniques, près de la distance de sublimation de l'étoile. D'un point de vue théorique, le mécanisme de production de ces petits grains non-liés est encore incompris. J'aborde plus en détails le cas du disque exozodiacal à deux composantes (chaude et tiède) de Fomalhaut (440 ± 40 Ma). Je développe une nouvelle méthode de calcul des distances de sublimation et recense les processus variés qui peuvent affecter un grain de poussière afin de fournir un cadre pour l'interprétation : l'exozodi chaud à ~0.1 - 0.2 UA serait la signature indirecte d'une ceinture d'astéroïdes située à ~2 UA à l'activité dynamique particulièrement intense. Finalement, je dresse un bilan des propriétés des disques de débris et de ce qu'ils peuvent nous apprendre quand on les compare au Système Solaire, et propose de futures directions de recherche pour explorer davantage les systèmes planétaires et leur dynamique.

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.

Au moins 20% des étoiles de la séquence principale abritent des disques de débris, analogues à la ceinture de Kuiper. Ces disques sont la preuve que l'accumulation de solides a au moins permis la formation de corps de taille kilométrique. Il n'est donc pas surprenant que plusieurs de ces disques soient accompagnés de planètes, qui, en laissant leur empreinte dynamique sur la structure spatiale de ces disques, révèlent leur présence. Par conséquent, la détection d'un disque de débris excentrique entourant Zeta² Ret par le télescope spatial Herschel indique la présence d'un perturbateur massif dans ce système. Zeta² Ret étant un système mature, âgé de 2-3 Gyr, et en ce sens, analogue à notre propre système solaire, il offre un exemple différent d'évolution dynamique à long terme. Cette thèse comprend une modélisation détaillée de la structure du disque de débris de Zeta² Ret, ce qui conduit à des contraintes sur la masse et l'orbite du perturbateur suspecté. Cette étude révèle également que les structures excentriques dans les disques de débris peuvent survivre sur des échelles de temps Gyr.La modélisation de disques de débris peut permettre la découverte postérieure de planètes comme c'est le cas pour le système de Fomalhaut. La forme excentrique de son disque de débris fut d'abord attribuée à Fom b, un compagnon détecté près du bord interne du disque, mais qui se révèle finalement trop excentrique (e~0.6-0.9) pour lui donner sa forme, indiquant la présence d'un autre corps massif, Fom c. Le système planétaire qui en résulte est très instable, ce qui implique une diffusion récente de Fom b sur son orbite actuelle, éventuellement par Fom c. L'étude de ce scénario révèle qu'en ayant résidé dans une résonance de moyen-mouvement interne avec une Fom c excentrique et de masse comparable à Neptune ou Saturne, Fom b aurait subi une augmentation progressive de son excentricité sur des périodes comparables à l'âge du système (~440 Myr), ce qui l'aurait amenée assez proche de Fom c pour subir une diffusion récente, qui, complétée par une évolution séculaire avec Fom c, explique sa configuration orbitale actuelle. Ce mécanisme en trois étapes pourrait également avoir généré d'importantes quantités de matériel en orbites très excentriques, ce qui en retour pourrait alimenter en poussière les parties internes du système. Par conséquent, ce mécanisme pourrait aussi expliquer la présence de ceintures de poussières internes dans le système de Fomalhaut, mais aussi la découverte d'une importante population de ceintures de poussières chaudes et massives dans les systèmes âgés de plus de 100 Myr.Les systèmes planétaires découverts jusqu'ici présentent une grande variété d'architectures, et notre système solaire est loin d'être un modèle générique. Un des principaux mécanismes déterminant la morphologie d'un système planétaire est la migration planétaire. On attend d'un compagnon stellaire - ce que notre système solaire ne possède pas - qu'il affecte les conditions de migration planétaire, et conduise potentiellement à la formation de systèmes planétaires très différents. Ce phénomène est évidemment non négligeable puisque les systèmes binaires représentent au moins la moitié des systèmes stellaires. Dans les systèmes planétaires matures, la migration planétaire peut se produire suite à l'interaction avec le matériel solide et l'impact de la binarité sur cette migration tardive est exploré dans cette thèse. Un compagnon circumstellaire pourrait inverser la tendance à la migration interne des planètes dans les systèmes stellaires simples, et rapprocher ces planètes des régions perturbées par le compagnon binaire, où elles ne pourraient pas s'être formées in situ. Cela pourrait fournir une explication à la présence de planètes qui présentent des signes de migration externe vers un compagnon circumstellaire dans les systèmes de Gamma Cephei et HD 196885. / At least 20% of Main-Sequence stars are known to harbor debris disks analogs to the Kuiper Belt. These disks are proof that the accretion of solids has permitted the formation of at least km-sized bodies. It is thus not surprising that several of these disks are accompanied by planets, which may reveal themselves by setting their dynamical imprints on the spatial structure of debris disks. Therefore, the detection of an eccentric debris disk surrounding Zeta² Ret by the Herschel space telescope provides evidence for the presence of a massive perturber in this system.Zeta² Ret being a mature Gyr-old system, and in that sense, analogous to our own Solar System, it offers a different example of long-term dynamical evolution. This thesis includes a detailed modeling of the structure of the debris disk of Zeta² Ret, which leads to constraints on the mass and orbital characteristics of the putative perturber. This study also reveals that eccentric structures in debris disks can survive on Gyr timescales.Detailed modeling of the structure of debris disks can allow the posterior discovery of hidden planets as is the case for the Fomalhaut system. The eccentric shape of the debris disk observed around this star was first attributed to Fom b, a companion detected near the belt inner-edge, which revealed to be highly eccentric (e~0.6-0.9), and thus very unlikely shaping the belt. This hints at the presence of another massive body in this system, Fom c, which drives the debris disk shape. The resulting planetary system is highly unstable, which involves a recent scattering of Fom b on its current orbit, potentially with the yet undetected Fom c. This scenario is investigated in this thesis and its study reveals that by having resided in inner mean-motion resonance with a Neptune or Saturn-mass belt-shaping eccentric Fom c and therefore have suffered a gradual resonant eccentricity increase on timescales comparable to the age of the system (~440 Myr), Fom b could have been brought close enough to Fom c and suffered a recent scattering event, which, complemented by a secular evolution with Fom c, explains its current orbital configuration. This three-step scenario also implies that significant amounts of material may have been set on extremely eccentric orbits such as this of Fom b through this mechanism, which in return could feed in dust the inner parts of the system. Therefore, this mechanism may also explain the presence of inner dust belts in the Fomalhaut system, but also the discovery a significant population of very bright hot dust belts in systems older than 100 Myr.The planetary systems discovered so far exhibit a great variety of architectures, and our solar system is far from being a generic model. One of the main mechanism that determines a planetary system morphology is planetary migration. The presence of a stellar binary companion - which our solar system is deprived of - is expected to affect planetary migration conditions, and potentially lead to the formation of very different planetary systems. This phenomenon is obviously non-negligible since binary systems represent at least half of stellar systems. At late stages of planetary systems formation, planetary migration may occur as the result of interactions with remaining solid planetesimals and the impact of binarity on this planetesimal-driven migration is explored in this thesis. A stellar binary companion may in fact reverse the tendency for planets in single star systems to migrate inwards, and bring them closer to regions perturbed by the binary companion, where they could not have formed in situ. This may give an explanation for the presence of planets which present signs of outward migration towards a circumstellar companion in the Gamma Cephei and HD 196885 systems.