La turbulence est un phénomène physique majeur de la formation du système solaire. Malheureusement, la simulation numérique d'un fluide astrophysique réaliste est hors de portée des meilleurs super-calculateurs actuels. Pour surmonter cet écueil, on a généralement recours à des modèles qui permettent de réduire le nombre de degrés de liberté du problème. Nous avons utilisé une approche traditionnelle, de type champ moyen avec viscosité turbulente, pour identifier les phénomènes physiques directeurs de la formation du système solaire externe. En utilisant le fractionnement isotopique du rapport D/H entre l'eau et l'hydrogène moléculaire, nous avons déterminé avec précision les conditions thermodynamiques sous-jacentes à la formation des comètes et des planètes géantes. En particulier, nous avons pu reproduire les mesures actuelles sur la composition élémentaire des planètes géantes. Cependant, les objets du système solaire externe montrent une grande disparité de compositions qui semble être intimement liée aux fluctuations turbulentes dans la nébuleuse solaire primitive. Ces fluctuations étant explicitement evincées de l'approche traditionnelle, nous devons développer un modèle les prenant en compte. Les fondements théoriques d'un tel modèle ont été définis, puis appliqués à un écoulement cisaillé simple : l'écoulement de Couette plan.

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.

Parmi les 400 exoplanètes découvertes, seulement une petite fraction sont en orbites autour d'étoiles plus massives que les étoiles de type solaire. Afin de contraindre les scénarios de formation et d'évolution des systèmes planétaires dans leur globalité il est cependant nécessaire de s'intéresser à la détection de planètes autour de telles étoiles. Dans le cadre de cette thèse je me suis focalisé sur les étoiles A et F de la séquence principale. La mesure de vitesses radiales (VR) précises est délicate pour ces étoiles (peu de raies, rotation élevée), de plus la présence de pulsations ou d'activité magnétique perturbent les mesures et peuvent faire croire à la présence de planètes. D'une part, des relevés systématiques ont permis la détection de plusieurs candidats et la détermination des premières statistiques sur la présence de planètes autour des étoiles A-F. D'autre part, des simulations numériques nous ont permis de simuler l'effet des taches, plages et pulsations sur les variations de VR, photométrie et astrométrie. Grâce à cela, nous avons effectué une étude quantitative complète de l'effet d'une tache à la surface d'étoiles de types spectraux variés et pour différentes configurations (position, taille, vsini). Nous avons aussi simulé l'effet des taches et plages (extraites des observations) sur les VR du Soleil telles qu'elles auraient pu être mesurées sur plus d'un cycle d'activité. A l'aide de ces simulations, nous avons étudié la détectabilité de planètes de masse terrestre dans la zone habitable d'étoiles de type solaire.

Les étoiles se forment lors de l'effondrement de nuages de gaz et de poussière. Dans l'environnement proche de l'étoile naissante la matière se concentre dans un plan équatorial que l'on appelle disque protoplanétaire. Les astronomes pensent que les planètes se forment au sein de cette masse de gaz et de poussière orbitant autour de l'étoile. Pour sonder ces disques à des échelles correspondant aux orbites des futures planètes, il convient d'observer dans l'infrarouge à très haute résolution spatiale. L'interférométrie infrarouge est donc un outil idéal pour étudier les conditions physiques des disques protoplanétaires. Dans ce mémoire, je décris les premiers pas de l'interférométrie infrarouge, depuis la mise au point des petits interféromètres PTI et IOTA jusqu'à la construction de l'instrument AMBER au foyer de l'interféromètre du VLT. Je décris aussi les résultats d'une piste de recherche technologique particulièrement attrayante dans le cas de l'interférométrie infrarouge et issue des technologies des autoroutes de l'information: l'optique intégrée appliquée à la combinaison de plusieurs faisceaux en astronomie. Je montre ensuite comment à partir des observations obtenues à partir de ces instruments, il est possible de contraindre la physique des disques autour des étoiles jeunes. Grâce à la résolution spectrale nouvellement disponible sur ces instruments, pour la première fois nous pouvons séparer des phénomènes physiques aussi différents que l'accrétion de matière sur l'étoile et l'éjection de particules par des vents dont l'origine précise est encore mal connue. Les résultats présentés dans ce mémoire ont été obtenus principalement à partir d'observations sur les systèmes jeunes FU Ori et MWC 297 effectuées par AMBER sur le VLTI, mais aussi par les petits interféromètres infrarouges PTI et IOTA. Je développe aussi les travaux de modélisation de la structure verticale des disques associés afin de montrer la richesse des renseignements obtenus. Finalement je trace les contours d'un programme de recherche qui permettra tout d'abord de maximiser le retour astrophysique sur un instrument comme le VLTI, puis d'obtenir de premières images interférométriques de ces environnements circumstellaires. Je propose aussi la réalisation d'un instrument de seconde génération qui permettra de fournir des images interférométriques détaillées de ces sources compactes par synthèse d'ouverture.

Les disques de poussière et de gaz autour des étoiles jeunes sont très probablement les lieux de naissance des planètes. Les détails de l'évolution de ces disques vers des systèmes planétaires restent cependant très mal compris. Cette thèse aborde l'étude de la phase de poussière des environnements circumstellaires, à partir de laquelle se formeront les planètes, avec pour objectif d'obtenir des contraintes quantitatives sur les processus d'évolution des disques. <br /><br /> Les moyens d'observations actuels permettent d'étudier les disques avec un niveau de détail sans précédent et fournissent des informations essentielles sur les premières étapes de la formation planétaire : la croissance des grains de poussière par coagulation et leur sédimentation vers le plan du disque. Afin d'interpréter les propriétés observées des disques, nous avons développé un code de transfert radiatif qui permet de modéliser de manière cohérente les images en lumière diffusée et/ou émission thermique, les cartes de polarisation et les distributions spectrales d'énergie des disques protoplanétaires.<br /><br /> Dans un second temps, le code a été utilisé pour modéliser les données multi-longueurs d'onde et multi-techniques de plusieurs disques entourant des étoiles T Tauri : IM Lup, IRAS 04158+2805 et GG Tau. Une approche multi-paramétrique a permis de contraindre précisément les paramètres des disques. Nous avons ainsi mis en évidence et quantifié une croissance et une sédimendation des grains de poussière, qui témoignent de l'évolution de la poussière, dans deux de ces disques : IM Lup et GG Tau alors que les analyses du disque de IRAS 04158+2805 suggèrent au contraire que la poussière n'a que peu évolué dans ce dernier.<br /><br /> Le couplage du code de transfert radiatif avec un code hydrodynamique nous a permis de prédire les signatures observationnelles de la sédimentation et de la migration radiale des grains. L'application de ces résultats à l'anneau circumbinaire de GG Tau donne un bon accord avec les observations et démontre le potentiel de ce type de modélisation pour contraindre les processus physiques qui règnent au sein des disques.<br /> Enfin, des études du processus d'accrétion magnétosphérique, de disques autour de naines brunes et d'étoiles Herbig Ae/Be ainsi que de disques plus évolués (disques de débris) ont permis d'initier un travail de modélisation systématique d'un nombre croissant de disques afin de démarrer une analyse statistique des propriétés des disques, à différentes échelles spatiales et en fonction de la masse de l'objet central et de l'état d'évolution du système.

La poussière et le gaz qui entourent beaucoup d'étoiles jeunes sont d'un intérêt critique pour comprendre la formation planétaire ; ils représentent les conditions initiale de la formation planétaire. Les disques proto-planétaire ont une structure riche, avec différents processus physiques à l'oeuvre dans différentes régions du disque. Les grandeurs en jeu s'étalent sur 2 à 5 ordres de grandeur en échelles spatiales, période orbitale, températures, et bien plus en ce qui concerne la densité de gaz et poussière. Les variations extrêmes de ces paramètres clés impliqués dans la structure et la compositions de ces objets implique nécessairement l'utilisation combinée de différentes techniques d'observation.Cette recherche se base sur l'utilisation de nouvelles données d'imagerie et de masquage de pupille (SAM) en bandes K, L et M, de spectres entre 3 et 4 microns, en plus d'images à 8.6 et 18.7 microns et de données de densité spectrale de flux (SED) issus de la littérature. Ces données des UV aux longueurs d'ondes millimétriques ont permis de construire une nouvelle compréhension de l'objet IRS-48, et de mettre en avant l'équilibre subtil des processus physiques en jeu. Ce travail a permis d'imager pour la première fois l'intégralité spatiale d'un disque composé d'hydrocarbures polycyclique aromatique (PAH) et de très petits grains (VSG) autour d'un objet stellaire jeune. Il propose un modèle révisé pour cet objet de façon à expliquer l'environnement riche et complexe de gaz et poussières observé en proche infrarouge et en ondes millimétriques, et pose des limites sur la quantité attendue de grains silicatés - synonymes de renouvelle du disque - qui peut se trouver dans ce disque de PAH/VSG.Une modélisation en transfert radiatif de la structure du disque et de la composition des grains converge vers un disque externe à 55 AU composé de grains classiques, en plus d'un disque non-sédimenté de PAH et VSG dont les bords internes et externes sont résolus: 11 et 26 AU. Une étoiles plus brillante - donc plus large - associée à une adaptation des courbes de rougissement permet d'expliquer les flux observés dans le proche-infrarouge: le disque très interne à l'étoile, à 1 AU environ, n'est plus nécessaire. Les nouveaux paramètres stellaire permettent d'estimer un âge de 4 millions d'années pour cet objet, beaucoup plus jeune que les estimations précédentes, et en meilleur accord avec l'environnement direct de l'étoile et les statistiques de dispersion de tels disques. L'utilisation de clôtures de phase a permis de détecter deux sur-brillance au sein du disque de PAH, dont la température de couleur correspond à la température de ce disque trouvé grâce au transfert radiatif. Une sur-brillance suit une orbite circulaire sous-Keplerienne. Ce travail a permis de montrer qu'une quantité limitée de grains classiques silicatés pouvait être localisé dans le disque de PAH, avec un facteur de déplétion de 5-6 par rapport aux abondances classiques de poussière-à-PAH. Un compagnon d'environ 3 masses de Jupiter sur une orbite à 40 AU est compatible avec la nouvelle structure du disque et l'observation précédente d'une asymétrie de grain millimétriques.Le disque d'IRS-48 est dépourvu de poussière dans ses premiers 55 AU, à l'exception de 3.7e-10 masses solaire d'une mixture de PAH neutres et ionisés, et de VSG. Ceci place IRS-48 au stade final des disques de transition, alors que la photo-evaporation commence à dominer l'évolution du disque jusqu'à provoqué sa dispersion. Etant donné le fort environnement radiatif, the doctorat permet aussi de mettre en avant un probable renflouement du disque interne de PAH et VSG par le disque externe grâce à des effets gravitationnels induits par le compagnon. / The dust- and gas-rich disks surrounding numerous pre-main-sequence stars are of key interest for unveiling how planetary system are formed; they are the initial conditions for planetary formation. Protoplanetary disks have a rich structure, with different physics playing a role in different regions of the disk. The dynamic ranges involved span two to five orders of magnitudes on spatial scales, orbital times, temperatures, and much more in dust- or gas-densities. The extreme dynamic ranges involved in the structure and composition of these objects mean that very different observational techniques have to be combined together to probe their various regions.This PhD makes use of new K, L and M-band imaging and Sparse-Aperture-Masking (SAM) Interferometric measurements, 3-4 micron spectroscopy, together with published 8.6 and 18.7 micron images and spectral energy distribution (SED) fluxes from UV to mm-wavelength to instruct a new comprehension of the famous IRS-48 object, and uncover the delicate balance of physical processes at stake.This PhD reports the first ever direct imaging of the full extents of a polycyclic aromatic hydrocarbon (PAH) and very small grains (VSG) ring in a young circumstellar disk, presents a revised model for the IRS-48 object to explain the rich and complex dust- and gas-environment observed from near-infrared to centimeter wavelengths, and sets limits on how much silicates grains - hence replenishment - is to be expected in the PAH and VSG ring.Radiative transfer modelling of the disk-structure and grains compositions converges to a classical-grains outer-disk from 55 AU combined with an unsettled VSG & PAH-ring, where the inner- and outer-rim are resolved: 11 and 26 AU. A brighter hence larger central-star with modified extinction parameters accounts for the near-infrared flux observed in the SED: the inner-most disk at ~1 AU is not needed. The revised stellar parameters place this system on a 4 Myr evolutionary track, much younger than the previous estimations, in better agreement with the surrounding region and disk-dispersal observations. Using closure-phases, two over-luminosities are found in the PAH-ring, at color-temperatures consistent with the radiative transfer simulations; one follows a sub-Keplerian circular orbit. This PhD also shows that only very few settled thermal silicates can be co-located with the PAH-ring, with a depletion factor of ~5-6 compared to classical circumstellar dust-to-PAH abundances. A ~3 Jupiter-masses companion on a 40 AU orbit is compatible with the new disk structure and the previous mm-grains asymmetry.The IRS-48 disk is found to be void of dust-grains in the first 55 AU, except for a 3.7e-10 Solar-masses of a mixture of ionized and neutral PAH, and VSG. This places IRS-48 at the final stage of transition disks, when photo-evaporation dominates the disk evolution and eventually causes dispersal. Given the highly radiating environment, this PhD also highlights the probable replenishment of the inner PAH & VSG-ring through the channeling of such particles from the outer reservoir, due to the on-going accretion on the companion.

La zone morte, région laminaire confinée au coeur des disques protoplanétaires dont la turbulence de l'écoulement à petite échelle explique l'accrétion de matière sur l'étoile en formation, semble être un lieu propice à la formation planétaire. En effet, au bord interne de la zone morte la différence d'accrétion entraîne le développement d'une sur-densité capable de piéger les grains de poussière qui dérivent vers l'étoile. L'écoulement à cet endroit est de plus potentiellement instable. Le cas échéant, il s'organise en structures tourbillonnaires appelées ''vortex'' qui collectent efficacement la poussière. La position du bord interne est toutefois très incertaine et dépend en particulier de la thermodynamique du modèle de disque considéré. Récemment, le déplacement du bord interne a été envisagé pour expliquer la variabilité de l'accrétion des étoiles jeunes. Cette thèse aborde le problème posé par l'influence de la thermodynamique sur la dynamique du bord interne de la zone morte. Des simulations MHD qui incluent le couplage entre les processus thermodynamiques avec la dynamique de l'écoulement ont tout d'abord permis de confirmer le comportement dynamique du bord interne ainsi que de réaliser la mesure inédite de sa vitesse typique de déplacement. La comparaison de ces résultats avec les prédictions données par un modèle de champ moyen a révélé le rôle du transport d'énergie par des ondes excitées au bord interne de la zone morte. Ces simulations présentent de plus un phénomène nouveau: les vortex formés à l'interface suivent un cycle de formation-migration-destruction. Cette découverte est susceptible de modifier notre vision du scénario de formation planétaire. En résumé, cette thèse met en évidence le fait que les processus thermodynamiques sont au coeur du fonctionnement de la région du bord interne de la zone morte dans les disques protoplanétaires. / The dead zone, a quiescent region enclosed in the turbulent flow of a protoplanetary disk, seems to be a promising site for planet formation. Indeed, the development of a density maximum at the dead zone inner edge, that has the property to trap the infalling dust, is a natural outcome of the accretion mismatch at this interface. Moreover, the flow here may be unstable and organize itself into vortical structures that efficiently collect dust grains. The inner edge location is however loosely constrained. In particular, it depends on the thermodynamical prescriptions of the disk model that is considered. It has been recently proposed that the inner edge is not static and that the variations of young stars accretion luminosity are the signature of this interface displacements. This thesis address the question of the impact of the gas thermodynamics onto its dynamics around the dead zone inner edge. MHD simulations including the complex interplay between thermodynamical processes and the dynamics confirmed the dynamical behaviour of the inner edge. A first measure of the interface velocity has been realised. This result has been compared to the predictions of a mean field model. It revealed the crucial role of the energy transport by density waves excited at the interface. These simulations also exhibit a new intriguing phenomenon: vortices forming at the interface follow a cycle of formation-migration-destruction. This vortex cycle may compromise the formation of planetesimals at the inner edge. This thesis claims that thermodynamical processes are at the heart of how the region around the dead zone inner edge in protoplanetary disks works.

Dans le cadre de la recherche de planètes extrasolaires et de naines brunes, cette thèse innove en se focalisant sur le cas d'étoiles naines de type spectral A et F, plus chaudes que le Soleil. J'ai développé une nouvelle méthode de mesure de vitesses radiales, que j'ai testée puis appliquée lors de recherches systématiques avec les spectrographes ELODIE et HARPS, qui a abouti pour le moment à la découverte de deux planètes et d'une naine brune, et de nombreux candidats. J'ai aussi développé des diagnostics de la présence de pulsations ou d'activité affectant la surface stellaire et les vitesses radiales mesurées. J'ai aussi conduit cette recherche en imagerie directe à haute résolution angulaire, en utilisant les instruments PUEO et NACO. Les compagnons candidats détectés doivent être confirmés. Cette recherche permettra d'établir les caractéristiques des planètes et naines brunes autour d'étoiles A et F, et l'influence de la masse de l'étoile-hôte sur les processus de formation.

Au delà du système solaire et de ses planètes, nous avons maintenant un catalogue de quasiment 1000 exoplanètes qui illustrent la grande diversité des planètes et des systèmes qu'il est possible de former. Cette diversité est un défi que les modèles de formation planétaire tentent de relever. La migration de type 1 est un des mécanismes pour y parvenir. En fonction des propriétés du disque protoplanétaire, les planètes peuvent s'approcher ou s'éloigner de leur étoile. La grande variété des modèles de disques protoplanétaires permet d'obtenir une grande variété de systèmes planétaires, en accord avec la grande diversité que nous observons déjà pour l'échantillon limité qui nous est accessible. Grâce à des simulations numériques, j'ai pu montrer qu'au sein d'un même disque, il est possible de former des super-Terres ou des noyaux de planètes géantes selon l'histoire de migration d'une population d'embryons.

Pour cette thèse, nous avons été intéressé par les effets de la cavité magnétique et les effets de marées stellaires sur nos modèles de populations de synthèses planétaires. La cavité magnétique a été proposé comme un mécanisme important de la formation planétaire, en cela qu'elle peut stopper la migration radiale de la planète vers l'étoile (Lin et al. 1995). Dans ce travail on a modifié l'équation de diffusion pour l'évolution radiale de la densité de surface du disque de gas (1D), afin de tenir compte de l'effet du couple magnétique sur le disque (Armitage et al. 1999). D'autre part les effets de marées ont été inclus par un modèle analytique (Benitez-Llambay et al. 2011). Pour ce travail, on a utilisé le modèle de formation planétaire de Bern (Mordasini et al 2009a), auquel nous avons inclus ces deux effets. Enfin, nous avons comparé la distribution orbitale synthétique à la distribution orbitale observée par Kepler (Howard et al. 2012).Finalement, un dernier chapitre traite un sujet différent du reste de la thèse. Nous avons testé l'accrétion de pebbles (ou "pebble mechanism") dans le modèle de formation de Bern. Ce chapitre, est en fait un premier pas vers un modèle plus complet. Cependant, nous avons montré que l'implémentation numérique fonctionne bien. / In this thesis, we have been interested on the effects of the magnetic cavity and the stellar tides in synthetic planet population. The magnetic cavity is thought be important at the formation phase since it can truncates the gaseous disk and potentially stops the inward migration of planets (Lin et al. 1995). In this work we modified the standard radial viscous equation in order to take into account the effect of the magnetic torque on the gaseous disk (Armitage et al. 1999). Moreover, the stellar tides have been included in an analytical way as in (Bénitez-Llambay et al. 2011). For this work, we used the planetary model of Bern (Mordasini et al. 2012) at which we included both effects. The end of the thesis compare the synthetic orbital distribution with the orbital distribution observed by Kepler (Howard et al. 2012).Finally, a last chapter treats a topic different than the rest of the thesis. We tested the so called pebble mechanism (Ormel&Klahr2010) in the planetary formation model of Bern. So far, this chapter is a first step to a more complete model. However, we show that the numerical implementation is working well.