La mesure des distances aux galaxies proches de notre Voie Lactée a révolutionné notre compréhension de l'échelle de distance et a fourni la preuve de l'expansion de l'univers. Notamment les distances aux Petit et Grand Nuages de Magellan sont deux échelons essentiels de l'échelle des distances cosmiques. De nombreuses méthodes indépendantes (comme celle des RR Lyrae, des Céphéides ou des étoiles Red clump) ont été utilisées pour déterminer ces distances. Le but de mon travail de thèse est d'améliorer notre compréhension de la relation BSC grâce à l'interférométrie optique. Pour cela, j'ai utilisé l'instrument VEGA installé sur l'interféromètre CHARA. Cet instrument fonctionne dans le visible et bénéficie de la plus longue base du monde. VEGA a une résolution spatiale de 0.3 mas, ce qui en fait un outil idéal pour une détermination précise des diamètres des étoiles. Dans un premier temps j'ai déterminé le diamètre de huit étoiles de type OBA avec une précision moyenne de 1.5%. Ensuite j'ai combiné ces diamètres avec d'autres mesures collectées dans la littérature pour ainsi donner une nouvelle relation BSC pour ce type d'étoiles. Dans un second temps, une étude théorique de l'impact de rotation sur la relation BSC a été faite pour comprendre les effets physiques influant sur la précision de cette relation de manière à compenser la dispersion existant actuellement et ce dans le but d'améliorer encore la précision sur les distances extragalactiques. / Measuring distances separating our own Galaxy from nearby ones revolutionized our understanding of the distance scale and provided the evidence for the expansion of the universe. The distances to the Small and Large Magellanic Clouds are critical steps of the cosmic distance ladder, and they have been determined using numerous independent methods (as, RR Lyrae stars, Cepheids and "red clump" stars). The aim of my thesis work is to improve our understanding of the Surface Brightness-Color relation (SBC) using optical interferometry. For this, we use the interferometer VEGA on CHARA. This instrument operates in the visible and benefits from the baselines of the CHARA interferometer. It has a spatial resolution of 0.3 mas, which makes it an ideal tool to determine diameters of stars. At first I determined the diameter of eight OBA-type stars with an average accuracy of 1.5%. Then I combined these diameters with others collected from the literature, to determine a new SBC relation for this type of stars. In a second step, a theoretical study of the impact of the rotation on the SBC relation was made to understand the physical effects affecting the accuracy of this relation and suppress the currently existing dispersion in order to further improve the accuracy of extragalactic distances.

Ce travail de thèse présente la caractérisation physique et cinématique des étoiles actives en rayons X et présumées jeunes du voisinage solaire qui sont les contreparties optiques (catalogue Tycho) des sources X du relevé ROSAT All-Sky Survey. <br /><br />Lors de notre programme d'observations spectroscopiques à haute résolution, plus de 800 étoiles tardives furent observées et un total de plus de 1600 spectres a été obtenu. La majorité des paramètres stellaires a été dérivée de ces spectres en utilisant des spectres synthétiques et la méthode de corrélation croisée. Il s'avère que cet échantillon se compose principalement d'étoiles jeunes ayant un âge inférieur au milliard d'années et d'une importante fraction de systèmes multiples spectroscopiques. De nouveaux membres de courants bien connus dont 5 très bons candidats post-T Tauri furent découverts lors de l'analyse de la cinématique avec nos deux méthodes probabilistes. Une nouvelle concentration d'étoiles jeunes (semblable à l'association TW Hydra) a été détectée dont les étoiles ont un âge de 50 - 100 Ma et sont localisées dans l'hémisphère nord. Contrairement aux hypothèses courantes, la contamination par des étoiles évoluées n'est pas négligeable. La modélisation faite de leur contribution dans le modèle de population stellaire en rayons X de Besançon reproduit assez bien les ordres de grandeurs observés. <br /><br />Par la suite, cette étude permettra une meilleure compréhension de l'histoire récente de la formation d'étoiles dans l'environnement proche du Soleil.

Avec des instruments toujours plus précis et performants, la détection et la caractérisation des exoplanètes sont devenues un domaine de recherche qui ne cesse de croître. Cependant, les données obtenues sont toujours dépendantes des paramètres des étoiles les abritant. Par exemple, les mesures de vitesse radiale permettent de déterminer le rapport Mp sin(i)/M*, tandis que la méthode des transits fournit Rp/R*. L'estimation du rayon stellaire avec une précision suffisante est donc un élément très important pour contraindre à la fois les paramètres de l'étoile et la masse minimale de l'exoplanète. Un autre phénomène, l'activité stellaire, ne doit pas être négligé car, comme l'ont prouvé de nombreux travaux sur les vitesses radiales, elle affecte le signal provoqué par les exoplanètes. Sa connaissance est aussi essentielle puisqu'elle renseigne sur l'évolution et la structure des étoiles. Plusieurs méthodes sont actuellement employées pour mesurer les paramètres stellaires : astérosismologie, spectrophotométrie, interférométrie. J'ai utilisé cette dernière méthode pour aborder le problème de la détermination des paramètres fondamentaux des étoiles hôtes sur deux aspects. J'ai effectué tout au long de ma thèse des observations avec VEGA/CHARA, un interférométre opérant dans le domaine visible et bénéficiant des plus longues bases du monde. Cela permet d'obtenir une résolution angulaire de 0.3 millisecondes d'arc, couplée à des précisions de 1−3% sur les diamètres. En utilisant des formules empiriques, j'en ai déduit les paramètres d'un échantillon de 17 étoiles : rayon linéaire, masse, température effective. Cet échantillon comprend des étoiles hôtes, mais aussi des étoiles sans exoplanète connue à ce jour à titre de comparaison. Grâce aux précisions atteintes sur les paramètres, elles ont pu être placées sur le diagramme de Hertzsprung-Russell, et les masses minimales des exoplanètes qui en sont déduites se sont révélées en très bon accord avec les estimations obtenues avec d'autres méthodes. J'ai complété ce travail par la modélisation d'étoiles abritant une exoplanète en transit ou ayant une tache magnétique afin de quantifier l'impact qu'elles produisent sur les observables interférométriques (visibilités, phases et clôtures de phase). Pour cela, j'ai développé un code numérique incluant des formules analytiques servant à sonder les capacités de VEGA/CHARA à mesurer ces signaux, et ainsi rendre compte des améliorations à apporter sur un tel instrument. J'apporte aussi une analyse complète et plus globale des paramètres pouvant influencer la détection et la caractérisation des taches et exoplanètes, comme leur diamètre ou leur position sur le disque stellaire, en utilisant un interféromètre fictif. Il s'avère que pour des étoiles résolues abritant des exoplanètes ou taches assez grosses, les bases de CHARA sont assez grandes pour permettre leur détection. Par contre, la différence entre les deux signaux s'opère au-delà du 2ème lobe de visibilité et est surtout repérable dans les mesures de clôtures, et demeure donc pour l'instant hors d'atteinte de VEGA. Cette thèse englobe une partie importante du travail effectué généralement sur les étoiles hôtes car elle inclut l'analyse des paramètres stellaires, mais aussi l'activité stellaire, ce qui permet une meilleure caractérisation des exoplanètes et donne des perspectives sur les interféromètres futurs. À l'heure où la précision des instruments permettant de détecter des exoplanètes dépasse la précision disponible sur les paramètres des étoiles hôtes, l'étude des étoiles hôtes et des phénomènes qui perturbent la mesure de leurs paramètres devient cruciale si l'on veut faire progresser la connaissance sur les exoplanètes.