La découverte de plus de 900 planètes autour d’autres étoiles que le Soleil rend notre époque excitante. Ces systèmes planétaires nous ont fait changer notre perception du monde qui était jusqu’alors basée sur nos connaissances du système solaire. Certains systèmes détectés sont beaucoup plus compacts que notre système solaire et les planètes se trouvent extrêmement proches de leur étoile. Pour comprendre la structure de ces systèmes et leur évolution, il est important d’étudier les effets de marée.Les missions d’observations des exoplanètes commencent à détecter des planètes de moins en moins massives dans la zone autour d’une étoile appelée zone habitable. La zone habitable est définie comme la plage de distances orbitales pour laquelle une planète ayant une atmosphère peut avoir de l’eau liquide à sa surface. L’étude du climat des exoplanètes, étant donné un flux et un spectre stellaire, est importante pour la caractérisation de l’atmosphère de ces exoplanètes (que JWST sera en mesure de faire).Dans cette thèse, ces problématiques d’évolution dynamique de systèmes planétaires et de climats de planètes sont développées pour le cas de systèmes planétaires orbitant des naines brunes et des étoiles de faible masse dans le but futur de contraindre des paramètres des modèles de marée ou des observations. Dans un premier temps, j’ai traité le cas de l’évolution par effet de marée d’une planète orbitant une naine brune, une naine M ou une étoile de type solaire dont l’évolution du rayon est prise en compte. L’objectif était d’étudier l’influence de la contraction de l’étoile (ou naine brune) sur l’évolution orbitale des planètes. Dans un deuxième temps, j’ai cherché à étudier l’influence des effets de marée sur l’évolution dynamique d’un système multiplanétaire orbitant une naine brune, une naine M ou une étoile de type solaire dont l’évolution du rayon est aussi prise en compte.Ces deux projets permettent d’aborder le problème de l’habitabilité des planètes au- tour de ces objets, en particulier autour des naines brunes qui refroidissent avec le temps. En effet, une planète se trouvant dans la zone habitable d’une naine brune se situe suffisamment proche de la naine brune pour ressentir l’influence des effets de marée. Ainsi, des paramètres importants pour l’étude des climats sont en partie déterminés par les effets de marée – paramètres comme l’excentricité et l’obliquité entre autres. Dans cette thèse, cette problématique est succinctement abordée en vue d’une poursuite en post-doctorat. / The discovery of more than 900 planets orbiting other stars than our Sun makes this period very exciting. Our knowledge which was based on the Solar System has been challenged by new planetary systems which are very different from our system. Some of them are much more compact than the Solar System. Some planets are located extremely close-in from their star, within the orbital distance of Mercury, in a region where tidal effects are important. Understanding the structure of the known exoplanetary systems and the future ones requires to take into account the physics of tidal evolution.The missions dedicated to the finding of exoplanets are beginning to detect less massive planets in the habitable zone of their host star. The habitable zone is here defined as the range of orbital distances where a planet with an atmosphere can sustain liquid water at its surface. The study of the climate of exoplanets, given a stellar flux and spectra, is important for the characterization of planetary atmosphere – which JWST will make possible.This thesis provides a study of the dynamical and tidal evolution of planetary systems orbiting evolving brown dwarfs and low mass stars in order to constrain some tidal parameters and in the case of planets around brown dwarfs put some constrains on observability. First, I studied the tidal evolution of single-planet systems orbiting a brown dwarf, a M-dwarf or a Sun-like star whose radius evolution is taken into account. The aim of this study was to study the influence of the contraction of the brown dwarf or star on the orbital evolution of the planets. Second, I endeavored to study the tidal evolution of multiple-planet systems orbiting a brown dwarf, a M-dwarf or a Sun-like star whose radius evolution is also taken into account.These two projects allow me to study the question of the habitability of planets orbiting those objects, in particular orbiting brown dwarfs which are known to cool down with time. A planet orbiting a brown dwarf in its habitable zone is sufficiently close to the brown dwarf to feel tidal effects. So parameters such as the eccentricity or obliquity, which are important for the climate are partially determined by tides. In this thesis, this question is briefly addressed but will be deepened in a future post-doc.

Les disques protoplanétaires entourant les jeunes étoiles sont les embryons des systèmes planétaires. A différentes phases de leur évolution, ils peuvent subir d'importantes pertes de masse par photoévaporation : des photons énergétiques, issus de l'étoile centrale ou d'une étoile voisine, chauffe le disque qui perd en masse sous l'échappement des particules. Cependant, ce mécanisme et la physique sous-jacente n'ont que peu été contraints par les observations. Les objectifs de cette thèse sont d'étudier la photoévaporation dans le cas particulier où elle est due à des photons FUV, d'identifier les principaux paramètres physiques (densité, température) et processus (chauffage et refroidissement) impliqués, et d'estimer son impact sur l'évolution dynamique des disques. L'étude repose sur le couplage observations - modélisations des disques photoévaporés par les photons UV en provenance d'étoiles massives proches. Ces objets, appelés "proplyds", ont leur disque entouré d'une large enveloppe nourrie des flots de photoévaporation. A l'aide d'un modèle 1D d'une région de photodissociation, j'ai développé un modèle pour l'émission dans l'infrarouge lointain des proplyds. Ce modèle a été utilisé pour interpréter les observations, issues principalement de Herschel, pour quatre proplyds. Il apparait que les conditions physiques en surface de leur disque sont similaires: une densité de l'ordre de 10 6 par cm cube et une température d'environ 1000 K. Cette température est maintenue par un équilibre dynamique : si la surface se refroidit, la perte de masse diminue et l'enveloppe se réduit. L'atténuation UV produite par l'enveloppe diminue alors et le disque, recevant plus de photons UV, chauffe. La majorité du disque peut s'échapper sous forme de flots de photoévaporation avec des taux de perte de masse de quelques 10 -7 masse solaire par an ou plus, en accord avec les observations précédentes des traceurs du gaz ionisé. A la suite de ce travail, j'ai développé un modèle hydrodynamique 1D pour étudier l'évolution dynamique d'un disque en photoévaporation par un champ de rayonnement externe. [...] / Protoplanetary disks are found around young stars, and represent the embryonic stage of planetary systems. At different phases of their evolution, disks may undergo substantial mass-loss by photoevaporation: energetic photons from the central or a nearby star heat the disk, hence particles can escape the gravitational potential and the disk loses mass. However, this mechanism, and the underlying physics regulating photoevaporation, have not been well constrained by observations so far. The aims of this thesis are to study photoevaporation, in the specific case when it is driven by far-UV photons, to identify the main physical parameters (density, temperature) and processes (gas heating and cooling mechanisms) that are involved, and to estimate its impact on the disk dynamical evolution. The study relies on coupling observations and models of disks being photoevaporated by UV photons coming from neighbouring massive star(s). Those objects, also known as "proplyds", appear as disks surrounded by a large cometary shaped envelope fed by the photoevaporation flows. Using a 1D code of the photodissociation region, I developed a model for the far-IR emission of proplyds. This model was used to interpret observations, mainly obtained with the Herschel Space Observatory, of four proplyds. We found similar physical conditions at their disk surface: a density of the order of 10 6 cm and a temperature about 1000 K. We found that this temperature is maintained by a dynamical equilibrium: if the disk surface cools, its mass-loss rate declines and the surrounding envelope is reduced. Consequently, the attenuation of the UV radiation field by the envelope decreases and the disk surface, receiving more UV photons, heats up. Most of the disk is thus able to escape through photoevaporation flows leading to mass-loss rates of the order of 10 -7 solar mass per year or more, in good agreement with earlier spectroscopic observations of ionised gas tracers. Following this work, I developed a 1D hydrodynamical code to study the dynamical evolution of an externally illuminated protoplanetary disk. [...]

Les observations de centaines de systèmes d’exoplanètes nous ont fourni un large échantillon de configurations orbitales. Les périodes orbitales figurent parmi les données les mieux connues et les plus étonnantes. Les Super-Terres, ces planètes caractérisées par une masse entre 1 et 20 masses terrestres et une période typiquement de moins de 100 jours, sont présentes autour de la plupart des étoiles. La distribution des rapports de leurs périodes orbitales défie les astrophysiciens : pendant leur formation et migration au sein de leur disque protoplanétaire, elles devraient former des chaînes de résonances de moyen mouvement, c’est-à-dire que les rapports des périodes orbitales de planètes voisines devraient être proches de fractions simples. Toutefois, la plupart des systèmes de Super-Terres ne sont pas résonants. Dans cette thèse, je traite les aspects clés des chaînes résonantes : leur formation, leur évolution et leur stabilité. Premièrement, j’introduis les idées modernes en théorie de formation planétaire, et les méthodes utilisées dans la thèse : la mécanique Hamiltonienne, le problème planétaire et la théorie perturbative. Deuxièmement, je présente le processus de capture en résonance de moyen mouvement du premier ordre k : k − 1 par migration convergente des planètes, avec une nouvelle description analytique de l’évolution planétaire qui en suit, et je décris la dynamique résonante dans le plan orbital commun. La description analytique est confirmée par des intégrations N-corps qui incluent les interactions disque-planète. Ensuite, je me base sur des résultats existants concernant l’évolution dissipative de deux planètes en résonance qui engendre la divergence de leurs demi-grands axes. Par une approche similaire, je présente une méthode statistique qui permet de déterminer dans quelle mesure l’architecture observée d’un système de trois planètes est compatible avec une histoire dynamique résonante dissipative. Je considère par la suite la stabilité des chaînes résonantes. Des études antérieures ont montré que l’absence de systèmes exoplanétaires résonants n’est pas en contradiction avec le modèle de capture en résonance par migration dans le disque, si une phase d’instabilité est très commune après la disparition du disque. On observe un taux d’instabilité plus élevé dans les systèmes synthétiques plus compacts et peuplés par des planètes plus massives. Des simulations N-corps dédiées à l’étude de la stabilité des chaînes résonantes ont montré qu’il y a une masse planétaire maximale qui garantit la stabilité ; cette masse limite diminue si les planètes sont plus massives et/ou si la chaîne résonante est plus compacte. J’étudie la stabilité des chaînes résonantes de planètes en fonction de leur masse commune, et j’examine de façon analytique et numérique des cas spécifiques de systèmes comprenant deux ou trois planètes. Je découvre un mécanisme dynamique qui peut déclencher une excitation du système, et qui mène à une phase de rencontres proches et collisions. Ce mécanisme se généralise à différents nombres de planètes et/ou à des chaînes résonantes plus ou moins compactes, et donne une prédiction analytique de la masse critique qui est en accord qualitatif avec les expériences numériques mentionnées précédemment. Enfin, je décris un scénario dynamique qui peut expliquer la pollution des naines blanches en éléments lourds. Les systèmes planétaires compacts peuvent devenir instables pendant la phase de perte de masse qui marque la fin de l’évolution stellaire, et les impacts entre planètes génèrent des débris. En m’appuyant sur des résultats précédents, je montre que l’excentricité orbitale des débris qui résident en résonance de moyen mouvement avec une planète externe peut devenir suffisamment élevée pour que les débris soient engloutis par l’étoile, ce qui peut expliquer la pollution observée. / Observations of hundreds of exoplanetary systems have produced a huge sample of orbital configurations, and the orbital periods are one of their better constrained and most astonishing properties. A common type of exoplanets are the Super-Earths, which have a mass between 1 and 20 Earth masses and a typical period of less than 100 days. The period ratio distribution of these planets poses a challenge to astrophysicists: during their formation, still embedded in the protoplanetary disc, we expect them to form chains of mean motion resonances, where the period ratio of neighbouring planets is close to a low-integer ratio. However, most Super-Earth systems are not close to resonance. In this thesis, I discuss key dynamical aspects of resonant chains: their formation, their evolution and their stability. I first give an overview of our current understanding of planetary formation, and an introduction of the methods used in the thesis: the tools of Hamiltonian dynamics, the planetary problem and perturbation theory. Then, I present the process of capture of planets migrating in protoplanetary discs into first order k : k − 1 mean motion resonances, including a novel analytical description of the corresponding planetary evolution, and I describe the relevant aspects of resonant dynamics in the planar approximation. The analytical treatment is supported by numerical N-body simulations which include the planet-disc interactions. Next, I expand on previous results on two-planet dissipative evolution in mean motion resonance and the resulting divergence of the planets’ semi-major axes. With a similar approach, I present a statistical method which allows to determine to what extent the observed architecture of a three-planet system is compatible with a dissipative resonant dynamical history. I then address the main problem of the stability of resonant chains. Previous works have shown that the over-all lack of resonances in the exoplanet sample is not in contradiction with resonant capture, if a post-disc phase of planetary instabilities is extremely common. Higher rates of instabilities are observed in synthetic systems where planets are most massive and the configurations most compact. Specific N-body experiments on the stability of resonant chains found that there is a critical planetary mass allowed for stability, which decreases with increasing number of planets and/or increasing value of k in the chain. The origin of these instabilities was however not discussed. I study the stability of resonant chains of equal-mass planets in terms of their mass, investigating analytically and numerically specific cases of two- and threeplanet systems. I find a dynamical mechanism which can trigger an excitation of the system, leading to mutual close-encounters and collisions. This can be generalised to an arbitrary number of planets and/or value of k in the resonant chain, and gives an analytical prediction for the critical mass allowed for stability which agrees qualitatively with the aforementioned numerical experiments. Finally, I describe a dynamical scenario that can explain the pollution of White Dwarfs with heavy elements. The idea is that compact planetary systems become unstable during the mass-loss phase characterising the end of the stellar evolution, so that impacts among planets lead to the generation of collisional debris. Expanding on previous works, I show that debris residing in mean motion resonance with an outer planetary perturber can have their orbital eccentricity excited to largeenough values to be engulfed by the host star, causing the observed pollution.