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.

Les garnitures d'étanchéité sont utilisées pour assurer l'étanchéité d'arbres tournants lorsque les conditions de vitesse, de pression et de température ne permettent pas l'utilisation de joints classiques en élastomère. Pour un fonctionnement optimal, les deux bagues constituant une garniture doivent être séparées par un film fluide très mince afin d'éviter l'usure des faces du joint tout en limitant la fuite à une valeur acceptable. L'élévation de température due au frottement visqueux modifie considérablement les conditions de lubrification de l'interface du joint. Les phénomènes thermiques jouent donc un rôle essentiel dans les joints d'étanchéité à faces radiales et constituent le sujet de recherche de cette thèse de doctorat. Une analyse bibliographique approfondie a permis de définir les hypothèses nécessaires à une modélisation théorique du comportement thermoélastohydrodynamique des garnitures d'étanchéité. Les équations de conservation dans le film fluide ont été établies puis discrétisées par la méthode des éléments finis dans l'hypothèse d'un fonctionnement stationnaire. La résolution de l'équation de l'énergie a nécessité l'utilisation d'un schéma numérique adapté aux problèmes de convection. Les échanges de chaleur avec les anneaux du joint et les déformations thermoélastiques sont pris en compte par la méthode des coefficients d'influence. Un algorithme itératif permet la détermination des champs tridimensionnels de pression, de vitesse et de température au sein du film fluide dans le cas d'écoulement laminaire et turbulent. L'étude paramétrique réalisée avec le modèle numérique contribue à une meilleure connaissance de l'influence des conditions de fonctionnement, des paramètres de conception et des défauts géométriques sur les performances d'une garniture d'étanchéité. En outre, des relevés de température effectués par thermographie infrarouge sur un joint expérimental développé à cet effet, ont permis de valider le modèle numérique.

Objetivos del estudio: establecer los efectos de ultrasonidos y ondas de choque radiales en el síndrome subacromial, determinar la posible influencia del sexo y analizar la rentabilidad de ambas técnicas. Realizamos un estudio en veinticuatro pacientes repartidos en dos grupos: un grupo recibió ondas de choque y el otro ultrasonidos. Los pacientes fueron evaluados mediante la escala DASH, Constant&Murley, UCLA, SF-36 y EVA, antes del tratamiento, al mes, a los tres meses y a los seis meses. El estudio no mostró diferencias entre ultrasonidos y ondas de choque, aunque ambos tratamientos mostraron eficacia. Dicha mejoría fue mayor en los varones. Obtuvimos un coste por paciente menor con las ondas de choque. Conclusiones: ambas técnicas son eficaces en el tratamiento del síndrome subacromial, aunque no encontramos diferencias estadísticamente significativas entre ellas. Los resultados fueron mejores en los varones. En dichas condiciones, el abordaje con ondas de choque radiales es más rentable. / Objectives: To set the utility of ultrasound and radial shock waves in subacromial syndrome; to determinate the possible influence of sex; to analyse the profitability of both techniques. We did a clinical trial in twenty-four patients, divided in two groups: one of them received shock waves treatment, the other group received ultrasounds. The patients were evaluated using DASH scale, Constant&Murley, UCLA, SF-36 and VAE scales before treatment, one month, three months and six months later. No significant differences were found between the two techniques, although both treatments improved symptoms and function. That improvement was better in males. We obtained a patients’ cost in shock waves group lower than in ultrasounds one. Conclusions: both techniques are effective in the treatment of subacromial syndrome, although we couldn’t find relevant differences. The results were better in males. Thus, radial shock waves treatment is more profitable than ultrasounds one.

Depuis la première détection d'une planète extrasolaire autour d'une étoile de type solaire par Mayor et Queloz (1995), plus de 1500 planètes ont été découverts. Actuellement il existe un énorme intérêt à découvrir et caractériser des planètes semblables à la Terre, en particulier celles situées dans la zone habitable de leur étoile hôte (définie comme la distance à l'étoile hôte où la température de la planète permet l'existence d'eau liquide à la surface). La détection de planètes de type terrestre, et la recherche de biomarqueurs dans leurs atmosphères sont parmi les principaux objectifs de l'astronomie du vingt et unième siècle. La méthode des vitesses radiales (VR), consistant à mesurer le mouvement réflexe de l'étoile induit par des planètes en orbite, est une remarquable technique pour atteindre cet objectif.Pour atteindre les précisions nécessaire à la detection de telles planètes il est absolument nécessaire de concevoir des spectrographes extrêmement stables, d'avoir une très bonne compréhension de l'activité stellaire (qui peut mimer l'effet d'une planète), d'effectuer un traitement soigneux de l'atmosphère terrestre (laquelle inévitablement laisse des empreintes dans les spectres acquis depuis le sol), et de disposer d'une puissante technique pour extraire, à partir des spectres, autant d'information Doppler que possible. La recherche de planètes orbitant autour des étoiles de très faible masse, plutôt qu'autour des étoiles de type solaire, permet d'aborder dès maintenant la détection de planètes de faible masse dans la zone habitable. En effet, en gardant tout les autres paramètres égaux, le mouvement réflexe (et donc l'amplitude de la variation VR) sera plus grande si l'étoile centrale est de très faible masse. De plus les naines M ont une plus faible luminosité que les étoiles de type solaire, il en resulte des périodes orbitales courtes des planètes dans la zone habitable (~50 jours pour les naines M contre ~360 jours pour des étoiles de type solaire), entraînant à nouveau en une plus grande amplitude des VR. Une précision de ~1 m/s en VR permet la détection d'une planète dans la zone habitable d'une naine M, alors que ~0.1 m/s sont nécessaire dans le cas d'une étoile de type solaire.Cette thèse vise à optimiser l'extraction de VR des spectres des naines M à haute résolution acquis avec le spectrographe HARPS (avec une possibilité d'applications futures sur d'autres instruments comme SOPHIE, HARPS-N et le prochain spectrographe infrarouge SPIRou - prochainement mis en service au CFHT). Les effets de l'activité stellaire des naines M seront également analysées, dans le contexte de la technique des VR. Divers traceurs d'activité stellaire sont utilisés pour rejeter des fausses détections ou pour étudier les relations entre l'activité magnétique et la rotation. Dans cette thèse (Chap. 3) je calibre pour la première fois le flux dans les raies H et K du Calcium en fonction de la luminosité bolométrique et je détermine la relation entre cet estimateur R'HK et la période de rotation des naines M. Dans le chapitre 4 je décris l'implémentation d'une méthode d'extraction de VR par une minimisation du Chi-deux entre un template spectral et les spectres observés. Je démontre que cette méthode est plus précise que celle classiquement utilisée. Les raies telluriques qui affectent les mesures VR sont prises en compte dans les procédures d'analyse. Ces méthodes sont testées sur des systèmes avec des candidats planétaires, je discuterais l'analyse de certains de ces systèmes. / Since the first detection of an extrasolar planet orbiting a Sun-like star by Mayor and Queloz (1995), more than 1500 have been discovered. Enormous interest is currently focused on finding and characterising Earth-like planets, in particular those located in the habitable zone of their host star (defined as the distance from the host star where the planet temperature allows liquid water to flow on its surface). Both the detection of Earth-like planets, and the search for biomarkers in their atmospheres are among the main objectives of the twenty-first century's astronomy. The method known as radial velocities (RV), that consists in the measure of the star's reflex motion induced by orbiting planets, is a promising technique to achieve that quest.The main difficulties with the RV technique are the needs of an extremely stable spectrograph, a correct understanding of stellar activity (which can mimic the effect of a planet), a careful treatment of our Earth's atmosphere (which inevitable imprints spectra taken from the ground), and the need to dispose of a powerful algorithm to extract as much Doppler information as possible from the recorded spectra. Search for planets orbiting very low-mass stars (M dwarfs) can more easily reach the goal of detecting low-mass planets in the habitable zone of their parent star, compared to solar-type stars. Indeed, everything else being equal, a lower mass of the host star implies a larger reflex motion, and thus a larger RV amplitude. Moreover, the lower luminosity of M dwarfs compared to Sun-like stars, implies shorter orbital periods from planets in the habitable zone (~50 days against ~360 days, for M dwarfs compared to solar-type stars, respectively), resulting again in a larger RV amplitude. A RV precision of ~1 m/s allows a planet detection in the habitable zone of an M dwarf, whereas ~0.1 m/s is required in the case of a solar-type stars.This thesis aims to optimise the RV extraction from HARPS high-resolution spectra (and to open similar analysis on other instruments like SOPHIE, HARPS-N and the upcoming infrared spectrograph SPIRou -- to be commissioned to the 3.6-m CFH-Telescope). The effects of stellar activity will also be analysed, and contextualised in the RV technique. Stellar activity tracers are used to reject false detections or to study the relationships between the stellar magnetic activity and rotation. In this thesis (Chap.ref{chap:mag_activity}) I calibrate for the first time the ratio between the Ca textrm{small II} Htextrm{small &}K chromospheric lines and the bolometric luminosity for M dwarfs. I determine a relationship between the R^prime_{HK}-index and the rotation period of M dwarfs. In chapter~ref{chap:template_matching} I describe my algorithm to extract RVs through a chi^2-minimisation between a stellar template and the observed spectra. I demonstrate the improved accuracy of this method. Telluric spectral lines also affect the measurements of RV and are taken into account in the analysis procedures. I tested these methods on systems with planetary candidates, and for some systems, I took in charge the Keplerian analysis.

Par une approche supramoléculaire, des architectures radiales hétéro-poly-métalliques ont été réalisées pour des applications en photosynthèse artificielle et en magnétisme moléculaire. Dans une première partie, la synthèse et la caractérisation (spectroscopie UV-vis, émission, électrochimique, DRX) de complexes de ruthénium(II), possédant une gamme de ligands polypyridines, ont été réalisées. Les calculs théoriques ont été effectués afin de soutenir l’interprétation des propriétés photophysiques. Ces complexes, présentant un certain nombre de pyridines externes, ont servi de cœur à des architectures à base de rhénium tris-carbonyles (pour les effets d’antenne), et de cobaloximes (pour les propriétés catalytiques). Les nucléarités obtenues varient de 2 à 7 selon le cœur utilisé. Ces systèmes ont été engagés dans des cycles de photo-production de dihydrogène, démontrant une meilleure efficacité que la référence du domaine, le [Ru(bpy)3]2+. La seconde partie concerne l’étude de couples de métaux de transition, construits à partir de briques polycyanométallates, ou de lanthanides pontés par des ligands oxamides. Ces approches « complexes comme ligand » puis « assemblages comme ligand » permettent d’obtenir des systèmes de haute nucléarité, présentant des propriétés de molécule-aimant ou des effets magnéto-caloriques (à base de CrNi, GdCu, DyCu). Des propriétés photomagnétiques ont été observées sur les couples RuCu et MoCu, pouvant servir de commutateurs moléculaires dans des systèmes complexes. Enfin, une structure hétéro-tétra-métallique trifonctionnelle a été obtenue contenant à la fois un commutateur MoCu, une entité molécule-aimant CuTb et un complexe de ruthénium. / By a supramolecular strategy, radial hetero-poly-metallic architectures were obtained for applications in artificial photosynthesis and molecular magnetism. The first part is devoted to the synthesis, as well as the photophysical characterization (UV-vis absorption, emission, electrochemistry, X-ray diffraction) of ruthenium(II) complexes bearing a wide range of polypyridine ligands. Theoretical calculations were performed to support the interpretation of the photophysical properties. Through their pendant pyridine moieties, these complexes were used as core of architectures, bearing rhenium tris-carbonyl (for antenna effects), and cobaloximes (for catalytic properties) complexes. The nuclearities obtained vary from two to seven according to the core involved. These systems were engaged in photo-production of hydrogen, demonstrating more efficient systems than the reference in the field, the archetypal [Ru(bpy)3]2+. The second part concerns the study of transition metal couples, built on polycyanometallate cores, or oxamide-bridged lanthanide-based assemblies. These “complex as ligand” and “assemblies as ligand” approaches allow us to obtain high nuclearity systems on which we seek single molecule magnet (SMM) properties or good magnetocaloric effect (based on CrNi, GdCu, DyCu). Photo-magnetic properties have been studied on the RuCu and MoCu couples, which can serve as molecular switches in complex systems. Finally, a tri-functional hetero-tetra-metallic architecture was obtained containing a MoCu switch, a CuTb SMM entity, and a ruthenium complex.

Construire une surface lisse d'un objet 3D est un problème important dans de nombreuses applications graphiques. En particulier, les méthodes de subdivision permettent de passer facilement d'un maillage discret à une surface continue. Un problème général résultant de la subdivision de deux maillages initialement connectés le long d'un bord est l'apparition de fissures ou de trous entre eux. Ces fissures produisent non seulement des formes indésirables, mais induisent aussi des difficultés pour les traitements ultérieurs. Il faut donc réparer ces défauts de sorte que la surface obtenue soit lisse et puisse être subdivisée ou modifiée. Nous proposons de nouvelles méthodes pour relier deux maillages avec des résolutions différentes en utilisant une transformée en ondelettes B-splines et une approximation locale ou une interpolation locale à l'aide de fonctions de base radiales (RBF). Ces procédés génèrent un maillage de connexion où la continuité est contrôlée. La résolution du maillage est ajustable pour respecter le changement de résolution entre les zones grossières et fines. En outre, nous présentons des méthodes pour combler les trous à n-côtés, et le raffinement des maillages grâce à un schéma de subdivision adaptative. Nous avons conçu, implémenté et testé les algorithmes en MatLab pour illustrer nos méthodes et montrer des résultats expérimentaux. Ces algorithmes sont mis en oeuvre sur de nombreux modèles d'objets 3D avec des formes complexes. En outre, nous avons fourni des approches différentes pour chaque problème. Ainsi, les résultats des différentes approches sont comparés et évalués afin d'exploiter les avantages et les inconvénients de ces approches. / Constructing a smooth surface of a 3D object is an important problem in many graphical applications. In particular, subdivision methods permit to pass easily from a discrete mesh to a continuous surface. A generic problem arising from subdividing two meshes initially connected along a common boundary is the occurrence of cracks or holes between them. These cracks not only produce undesired shapes, but also bring serious trouble for further mesh processing. They must be removed or filled so that the produced surface is smooth and can be further subdivided or edited. In order to remove cracks, we propose new methods for joining two meshes with different resolutions using a Lifted B-spline wavelet transform and a local approximation or radial basis function (RBF) local interpolation. These methods generate a connecting mesh where continuity is controlled from one boundary to the other and the connecting mesh can change gradually in resolution between coarse and fine areas. Additionally, we introduce methods for filling n-sided holes, and refining meshes with an adaptive subdivision scheme. We have designed, implemented, and tested the algorithms in MatLab to illustrate our proposed methods and show experimental results. These algorithms are implemented on many 3D object models with complex shapes. Additionally, we have provided some different approaches for each problem. Thus, results from the different approaches are compared and evaluated to exploit the advantages and disadvantages of these approaches.

Plus de 300 planètes extrasolaires ont été découvertes à ce jour. La variété et la diversité des caractéristiques qu'elles présentent sont extrêmement vastes. Et dans cette multitude, une population se distingue, les Jupiter-chauds. Ces planètes ne ressemblent, en effet, en rien à celles que l'on côtoie dans le Système Solaire. Elles ont une masse d'une à plusieurs fois celle de Jupiter et sont très proches de leur étoile parent, orbitant en seulement quelques jours. L'étude de cette population nous apporte beaucoup d'éléments quant à leur processus de formation et d'évolution. Certaines d'entre elles ont en effet la particularité de transiter devant leur étoile parent. Mes travaux de thèse m'ont mené à détecter et caractériser en densité 14 planètes extrasolaires, grâce aux programmes de recherche CoRoT et SuperWASP combinés au spectrographe SOPHIE (OHP). Parmi ces planètes figurent celles ayant la plus courte période orbitale et, autour d'une autre étoile, la plus importante masse jamais détectées en transit. Un programme novateur, que j'ai initié, nous a également permis d'explorer les capacités de détection d'un instrument de type multi-fibre (FLAMES/GIRAFFE et UVES). Nous avons montré que cet instrument peut être performant en terme de précision de mesure en vitesse radiale, et qu'il permet un très bon écrémage des cibles. L'instrument multi-fibre est utilisable également dans le cadre d'un suivi de candidats issus de programmes de recherche par photométrie, tels que la mission CoRoT , mais il nécessite dans ce cas, pour être eficace, d'un champ de vue significatif (de plusieurs degrés carrés par exemple). L'étude du transit spectroscopique de 3 systèmes planétaires m'a également permis d'apporter de fortes contraintes quant à leur processus de formation et d'évolution, et de mettre en évidence pour la première fois l'existence d'un système exotique : X0-3.

Cette thèse s'inscrit dans la problématique de la reconstruction de surfaces à partir de nuages de points. Les récentes avancées faites dans le domaine de l'acquisition de formes 3D à l'aide de scanners donnent lieu à de nouveaux besoins en termes d'algorithmes de reconstruction. Il faut être capable de traiter de grands nuages de points bruités tout en donnant une représentation compacte de la surface reconstruite.<br>La surface est reconstruite comme le niveau zéro d'une fonction. Représenter une surface implicitement en utilisant des fonctions de base radiales (Radial Basis Functions) est devenu une approche standard ces dix dernières années. Une problématique intéressante est la réduction du nombre de fonctions de base pour obtenir une représentation la plus compacte possible et réduire les temps d'évaluation.<br>Réduire le nombre de fonctions de base revient à réduire le nombre de points (centres) sur lesquels elles sont centrées. L'objectif que l'on s'est fixé consiste à sélectionner un "petit" ensemble de centres, les plus pertinents possible. Pour réduire le nombre de centres tout en gardant un maximum d'information, nous nous sommes affranchis de la correspondance entre centres des fonctions et points de donnée, qui est imposée dans la quasi-totalité des approches RBF. Au contraire, nous avons décidé de placer les centres sur l'axe médian de l'ensemble des points de donnée et de montrer que ce choix était approprié.<br>Pour cela, nous avons utilisé les outils donnés par la géométrie algorithmique et approximé l'axe médian par un sous-ensemble des sommets du diagramme de Voronoi des points de donnée. Nous avons aussi proposé deux approches différentes qui échantillonnent de manière appropriée l'axe médian pour adapter le niveau de détail de la surface reconstruite au budget de centres alloué par l'utilisateur.

Cette thèse s´inscrit dans la problématique de la reconstruction de surfaces à partir de nuages de points. Les récentes avancées faites dans le domaine de l´acquisition de formes 3D à l´aide de scanners donnent lieu à de nouveaux besoins en termes d´algorithmes de reconstruction. Il faut être capable de traiter de grands nuages de points bruités tout en donnant une représentation compacte de la surface reconstruite. La surface est reconstruite comme le niveau zéro d´une fonction. Représenter une surface implicitement en utilisant des fonctions de base radiales (Radial Basis Functions) est devenu une approche standard ces dix dernières années. Une problématique intéressante est la réduction du nombre de fonctions de base pour obtenir une représentation la plus compacte possible et réduire les temps d´évaluation. Réduire le nombre de fonctions de base revient à réduire le nombre de points (centres) sur lesquels elles sont centrées. L´objectif que l´on s´est fixé consiste à sélectionner un "petit" ensemble de centres, les plus pertinents possible. Pour réduire le nombre de centres tout en gardant un maximum d´information, nous nous sommes affranchis de la correspondance entre centres des fonctions et points de donnée, qui est imposée dans la quasi-totalité des approches RBF. Au contraire, nous avons décidé de placer les centres sur l´axe médian de l´ensemble des points de donnée et de montrer que ce choix était approprié. Pour cela, nous avons utilisé les outils donnés par la géométrie algorithmique et approximé l´axe médian par un sous-ensemble des sommets du diagramme de Voronoi des points de donnée. Nous avons aussi proposé deux approches diférentes qui échantillonnent de manière appropriée l´axe médian pour adapter le niveau de détail de la surface reconstruite au budget de centres alloué par l´utilisateur.

La recherche des exoplanètes traverse aujourd'hui une période décisive. D'un côté, notre connaissance des planètes géantes gazeuses s'est considérablement développée, et l'objectif de la recherche est maintenant de caractériser leurs propriétés physiques et de mieux comprendre leurs mécanismes de formation et d'évolution. D'un autre côté, la précision et la stabilité des instruments ont atteint un niveau qui rend techniquement possible la détection de planètes telluriques situées dans la zone habitable de leur étoile. Cependant, les perturbations du signal dues à l'étoile elle-même constituent un obstacle important à cette avancée. Mon travail de thèse se situe à la rencontre de ces problématiques. Il a consisté d'une part en l'analyse de deux relevés de vitesses radiales visant des étoiles relativement exotiques pour la recherche d'exoplanètes: les étoiles naines de type AF massives. Ce travail a donné lieu à la première caractérisation de la population de planètes géantes autour de ces étoiles et a montré que les mécanismes de migration planétaire étaient au moins partiellement inhibés autour de ces étoiles par rapport aux étoiles de type FGKM. Dans un second temps, j'ai conduit les observations et l'analyse des premiers résultats de deux grands relevés de vitesses radiales débutés pendant ma thèse et visant à détecter des planètes géantes en orbite autour d'étoiles jeunes et proches. Ces étoiles jeunes sont les seules sources pour lesquelles une exploration complète des planètes géantes à toutes les séparations devient possible, par combinaison des techniques de vitesses radiales et de l'imagerie. Cette combinaison permettra de tester de manière unique les modèles de formation et d'évolution planétaire. Les résultats provisoires de ces relevés indiquent une absence de planètes géantes à très courte séparation (Jupiters chauds) autour de nos cibles. Un autre résultat intéressant est la découverte d'une binaire spectroscopique eccentrique au centre d'un système planétaire imagé à grande séparation. Pour compléter cette approche observationnelle et mieux évaluer la détectabilité des exoplanètes semblables à la Terre, j'ai étalonné et caractérisé un modèle entièrement paramétré de l'activité d'une étoile semblable au Soleil et de son impact sur les vitesses radiales. Je l'ai dans un premier temps étalonné en comparant ses résultats à ceux obtenus à partir d'observations des zones actives du Soleil, puis je l'ai utilisé pour caractériser l'impact de l'inclinaison de l'étoile sur le signal induit par l'activité. Ce modèle paramétré ouvre de très nombreuses possibilités, étant en effet potentiellement adaptable à des types d'étoiles et d'activité différents. Il permettrait ainsi de caractériser les perturbations en vitesses radiales attendues pour chaque cas testé, et donc à la fois de déterminer quelles étoiles et quels types d'activité sont les plus favorables pour la détection de planètes de masse terrestre dans la zone habitable. En explorant ces trois problématiques en apparence très diverses mais complémentaires, j'y ai retrouvé un motif commun, celui de l'importance des étoiles elles-mêmes et de la physique stellaire pour la recherche d'exoplanètes. / The search for exoplanets has reached a decisive moment. On the one hand, our knowledge of giant gaseous planets has significantly developed, and the aim of the research is now to characterize their physical properties and to better understand the formation and evolution processes. On the other hand, the instrumental precision and stability have reached a level that makes it technically possible to detect telluric planets in the habitable zone of their host star. However, the signal alterations induced by the star itself definitely challenge this breakthrough. My PhD stands at the crossroads of these problems. It consisted first in the analysis of two radial velocity surveys dedicated to stars somewhat exotic to exoplanet searches: the massive AF dwarf stars. This work has led to the first characterization of the giant planet population found around these stars and has showed that the planetary migration mechanisms were at least partially inhibited around these stars compared to FGKM stars. I then made the observations and the first analysis of two radial velocity surveys dedicated to the search for giant planets around young, nearby stars. Young stars are the only sources for which a full exploration of the giant planets at all separations can be reached, through the combination of radial velocities techniques and direct imaging. Such a combination will allow to test uniquely the planetary formation and evolution processes. The first results of these surveys show an absence of giant planets at very short separations (Hot Jupiters) around our targets. Another interesting result is the detection of an eccentric spectroscopic binary at the center of a planetary system imaged at a wide separation. To complete this observational approach and better estimate the detectability of Earth-like planets, I calibrated and characterized a fully parameterized model of the activity pattern of a Sun-like star and its impact on the radial velocities. I first calibrated it by comparing it to the results obtained with observations of the solar active structures, and then characterized the impact of stellar inclination on the activity-induced signal. Such a fully parameterized model is potentially adaptable to different types of stars and of activity and would thus allow to characterize the expected radial velocity jitter for each tested case, and then allow both to determine which types of stars and of activity patterns are the most favorable for detecting Earth-like planets in the habitable zone. While investigating these three seemingly different but complementary topics, I found that they shared a basic feature, namely the importance of the stars themselves and of stellar physics in exoplanet searches.