Le but de ce mémoire est de poser les jalons qui permettront d'identifier les sources d'énergie et les mécanismes physiques qui sont responsables de l'activité manifestée par les étoiles T Tauri. Dans le contexte offert par l'étude de l'activité des étoiles de type solaire, il s'agit ici de déterminer dans quelle mesure l'analogie solaire peut être appliquée à l'activité manifestée par les étoiles T Tauri. Cette démarche qui consiste à différencier les sources d'énergie dont disposent ces étoiles constitue une première étape vers leur identification. Le Chapitre 1 constitue un rappel des propriétés des étoiles T Tauri (1.2), des modèles théoriques qui s'y rapportent (1.3), et des sources d'énergie dont elles peuvent bénéficier (104). L'existence de champs magnétiques à la surface des étoiles T Tauri est établie dans le Chapitre II : en premier lieu, la détection de variations périodiques dans les courbes de lumière de 11 étoiles T Tauri y est rapportée (II.2.1) ; les variations photométriques périodiques sont interprétées en terme d'une distribution de température hétérogène à la surface des étoiles (11.2.2, 11.2.3) ; le développement (II.2A) et l'application (II.2.5) d'un modèle théorique visant à reproduire les courbes de lumière observées permettent ensuite de déduire les propriétés physiques et géométriques de cette distribution; finalement, la présence de champs magnétiques photosphériques à la surface des étoiles T Tauri, premier indice de l'existence d'un processus dynamo, est déduite de la comparaison des propriétés de cette distribution avec celles des taches magnétiques couvrant la surface des systèmes RS CVn (II.2.6). Le rôle du processus dynamo dans le chauffage non-radiatif de l'atmosphère des étoiles T Tauri est étudié dans le Chapitre III : pour ce faire, après avoir discuté les paramètres qui semblent au mieux refléter le niveau d'activité stellaire et l'efficacité du processus dynamo (III.2), le comportement des étoiles T Tauri est analysé dans des diagrammes activité-rotation et comparé à celui des étoiles de type solaire (III.3) , L'existence du processus dynamo y est établie et ses limites cernées, Les implications de ces résultats sur la physique du processus dynamo dans les étoiles complétement convectives sont abordées (III.4.1) et, après une analyse détaillée des différences existant entre l'atmosphère des étoiles T Tauri et celle des étoiles de type solaire (III.4.2), les résultats obtenus sont confrontés aux prévisions des modèles théoriques (III.4.3) ; finalement, l'accrétion de matière circumstellaire à la surface des étoiles est présentée comme une source d'énergie susceptible de suppléer le processus dynamo (III.4.4). Deux appendices, présentés sous la forme de publications parues dans Astronomy and Astrophysics, complètent cette étude. L'appendice A décrit l'analyse et l'interprétation de la courbe de lumière périodique de l'étoile DN Tauri, un membre représentatif de la classe des étoiles T Tauri. Cette appendice se rapporte directement au Chapitre II. L'ensemble de l'étude présentée dans ce mémoire repose sur la détermination précise des taux de rotation d'un échantillon statistiquement significatif d'étoiles T Tauri. Cette détermination, qui fut notre première tache, est décrite dans l'appendice B. Le lecteur y trouvera un exposé détaillé des différentes méthodes utilisées pour mesurer les taux de rotation de ces étoiles peu lumineuses. En outre, les résultats obtenus y sont analysés dans le cadre du problème de l'évolution du moment angulaire durant les phases pré-séquence principale.

L'étoile beta Pictoris est à l'heure actuelle la seule étoile de la séquence principale autour de laquelle un disque de poussières a été visualise (1984). L'observation de son spectre visible et ultra-violet a révélé la présence de raies en absorption dues à la partie gazeuse du disque. L'étude de cette partie gazeuse a révélé que les raies observées variaient dans le temps: parfois, des composantes additionnelles en absorption, décalées par effet doppler vers les grandes longueurs d'onde y apparaissent. Ces phénomènes sporadiques ont été reliées à la chute vers l'étoile de petit corps de type comètaire vaporisant des éléments métalliques. La dynamique d'ions métalliques évaporés d'un corps parent a été ensuite etudiée, et une modélisation numerique du comportement d'un nuage de ces ions a été entreprise. La simulation a montré que les observations étaient reproduites par le modèle. De plus, la différence de comportement entre les raies visibles et uv a été expliquée. Des contraintes déduites de la simulation ont alors permis de formuler une hypothèse selon laquelle une planète située dans le disque pourrait par perturbations être responsable de la chute d'objets vers l'étoile. Un modèle fondé sur cette hypothèse a été ensuite développé. La simulation qui en a résulté a permis de montrer que si l'orbite de la planète est suffisamment elliptique, des perturbations sont capables d'envoyer un grand nombre de petits objets vers l'étoile. Il est ressorti de cette étude que l'évolution globale, constatée sur quelques années, des raies de beta Pictoris apparaissait comme une conséquence naturelle du modèle. En poursuivant l'étude théorique de ce disque, nous saurons peut-être s'il constitue le premier exemple de système planétaire découvert en dehors du système solaire

La première partie est une étude de l'évolution de la population des nuages HI en présence d'un milieu internuage de type coronal, entretenu par les explosions de supernova. La seconde partie concerne l'évolution d'un reste de supernova dans un milieu interstellaire hétérogene. La troisième partie propose un modèle dynamique de nébuleuse planétaire dont la morphologie et la dynamique doivent leur origine à une cavité centrale remplie de gaz coronal.

Une étude de 2 diagnostics de perte de masse dans les objets stellaires est faite et un programme qui calcule la formation des raies rotationnelles de CO en géometrie axiale est developpé. Les contraintes posées par les résultats sur la structure à grande échelle des jets sont discutées. Les raies interdites dans les étoiles jeunes de faible masse sont ensuite etudiées. Plusieurs modèles capables d'expliquer les profils observés sont discutés

De l'observation des transitions à 140 et 150 GHz de l'ortho formaldéhyde et à 72 et 145 GHz du para formaldéhyde se déduit un rapport d'abondances ortho/ para voisin de 3 dans le nuage moléculaire interstellaire Orion A et apparemment plus faible dans les nuages sombres TMC1 et L183. L'étude des mécanismes chimiques en phase gazeuse succeptibles de régir les abondances des deux espèces conduit à un rapport théorique de 3 dans les nuages chauds et denses connue Orion; ce rapport reste indéterminé mais pourrait être plus faible dans les nuages froids connue TMC1 et L183. Quatre nuages moléculaires géants (S147/S153, S184, S158/S159(NGC7538) et W3) ont été cartographiés avec l'antenne de 2,50 m de l'Observatoire de Bordeaux en émissions 13C0 (J=1-0) et HC0+ (J=1-0), dont les étendues se révèlent tout à fait comparables. Quelques caractéristiques des nuages (dimensions, masse, dynamique ...) sont déduites des observations 13 CO *

Les électrons et les protons suprathermiques, issus du soleil et précipitant dans l'atmosphère des hautes latitudes, constituent une source d'énergie de l'ionosphère terrestre. Ces particules interagissent avec le gaz thermique ambiant par collisions. L'équation de Boltzmann, fournissant les flux de particules en altitude, énergie et angle d'attaque, permet une description des plus complètes du transport de ces particules. Nous la redémontrons dans le cas dissipatif, le plus général, et nous proposons une résolution originale des équations de transport des protons et des atomes d 'hydrogène, équations couplées via les réactions de changement de charge. Cette résolution, fondée sur l'introduction de forces dissipatives pour décrire la dégradation énergétique des particules précipitant, permet la prise en compte des redistributions angulaires, d'origine collisionnelle ou magnétique, jusqu'alors négligées. Pourtant, leur effet a été observé, depuis le sol, sur les émissions des atomes d 'hydrogène, comme en témoigne la composante, décalée vers le rouge, du profil Doppler selon le zénith magnétique. La résolution adoptée ici est validée par comparaison avec un autre modèle, dans le cas classique sans redistribution angulaire. L'influence de l'effet de miroir magnétique est discutée: cet effet ne semble pas pouvoir expliquer, à lui seul, le décalage vers le rouge observé. La redistribution angulaire collisionnelle doit jouer un rôle significatif. Enfin, une comparaison de notre modèle avec les données de la fusée Proton 1 est proposée.

Les étoiles Ae/Be de Herbig sont des étoiles jeunes (pré-séquence principale, PMS), de masse intermédiaire (2-10 Msun) présentant des signes d'une activité intense et de forts vents stellaires, dont l'origine n'est pas expliquée par les théories actuelles d'évolution stellaire. Des travaux observationnels tendent à indiquer que la source énergétique de cette activité serait d'origine interne. Il est donc essentiel d'extraire des informations sur la structure interne des étoiles de Herbig par le biais de l'astérosismologie, c'est-à-dire l'observation, l'analyse et la modélisation des fréquences et des modes d'oscillations des étoiles pulsantes. Une telle étude implique de caractériser et de contraindre la bande d'instabilité PMS théorique, représentant la zone du diagramme Hertzsprung-Russell dans laquelle ces étoiles pulsent, et qui est traversée par les étoiles Ae de Herbig pendant leur trajet évolutif. Dans ce but, je me suis, d'une part, concentrée sur le cas de l'étoile Ae de Herbig prototype HD 104237, en étudiant ses paramètres photosphériques fondamentaux, indispensables à une modélisation astérosismique ultérieure. L'étude des variations de profil de raies photosphériques de cette étoile a confirmé la présence d'oscillations multi-périodiques et a permis de détecter des pulsations non-radiales. Une identification de certains modes de pulsation a été réalisée. La modélisation des pulsations de cette étoile dans le cadre adiabatique a fourni des pistes intéressantes à explorer quant au mécanisme d'excitation des modes de pulsation observés. L'étude a ensuite été étendue à 4 autres étoiles de Herbig observées avec HARPS (ESO), et leur analyse préliminaire est présentée.

L'analyse des abondances stellaires suppose souvent que les raies spectrales se forment à l'équilibre thermodynamique local (ETL). Cette hypothèse n'est pas toujours appropriée notamment pour les étoiles pauvres en métaux et/ou évoluées. Pour mieux comprendre ces étoiles et appréhender leur rôle dans l'enrichissement chimique de la Galaxie, il est devenu nécessaire d'adopter une description hors ETL (HETL) plus réaliste mais aussi plus complexe à mettre en oeuvre. Mon travail de thèse a consisté à construire des modèles d'atomes à partir des bases de données de physique atomique les plus récentes pour deux éléments α : le magnésium et le calcium. Ils ont un intérêt astrophysique important car ils permettent de caractériser l'enrichissement chimique des populations stellaires. J'ai donc développé un code de construction de modèles d'atomes, FORMATO, pour l'étude des raies spectrales HETL. J'ai utilisé ces modèles pour calculer une grille de corrections HETL à appliquer sur les largeurs équivalentes des principales raies de ces éléments, dont certaines seront observées par la mission Gaia, pour des géantes et des super- géantes. J'ai aussi appliqué ces résultats pour calculer des lois d'assombrissement centre-bord HETL pour le triplet IR du CaII qui ont permis de déterminer, pour la première fois, l'extension chromosphérique de la géante β Cet, grâce à des mesures interférométriques (VEGA@CHARA). Enfin, dans le cadre du Carina Project, j'ai mis en évidence des effets HETL sur l'équilibre d'ionisation du fer (~0,1 dex) dans un échantillon de 44 géantes rouges de la galaxie dSph Carina, en s'appuyant sur une étude comparée des raies du FeI et FeII à l'ETL et HETL.

Les étoiles brillantes ont-elles des variations séculaires d'éclat ? Bien que plusieurs astronomes aient étudié ce sujet au cours des siècles écoulés, aucune réponse satisfaisante n'y a été donnée. Il y a un siècle, C. Flammarion rassembla les anciennes estimations et les publia dans son ouvrage Les étoiles et les curiosités du ciel. Il était évident de son point de vue qu'un grand nombre d'étoiles avaient eu des variations séculaires. Pickering (1895) et Zinner (1926) publièrent deux autres compilations de catalogues. Ils ne partageaient pas le point de vue de Flammarion, mais ne purent interpréter l'information contenue dans les données. Il n'y a pas eu d'étude plus récente sur ce sujet. De nouvelles méthodes d'analyse -comme l'analyse factorielle des correspondances- ont été créées ces dernières années, qui permettent d'étudier de manière approfondie de grands tableaux de données. La finalité du travail présenté ici est de voir si ces méthodes peuvent nous aider à résoudre ce problème des variations séculaires. La compilation des catalogues originaux permet de constituer un tableau de données intégrant des éléments "signatures" des diverses causes susceptibles d'expliquer les écarts d'éclats (des causes astrophysiques à la non-fiabilité des données). Plusieurs analyses factorielles, utilisant des codages spécifiques des données, comme "l'écart aux valeurs attendues" ou le "codage flou en magnitude entière", créés pour limiter les différences de notations entre les observateurs sont effectuées. Il n'en ressort pas de "signatures" significativement corrélées avec les écarts d'éclats ; en particulier, il n'y a pas d'effet de couleur constaté. Il semble y avoir globalement "mémoire" des éclats d'un catalogue sur l'autre. Seul échape à cette règle, le catalogue de Sir William Herschel, qui est également le seul à contenir des comparaisons d'éclat et non pas des valeurs de magnitude. Cela amène à se demander si il n'aurait pas été protégé de cet effet de "mémoire" à cause de sa différence de notation. Ce travail ne clôt pas la question. Il se termine par la définition de nouvelles analyses à mettre en place : pour tirer des conclusions astrophysiques, il peut être utile de tester des traitements combinant l'analyse factorielle et l'analyse de Fourier. De tels traitements permettront de se débarasser de l'information de phase et d'effectuer des études de corrélation de périodes.

Depuis plus d'un siècle, la relation période-luminosité (P-L) des étoiles Céphéides est un échelon fondamentale de l'échelle des distances cosmologiques. Cependant, l'estimation des distances à partir de cette loi n'est précise qu'à ∼ 5 % et cette incertitude est principalement due à son étalonnage. L'amélioration de cet étalonnage nécessite une détermination précise (de manière indépendante de la relation P-L) de la distance des Céphéides proches. Jusqu'à récemment, les Céphéides étaient considérées comme dépourvues de matériel circumstellaire. En 2005, des observations interférométriques VLTI/VINCI et CHARA/FLUOR ont révélé l'existence d'enveloppe circumstellaire autour de certaines Céphéides. Ce ma- tériel environnant est particulièrement intéressant pour deux raisons : il pourrait avoir un impact sur l'estimation des distances et pourrait être lié à une perte de masse passée ou en cours. L'utilisation de la méthode de Baade-Wesselink classique pour la détermination indépendante des distance pourrait être significativement biaisée par la présence de ces enveloppes. Bien que leurs observations soient difficiles à cause du fort contraste entre la photosphère de l'étoile et l'enveloppe circumstellaire, plusieurs techniques d'observations ont le potentiel d'améliorer notre connaissance sur leurs propriétés physiques. Dans ce manuscrit, je discute en particulier des techniques de haute résolution angulaire que j'ai appliqué pour l'étude de plusieurs Céphéides Galactiques. Dans un premier temps j'ai utilisé des observations de la Céphéide RS Puppis en imagerie par optique adaptative avec NACO, couplée à un mode d'observation dit "cube", pour déduire le rapport de flux entre l'enveloppe et la photosphère de l'étoile dans deux bandes étroites centrées sur λ = 2.18 μm et λ = 1.64 μm. De plus grâce au mode cube, j'ai également pu effectuer une étude statistique du bruit de speckle me permettant d'étudier une éventuelle asymétrie. Dans un second temps, j'ai analysé des données VISIR pour étudier la distribution d'éner- gie spectrale d'un échantillon de Céphéides. Ces images, qui sont limitées par la diffraction, m'ont permis d'effectuer une photométrie précise dans la bande N et de mettre en évi- dence un excès infrarouge lié à la présence d'une composante circumstellaire. D'autre part en appliquant une analyse de Fourier j'ai montré que certaines de ces composantes sont résolues. J'ai ensuite exploré la bande K′ avec l'instrument de recombinaison FLUOR pour certaines Céphéides brillantes. Grâce à de nouvelles données sur l'étoile Y Oph, j'ai approfondi l'étude de son enveloppe circumstellaire. En utilisant un modèle d'étoile entourée d'une couronne sphérique, j'ai déterminé une taille angulaire de 4.54 ± 1.13 mas et une profondeur optique de 0.011 ± 0.006. Pour deux autres Céphéides, U Vul et S Sge, j'ai appliqué la méthode de Baade-Wesselink afin d'estimer une première mesure directe de leur distance. J'ai trouvé unedistanceded = 647 ± 45pcetd = 661 ± 57pc,respectivementpourUVuletSSge,ainsi qu'un rayon linéaire moyen R = 53.4 ± 3.7 R⊙ et R = 57.5 ± 4.9 R⊙ respectivement.