Les futurs instruments dédiés à la recherche d'exoplanètes par vélocimétrie sont nombreux, et toujours plus performants. Cependant cette méthode de détection est indirecte : c'est l'étude de la lumière émise par l'étoile qui donne des renseignements sur les planètes en orbite autour de l'étoile. Dès lors, nous devenons sensibles à l'ensemble des phénomènes affectant le spectre stellaire et produisant un signal en vitesse radiale. L'amplitude de ce signal est intimement liée au niveau d'activité de l'étoile. C'est alors de ce dernier que dépend le seuil de détection planétaire. Ainsi si le nombre et la diversité des mondes extra-solaires découverts ne cessent de croître, les planètes rocheuses semblables à la Terre autour d'étoiles de la séquence principale, ou les planètes en cours de formation dans un système jeune, restent, elles, difficilement accessibles. En effet, ces deux catégories de planètes produisent un signal de vitesse radiale de quelques m/s et quelques centaines de m/s, respectivement, soit souvent inférieurs aux signaux d'activité produits par les étoiles. Des efforts sont actuellement faits pour s'affranchir de cette limitation et modéliser ces signaux stellaires. L'idée principale développée au cours de la thèse part d'un constat simple : une part importante de phénomènes d'activité stellaire a une origine magnétique. Il s'agit donc d'étudier comment tirer profit de l'étude du champ magnétique stellaire et des processus d'imagerie développés pour cartographier la surface des étoiles, tels que l'imagerie Zeeman-Doppler. Cette étude s'est faite à partir d'observations spectropolarimétriques d'un échantillon d'étoiles de type M faiblement actives, et d'étoiles jeunes et actives de type T Tauri. Avec l'imagerie, en adaptant au mieux la description de l'activité à la surface de l'étoile au type d'étoile ciblé, nous pouvons accéder à la distribution des zones actives à la surface de l'étoile, et ainsi modéliser les signaux induits par l'étoile elle-même. Les courbes de vitesse radiale peuvent alors être nettoyées de ce signal parasite. Les premiers tests se sont révélés concluants : ce filtrage des données de vitesse radiale est possible jusqu'à un niveau proche de celui du bruit des données, et ce d'autant plus aisément que le niveau d'activité est important. / Forthcoming instruments dedicated to exoplanets detection through the radial velocity method are numerous, and increasingly more accurate. However this method is indirect: orbiting planets are detected and characterised from variations on the spectrum of the host star. We are therefore sensitive to all activity phenomena impacting the spectrum and producing a radial velocity signal (pulsation, granulation, spots, magnetic cycle...). The detection of rocky Earth-like planets around main-sequence stars, and of hot Jupiters into young systems, are currently limited by the intrinsic magnetic activity of the host stars. The radial velocity fluctuations caused by activity (activity jitter) can easily mimic and hide signals from such planets, whose amplitude is of a few m/s and hundreds of m/s, respectively. As a result, the detection threshold of exoplanets is largely set by the stellar activity level. Currently, efforts are invested to overcome this intrinsic limitation. During my PhD, I studied how to take advantage of imaging tomographic techniques (Zeeman-Doppler imaging, ZDI) to characterize stellar activity and magnetic field topologies, ultimately allowing us to filter out the activity jitter. My work is based on spectropolarimetric observations of a sample of weakly-active M-dwarfs, and young active T Tauri stars. Using a modified version of ZDI, we are able to reconstruct the distribution of active regions, and then model the induced stellar signal allowing us to clean RV curves from the activity jitter. First tests demonstrate that this technique can be efficient enough to recover the planet signal, especially for the more active ones.

La présence de champs magnétiques est connue dans de nombreux types d'étoiles, des étoiles entièrement convectives aux étoiles les plus massives, dont les couches externes sont radiatives. Dans le cas des étoiles de type solaire, le champ magnétique à grande échelle est généré continuellement par l'intermédiaire d'une dynamo mettant en œuvre l'action combinée de la convection et de la rotation dans l'enveloppe convective. Cependant, malgré l'amélioration continue des modèles de dynamo et l'extrême précision des observations solaires, certains mécanismes physiques impliqués dans la génération du champ magnétique sont encore sujets à discussion. Depuis quelques années, l'augmentation spectaculaire des performances des spectropolarimètres stellaires a rendu possible la détection de champs magnétiques d'étoiles froides exhibant des niveaux d'activité faibles, semblables à celui du Soleil. Le but de cette thèse est d'exploiter des observations spectropolarimétriques afin d'apporter des informations nouvelles sur la dynamo des étoiles de type solaire, en déterminant comment les paramètres magnétiques de ces étoiles dépendent des paramètres stellaires fondamentaux, en particulier la masse et la période de rotation. L'échantillon étudié au cours de ce travail comporte une vingtaine d'étoiles de la séquence principale ayant des masses comprises entre 0.6 et 1.4 masse solaire et des périodes de rotation entre 3.4 et 43 jours. Les observations ont débuté en 2007. L'analyse des données spectropolarimétriques a permis de déterminer leur topologie magnétique à grande échelle grâce à la technique d'imagerie Zeeman-Doppler. Ont également été étudiés d'autres traceurs du champ magnétique sensibles à une plus large gamme d'échelles spatiales, tels que l'émission chromosphérique, l'asymétrie des raies spectrales et l'élargissement Zeeman des raies. La variabilité du champ magnétique à petite et grande échelle a ainsi été mise en évidence sur des périodes temporelles variant de la période de rotation des étoiles à plusieurs années. De multiples renversements de polarité et des cycles magnétiques plus courts que le cycle solaire ont également été identifiés pour plusieurs cibles en rotation rapide. La période de rotation des étoiles semble être un paramètre fondamental pour l'apparition de cycles rapides, ces derniers n'ayant été observés que dans le cas de périodes de rotation courtes.