Les systèmes planétaires sont nés du gaz et de la poussière des disques circumstellaires autour des étoiles jeunes. Pour comprendre comment les systèmes planétaires se forment, une connaissance détaillée de la structure et de l'évolution de ces disques est requise. Bien que, cela soit presque bien compris pour les régions des disques observés à des échelles spatiales de plusieurs unités astronomiques, la structure de ces disques explorés à l'échelle de quelques unités astronomiques et surtout à moins d'une unité astronomique reste une énigme. Au cours de ces dernières années, il est devenu possible de directement résoudre spatialement la région interne des disques protoplanétaires avec les techniques d'interférométrie optiques. L'objectif de cette thèse est une étude multi-longueur d'onde de l'évolution des disques protoplanétaires en déterminant leur distribution de densité et de température, leur taille, la composition de la poussière et aussi la cinématique du gaz. J’ai construit ma thèse en étudiant trois domaines de longueurs d'onde complémentaires: étude de la photosphère de l'étoile et de son disque gazeux à proximité par le biais de l'interférométrie visible, étude de la structure radiale et verticale du bord interne d'un disque de pré-transition à des fractions d'unité astronomique en interférométrie proche infra-rouge, et la caractérisation des régions des disques situées à quelques unités astronomiques de l'étoile centrale, au travers de la spectroscopie et de l'interférométrie infra-rouge moyen / Planetary systems are born in circumstellar gas and dust disks surrounding Young Stellar Objects (YSOs). To understand how planetary systems form, a detailed knowledge of the structure and evolution of these disks is required. Although, this is almost well understood for the regions of the disks observed with a spatial resolution of several AUs, the structure of these disks probed at a few AU scale and especially inward of 1 AU remains a puzzle. In recent years, it has become possible to directly spatially resolve the inner region of protoplanetary disks with optical interferometry technique. The context of this thesis is a multi-wavelength investigation of the protoplanetary disks evolution by determining their density distribution, their temperature distribution, the size and com- position of the dust components and finally the kinematics of the gas. I have developed my thesis following three complementary wavelength domains: study of the photosphere of the star and its nearby gaseous disk through visible interferometry, study of the radial and vertical structure of the inner rim of a pre-transitional disk at fractions of an AU through near-IR interferometry, and, the characterization of the disk regions at a few AUs from the central star through spectroscopic and mid-IR interferometry. To analyse the visible-, near- and mid-IR interferometric observations, I have focused my attention on three well known sources, 51 OPh, HD 100546 and MWC 480 respectively that they have not been observed in these wavelengths.

Comprendre la formation planétaire est un défi majeur de l'astronomie. Il est désormais établi que les systèmes planétaires naissent au sein de disques protoplanétaires, qui se forment concomitamment aux étoiles pré-séquence principale.<br /><br />Cette thèse présente le travail que j'ai mené afin de déterminer les conditions physico-chimiques qui prévalent dans ces objets. Je présente en particulier les observations en interférométrie millimétrique des disques entourant les étoiles jeunes DM Tau, LkCa 15, MWC 480, HD 34282 et AB Aur dans les raies de rotations des isotopes de CO, ainsi que de quelques molécules et radicaux (HCN, CN, etc.). Je présente également le modèle paramétrique que j'ai employé pour analyser ces données, notamment la partie du transfert radiatif hors équilibre thermodynamique local que j'ai développé au cours de ma thèse. Enfin je présente les résultats que j'ai obtenu de ces observations.

Les étoiles, durant les premiers millions d’années de leur existence, sont entourées d’un disque composé à 99% de gaz et à 1 % de poussière. La poussière est initialement sous forme de grains de taille sub-micrométrique mais évolue jusqu’à pouvoir former les planètes. Grâce à l’interféromètre du plateau de Bure, avec lequel nous avons observé aux longueurs d’onde millimétrique, l’évolution temporelle ainsi que la distribution radiale des grains de poussière a pu être mise en évidence sur de nombreux disques. Par ailleurs, l’important gain en résolution et sensibilité d’ALMA, un nouvel interféromètre très performant basé au Chili, a nécessité l’amélioration de notre code de transfert radiatif afin de déterminer si et comment il allait être possible d’observer la sédimentation de la poussière, étape préalable à la formation des planétésimaux. / The stars, during the first millions years of their existence, are surrounded by a protoplanetary disk composed of99 % of gas and of 1 % of dust. The dust is initially under the form of sub-micrometric grains but evolves to likelyform planets. Thanks to the Plateau de Bure interferometer, with whom we observed at the millimeter wavelengths, the temporal evolution as well the radial distribution of the dust grains has been bringing to light in several disks.In addition, the important gain in resolution and in sensibility of ALMA, a new interferometer based in Chili, has required the improvement of our transfert radiativ code in order to determine if and how it will be possible to observe the dust settling, preliminary step for the formation of planetesimals.

L'objectif de cette thèse est d'étudier la formation de tourbillons dans la zone morte des disques protoplanétaires. Un code numérique 3D compressible a été mis au point et utilisé pour cette étude. Deux instabilités hydrodynamiques sont envisagées pour former les tourbillons: l'instabilité de Rossby et l'instabilité barocline.La première entraine la fragmentation d'une sur-densité annulaire en une chaîne de tourbillons qui se rattrapent les uns les autres et finissent par fusionner en un seul tourbillon qui reste stable sur de très longues durées lorsque son rapport d’aspect est suffisamment grand, et possède une structure quasi bidimensionnelle. En revanche, les tourbillons tridimensionnels de petits rapport d'aspect sont affectés par l’instabilité elliptique qui les détruits en quelques rotations. Seuls persistent ceux de grand rapport d'aspect.L'instabilité barocline, fondamentalement non linéaire, produit des tourbillons à partir de perturbations d'amplitude finies ; ces tourbillons sont ensuite amplifiés et fusionnent en tourbillons plus gros si le disque est stratifié de façon instable et s’il permet aussi le transfert de chaleur. Deux types de transfert thermique ont été envisagés pour étudier cette instabilité qui conduit alors à des différences significatives dans la structure des tourbillons formés. Le rapport d'aspect étant lié à la vorticité, l'amplification des tourbillons se traduit par une diminution de leur rapport d'aspect, et les rend donc sujet à l'instabilité elliptique. Cependant, ils ne sont pas détruit et gardent une structure tourbillonnaire grâce à l'amplification barocline. / The objective of this thesis is to study the formation of vortices in the dead-zone of protoplanetary disks. A 3D compressible numerical code has been performed and used for this study. Two hydrodynamical instabilities are considered for vortex formation: the Rossby wave instability and the baroclinic instability.The first one leads tp the fragmentation of an annular bump into a chain of vortices that catch one another and merge in a single vortex; this vortex remains stable on very long durations when its aspect ratio is large enough and has a quasi two-dimensional structure. In contrast, tridimensional small aspect ratios vortices are affected by the elliptical instability and are destroyed in a few rotation periods. Only vortices with large aspect ratios can survive.The baroclinic instability, a basically non-linear one, can produce vortices from small amplitude perturbations; these vortices are then amplified and merge in bigger vortices if the disk is unstably stratified and also permits heat transfer. Two types of heat transfer have been considered leading to significant differences in the structures of the resulting vortices. As aspect ratio and vorticity are strongly related, the baroclinic amplification reduces the aspect ratio and, so, make the vortex sensitive to the elliptical instability. However, such vortices are not destroyed and keep a vertical structure thanks to the baroclinic amplification.

La formation des planètes a lieu dans les disques protoplanétaires constitués de gaz et de poussières. Si ces dernières ne représentent que 1% de la masse totale du disque, elles jouent un rôle fondamental pour l’évolution chimique des disques en agissant comme catalyseurs pour la formation des molécules. Comprendre cette chimie est essentiel pour remonter aux conditions physiques initiales qui ont permis la naissance des planètes.Au cours de ma thèse, j’ai étudié la chimie à la surface des grains de poussières et son impact sur l’évolution chimique du nuage moléculaire, condition initale de la formation du disque, et du disque protoplanétaire. Grâce à des simulations numériques, à l’aide du code de chimie gaz-grain Nautilus, j’ai pu montrer l’importance des réactions de diffusion et des interactions gaz-grain pour les abondances des espèces en phase gazeuse. Les résultats du modèle couplés aux observations ont également mis en évidence les effets de la structure physique (température, densité, AV) sur la distribution des molécules dans les disques. / Planetary formation occurs in the protoplanetary disks of gas and dust. Although dust represents only 1% of the total disk mass, it plays a fundamental role in disk chemical evolution since it acts as a catalyst for the formation of molecules. Understanding this chemistry is therefore essential to determine the initial conditions from which planets form.During my thesis, I studied grain-surface chemistry and its impact on the chemical evolution of molecular cloud, initial condition for disk formation, and protoplanetary disk. Thanks to numerical simulations, using the gas-grain code Nautilus, I showed the importance of diffusion reactions and gas-grain interactions for the abundances of gas-phase species. Model results combined with observations also showed the effects of the physical structure (in temperature, density, AV) on the molecular distribution in disks.

La détection récente des exoplanètes a fourni un formidable laboratoire d'expérimentation des théories de formation et d'évolution planétaire. Un résultat troublant est la proportion de planètes géantes situées plus près de leur étoile que ne l'est Mercure de notre Soleil! Si, comme il est admis, ces planètes se sont formées à plus grande distance de l'étoile dans le disque protoplanétaire, il reste à expliquer comment elles ont pu s'en rapprocher. Remarquablement, une telle théorie est apparue bien avant la découverte de la première exoplanète. Elle explique que sous l'interaction avec le disque protoplanétaire, les planètes se rapprochent de leur étoile en spiralant. On parle de migration planétaire. De nombreuses études ont montré que le temps de migration des planètes de faible masse est bien plus court que le temps de dissipation du disque. Toutes les planètes devraient avoir migré jusqu'à leur étoile! Ce qui est déjà remis en cause par notre Système Solaire. Afin d'inscrire la migration planétaire dans un scénario prédictif de formation et d'évolution planétaire, il est primordial d'affiner notre compréhension de l'interaction disque-planète. La prise en compte de l'auto-gravité du disque est un exemple de progrès en ce sens. Je montre que négliger l'auto-gravité conduit à surestimer significativement le couple différentiel de Lindblad. Une autre branche explorée dans cette thèse est l'impact des processus thermiques sur la migration. Je montre que l'évolution thermodynamique du disque génère une contribution supplémentaire au couple de corotation, capable de ralentir considérablement, voire de renverser, la migration des planètes de faible masse.

La migration planétaire est un phénomène apparemment inévitable lors de la formation des planètes dans les disques protoplanétaires. Les interactions gravitationnelles entre les embryons de planète et le disque de gaz font décroître le moment cinétique de l'embryon, qui spirale vers l'étoile centrale. Le temps de migration étant plus court que la durée de vie du disque, aucune planète ne devrait survivre (chapitres 1 et 2). Dans cette thèse, nous essayons de trouver des mécanismes qui empêchent ou ralentissent la migration.<br /><br />Dans le chapitre 3, nous montrons qu'un saut dans le profil de densité du disque de gaz bloque la migration et agit comme un piège à planète. Ainsi bloqué, un coeur solide massif peut accrèter une atmosphère gazeuse et devenir une planète géante. La planète est alors assez massive pour repousser le gaz et ouvrir un sillon autour de son orbite. En analysant des simulations numériques, nous mettons en évidence le rôle des effets de pression dans ce processus dans le chapitre 4 ; un nouveau critère unifié d'ouverture du sillon en découle. Après la présentation dans le chapitre 5 d'un nouvel algorithme fiable et performant pour réaliser des simulations numériques, nous l'utilisons dans le chapitre 6 pour étudier la migration d'une planète géante et son impact sur l'évolution du disque. La formation d'une cavité s'avère moins facile que prévu, mais une possibilité d'arrêter la migration apparaît. Enfin, dans le chapitre 7, nous étudions le cas de Jupiter et Saturne, et trouvons dans quelles conditions les interactions entre les deux planètes en empêchent la migration.

La formation planétaire a lieu dans les disques constitués de gaz et de poussières entourant les étoiles jeunes. Les propriétés de ces disques protoplanétaires sont mal contraintes par les observations actuelles, cependant leur observation dans le domaine millimétrique nous apporte des informations sur la composition du gaz et de la poussière les constituant. La chimie des disques est dominée par les processus de photo-dissociation dans les couches supérieures chaudes soumises au rayonnement ultraviolet (stellaire et interstellaire) et par la condensation des molécules sur les grains dans le plan des disques. Au cours de cette thèse, j'ai étudié les effets rétroactifs de différents paramètres (tels que la distribution en taille des grains, l'intensité du rayonnement ultraviolet ou le rapport gaz/poussière) sur la distribution de molécules dans les disques. Pour ce faire, j'ai utilisé des observations de différentes molécules obtenues avec l'interféromètre du Plateau de Bure dans différentes sources : la molécule de CO dans deux disques entourant des étoiles Herbig Ae (CQ\,tau et MWC\,758) et le couple de photo-dissociation CN\,-\,HCN dans deux disques autour d'étoiles T-Tauri (DM\,Tau et LkCa\,15) et une étoile de Herbig (MWC\,480). J'ai comparé ces observations aux prédictions d'un modèle de chimie (version modifiée du code \cpdr\ développé à Paris-Meudon). Les observations de CO dans les disques peu massifs ont permis d'étudier le problème de la dissipation du gaz. J'ai montré que les disques peu massifs autour de CQ\,Tau et MWC\,758 présentent une faible abondance de la molécule de CO malgré une température bien supérieure à la température de condensation du CO sur les grains. Parmi les paramètres étudiés pour expliquer ce résultat, la photo-dissociation du CO apparaît comme un processus valide pour expliquer la sous abondance de CO, d'autant plus que le grossissement des grains renforce son efficacité. Une modification du rapport gaz/poussière n'est pas forcément nécessaire. La molécule de CO n'est donc plus un traceur direct du rapport gaz/poussière dans de tels disques peu massifs. De plus, la température des gros grains peut être suffisamment basse pour empêcher la désorption du CO de la surface de ces grains. D'autre part, CN et HCN sont observé à de très faibles température d'excitation, ce qui tendrait à prouver que ces molécules sont situés près du plan du disque (plus près que prédit par les modèles incluant la déplétion sur les grains) et que ce plan est très froid, au moins pour les étoiles T-Tauri.

La performance accrue des instruments dans une vaste gamme de longueur d'onde a montré qu'une grande partie des étoiles jeunes étaient entourées de matière sans doute répartie dans un disque. La détection de tels systèmes par imagerie directe est difficile du fait de la faible taille angulaire de ces objets, ainsi que de leur faible luminosité en comparaison avec l'étoile. Il semble aujourd'hui que près de 50 \% d'étoiles pré-séquence principale de faible masse, dites étoiles T Tauri, soient entourées d'un disque. Cette proportion est beaucoup moins évidente pour les étoiles plus massives, dites Herbig Ae, du fait de leur faible nombre et du faible nombre de détections directes.<br />Jusqu'à présent, seule l'interprétation de la distribution spectrale d'énergie (SED) de ces objets permettait d'inférer la structure géométrique des disques autour des étoiles Herbig Ae. Les modèles sont fortement dégénerés et il est primordial d'obtenir des images, seules preuves directes de la présence ou non de disque. <br />Cette thèse a permis de mettre en évidence l'apport de l'imagerie en infrarouge moyen pour lever une partie de la dégénérescence liée à l'interprétation de la SED et mieux contraindre, pour plusieurs objets, les paramètres des disques, comme le rayon externe minimal ou l'inclinaison. De plus, nous présentons un nouveau mode d'observation avec VISIR, l'instrument pour les observations en infrarouge moyen au VLT (ESO, Chili): le mode BURST. Ce mode permet d'atteindre la limite de résolution spatiale déterminée par la diffraction. Grâce à l'imagerie en infrarouge faite avec cet instrument, cette thèse a permis de déterminer, pour la première fois, la géométrie (structure évasée) d'un disque autour d'une étoile massive inférée au préalable par l'interprétation des SEDs.

Le processus de formation d'étoiles se déroule selon plusieurs phases. Tout d'abord une phase à grande échelle, durant laquelle le nuage moléculaire se fragmente sous l'action de sa propre gravité et de la turbulence en coeurs denses gravitationnellement instables. Dans ces fragments le milieu est optiquement mince, l'énergie libérée par le travail de compression s'échappe sous forme de rayonnement, d'où un processus quasi isotherme. Lorsque le nuage devient optiquement épais à son propre rayonnement, la matière en effondrement forme un objet en équilibre hydrostatique appelé premier cœur dit de Larson. S'ensuit une phase d'accrétion, qui conduit ultimement à la dissociation du dihydrogène. Une partie du travail de compression est alors absorbée par l'énergie de dissociation de la molécule, et non plus convertie en énergie thermique, permettant à l'effondrement de recommencer. Lorsque que toutes les molécules de dihydrogene ont été dissociées, la phase adiabatique recommence et le second cœur de Larson (proto-étoile) est formé.L'ajout des éléments nécessaires au traitement de la magnétohydrodynamique (MHD) non-idéale dans le code à grille adaptative RAMSES constitue la première partie de la thèse. L'étude détaillée des stades ultimes (premier et second cœur de Larson) de la formation des étoiles constitue la seconde partie de la thèse. Cette étude a pu mettre en évidence des effets importants de la MHD non-idéale sur la répartition du champ magnétique et l'efficacité du transport de moment angulaire.