Ce travail est consacré à l'exploration expérimentale de la cinétique et de la spectroscopie haute température de gaz astrophysiques. Il s'appuie sur un nouveau prototype de réacteur couplé à une source haute température basée sur un barreau de graphite dont la porosité offre une surface d'échange très grande et permet de chauffer un écoulement gazeux jusqu'à environ 1800 K. La technique de Photolyse Laser Pulsé - Fluorescence Induite par Laser (PLP-LIF) a été adaptée pour mesurer la cinétique de réactions neutre-radical clés à haute température et d'intérêt pour la chimie des enveloppes circumstellaires des géantes rouges enrichies en carbone, caractérisées par des températures de surface comprises entre 1000 et 4000 K. La première partie de ce manuscrit s'attache à la conception et à la caractérisation du nouveau prototype expérimental, menées notamment à l'aide de simulations de dynamique des fluides. Puis, il présente les résultats de cinétiques des réactions du radical CN avec le propane (C3H8), propène (C3H6), propadiène (C3H4), 1,3-butadiène (1,3-C4H6), 1-butyne (1-C4H6) et l'ammoniac (NH3) sur une gamme de température allant de 300 à 1200 K. La dépendance en température des constantes globales de réaction a été ajustée sous une forme de type Arrhénius modifiée. La majorité de ces réactions sont rapides à haute température avec des constantes globales de réaction de l'ordre de 10-10 cm3molécule-1s-1. La troisième partie de ce manuscrit s'intéresse à la spectroscopie d'émission du méthane et de l'acétylène à haute température dont l'opacité dans l'infrarouge est nécessaire pour modéliser la structure thermique de l'atmosphère des étoiles évoluées carbonées. L'émission infrarouge produite à 3 microns pour le méthane et à 13,7 microns pour l'acétylène est analysée par un spectromètre à transformée de Fourier (Bruker IFS125HR), à la résolution Doppler et à des températures comprises entre 1000 et 1750 K. Un modèle de transfert radiatif a été développé afin de quantifier l'impact de l'autoabsorption sur la mesure des sections efficaces d'absorption extraites des spectres de rotation-vibration. Une procédure " à deux températures " a été développée pour accéder à l'énergie et au quantum rotationnel J de l'état inférieur des transitions. Cette détermination se heurte à des difficultés qui sont discutées.

Cette thèse s'inscrit dans le contexte de l'étude de l'auto-organisation des plasmas chauds magnétisés. Nous nous intéressons en particulier aux deux objets que sont les étoiles et les tokamaks. Nous les étudions à l'aide de simulations numériques en utilisant des codes premiers principes dans le contexte des phénomènes de turbulence, de transport et de confinement dans les plasmas. La première partie de cette thèse s'attache à donner une introduction sur les caractéristiques des plasmas des étoiles et des tokamaks, ainsi que sur les raisons qui nous ont poussé à les étudier conjointement. Puis, nous développons en deuxième partie des travaux appliqués aux étoiles. A l'aide de simulations numériques, nous étudions pour la première fois en géométrie sphérique et en 3D l'interaction des mouvements turbulents avec un champ magnétique interne dans le Soleil, dans la région de la tachocline qui agit comme une barrière de transport du moment cinétique. Nous montrons qu'un tel champ magnétique ne peut expliquer l'épaisseur de la tachocline que nous observons, et donnons des pistes de réflexion pour comprendre cette épaisseur. Nous explorons également dans cette partie les implications que l'environnement d'une étoile (en particulier le vent de l'étoile, et les planètes gravitant autour) peut avoir sur son organisation interne. Cette étude nous permet aussi d'étudier l'interaction des vents stellaires avec les magnétosphères planétaires qui agissent comme des barrières de transport pour la matière. Des travaux spécifiques aux tokamaks sont ensuite présentés dans une troisième partie. Nous y développons une étude numérique des mécanismes expérimentaux conduisant à la création de barrières de transport dans les tokamaks. Ces barrières de transport permettent l'accès à des régimes de fusion nucléaire performants. Pour la première fois, nous montrons théoriquement comment déclencher la formation de ces barrières dans des simulations turbulentes de codes premiers principes. Enfin, la dernière partie présente les résultats des réflexions communes issue de cette thèse fai- sant le pont entre deux communautés scientifiques. L'utilisation d'une méthode spectrale originale pour l'analyse de phénomènes multi-échelles y est exposée. Elle est successivement développée puis appliquée pour mettre en évidence les mécanismes de saturation de la dynamo stellaire et de l'instabilité du gradient de température ionique dans les tokamaks. Un modèle unique traitant de l'interaction entre la turbulence et les écoulements de grande échelle est ensuite développé à la fois dans le contexte de la tachocline solaire et dans celui des tokamaks, formalisant l'analogie qui existe entre les deux objets de notre étude.

L'eau (H2O) est une des molécules les plus abondantes du milieu interstellaire. En plus d'être un ingrédient nécessaire à l'apparition de la Vie, elle joue également un rôle important dans le processus de formation stellaire à travers le refroidissement du gaz chaud et contrôle aussi la chimie de nombreuses autres espèces, que ce soit en phase gazeuse ou à la surface des grains. Étudier sa forme deutérée HDO constitue un moyen unique, à travers l'estimation du rapport HDO/H2O, de contraindre les mécanismes de formation de l'eau ainsi que de mieux comprendre l'origine de l'eau des océans terrestres. Les résultats récents obtenus avec le satellite Herschel montrent en effet que le rapport HDO/H2O observé dans les comètes est similaire à celui mesuré dans les océans (~ 1.5 10-4), suggérant que l'eau pourrait avoir été apportée sur Terre par les comètes lors de grands bombardements (Hartogh et al. 2011). Dans cette thèse, je me suis intéressée à l'étude de l'eau deutérée durant les premières étapes de la formation stellaire, la phase de Classe 0, qui précèdent la formation du disque proto-planétaire menant à la naissance des planètes et des comètes. En modélisant avec un code 1D de transfert radiatif hors-Equilibre Thermodynamique Local les profils des nombreuses raies de HDO et H218O observées avec l'instrument HIFI (Heterodyne Instrument for Far-Infrared) de l'Observatoire Spatial Herschel et des télescopes terrestres (IRAM, JCMT), j'ai déterminé des rapports HDO/H2O de la proto-étoile de type solaire IRAS 16293-2422 de l'ordre de 2% dans le hot corino, la partie interne de l'enveloppe suffisamment chaude (T>100 K) pour que les molécules d'eau collées à la surface des grains désorbent en phase gazeuse, et de 0.5% dans l'enveloppe externe plus froide. Grâce à ce travail (Coutens et al. 2012), la présence en avant-plan d'une couche d'absorption riche en eau a été mise en évidence observationnellement pour la première fois. Elle pourrait être due à des processus de photo-désorption des molécules d'eau piégées dans les manteaux de glace des grains, en bordure de nuage moléculaire, par le champ interstellaire UV. Les estimations des rapports HDO/H2O ainsi que D2O/HDO dans cette source permettent de contraindre les conditions de formation de l'eau dans ce type d'objet et suggèrent notamment que l'eau se serait probablement formée avant l'effondrement gravitationnel du nuage. Cette étude a ensuite été étendue à d'autres proto-étoiles de type solaire NGC 333 IRAS4A et NGC1333 IRAS4B pour lesquelles j'ai estimé les abondances d'eau deutérée et constaté qu'une couche d'absorption étendue entourait également ces sources. Les rapports HDO/H2O élevés de la proto-étoile IRAS 16293-2422 suggèrent que des mécanismes nécessaires à la diminution de ces rapports isotopiques prennent place entre l'étape de Classe 0 et la formation des comètes. Il faudra néanmoins étudier un plus grand échantillon de proto-étoiles pour savoir si cette tendance est générale ou non. Les abondances de HDO obtenues dans les proto-étoiles NGC1333 IRAS4A et NGC1333 IRAS4B serviront donc à de prochaines estimations des rapports HDO/H2O. Enfin, je me suis également attachée à étudier l'eau deutérée dans des sources proto-stellaires beaucoup plus massives et plus lumineuses que les proto-étoiles de type solaire et présente ici le cas de la région HII ultra-compacte G34.26+0.15.

Les nuages magnétiques ("Magnetic Clouds ", MCs) sont assimilés à des structures helicoïdales à grande échelle interagissant avec le milieu interplanétaire au cours de leur propagation. McComas et al. (1988), suivi par Dasso et al. (2006), ont envisagé la reconnexion magnétique comme processus pouvant graduellement éroder la structure externe des éjections de masse coronale interplanétaires. Ce processus d'érosion est le sujet central de cette thèse. Tout d'abord, nous confirmons l'existence de l'érosion d'un nuage magnétique grâce à une étude multi-satellites combinant un ensemble de signatures clés. Après avoir déterminé l'orientation des axes du MC par différentes méthodes, nous estimons le taux de flux magnétique érodé en analysant les variations du flux magnétique azimutal du MC. Nous démontrons aussi la présence de signatures de reconnexion magnétique à la frontière avant du MC, tel qu'attendue. Finalement, nous étudions les caractéristiques de la distribution en angle d'attaque des électrons suprathermiques dans la région arrière du MC. Ces électrons indiquent des modifications topologiques à grande échelle, attendues du processus d'érosion. Dans une seconde partie, une analyse statistique de tous les nuages magnétiques observés au cours de la période 1995-2008 est réalisée dans le but de quantifier ce processus. Nous montrons que ce processus est récurrent : l'érosion est relevée à l'avant et à l'arrière dans les mêmes proportions. Cela est confirmé par l'étude statistique des jets de plasma aux frontières, qui démontre indépendamment la fréquence élevée du processus d'érosion. Dans une dernière partie, parce que le mécanisme d'érosion est susceptible de supprimer une partie de flux magnétique orienté vers le Sud d'un MC, à l'avant ou à l'arrière, nous étudions l'impact potentiel de l'érosion sur la géo-efficacité résultante, en utilisant un modèle de MC combiné à un modèle empirique de l'intensité du courant annulaire terrestre. Nous modélisons aussi l'évolution radiale de ce processus. Nous concluons que la majeure partie de l'érosion se produit à l'intérieur de l'orbite de Mercure.

Les disques de débris orbitant dans l'environnement des étoiles proches constituent un indicateur très important des propriétés des systèmes planétaires extra-solaires. Depuis l'espace et au sol, les moyens observationnels actuels permettent de déterminer dans divers domaines de longueurs d'ondes les propriétés spatiales de ces disques et celles des grains de poussières circumstellaires. Cette thèse aborde le sujet de la modélisation des disques de débris, à partir de données fournies par de multiples instruments, en premier lieu les télescopes spatiaux Hubble et Herschel, et les interféromètres infrarouges du VLTI, CHARA, et KIN. Mes premiers projets ont pris place dans le cadre de deux programmes-clés de l'Observatoire Spatial Herschel dédiés à l'étude des disques circumstellaires autour des étoiles proches. Au sein du projet GASPS, j'ai obtenu des observations spectro-photométriques de HD 181327, une jeune étoile (12[+8\-4] millions d'années, Ma) de type solaire entourée d'un anneau de débris massif de 90 unités astronomique (UA) de rayon vu aussi en lumière diffusée par le télescope spatial Hubble. La bonne détermination de la géométrie de l'anneau permet de se concentrer sur la modélisation de la distribution spectrale d'énergie, afin de mieux caractériser les propriétés des poussières. J'ai utilisé le code de transfert radiatif GRaTer et démontré que le système héberge une population de planétésimaux glacés, qui pourrait représenter une source d'eau et de volatils susceptible d'être libérée sur des planètes telluriques encore en formation. Je discute quelques résultats additionnels obtenus avec Herschel à propos de disques de débris jeunes, notamment HD 32297, et d'analogues faibles de la Ceinture de Kuiper. Les disques exo-zodiacaux (exozodis), analogues du nuage Zodiacal du Système Solaire, représentent une contrepartie chaude (ou tiède) aux disques de débris, résidant proche de la zone habitable (moins de quelques unités astronomiques) et encore mal connue. Ils sont révélés par leur émission proche et moyen infrarouge et peuvent être étudiés avec la précision et la résolution requises grace à l'interférométrie optique. Dans le cas de l'étoile β Pictoris (12[+8\-4] Ma), dont le disque est vu par la tranche, une fraction significative du disque externe diffuse de la lumière vers le champ de vue des interféromètres ; une composante interne chaude doit tout de même être invoquée pour justifier de l'excès mesuré dans l'infrarouge proche. En m'appuyant sur l'exemple de l'étoile Véga (440 ± 40 Ma), je présente la méthodologie employée et démontre que les exozodis chauds se caractérisent par une abondance de poussières sub-microniques, près de la distance de sublimation de l'étoile. D'un point de vue théorique, le mécanisme de production de ces petits grains non-liés est encore incompris. J'aborde plus en détails le cas du disque exozodiacal à deux composantes (chaude et tiède) de Fomalhaut (440 ± 40 Ma). Je développe une nouvelle méthode de calcul des distances de sublimation et recense les processus variés qui peuvent affecter un grain de poussière afin de fournir un cadre pour l'interprétation : l'exozodi chaud à ~0.1 - 0.2 UA serait la signature indirecte d'une ceinture d'astéroïdes située à ~2 UA à l'activité dynamique particulièrement intense. Finalement, je dresse un bilan des propriétés des disques de débris et de ce qu'ils peuvent nous apprendre quand on les compare au Système Solaire, et propose de futures directions de recherche pour explorer davantage les systèmes planétaires et leur dynamique.

Les supernovas gravitationnelles sont un sujet d'étude passionnant, aussi bien par la diversité et la richesse de la physique mise en jeu que par l'émerveillement que peut exercer l'apparition d'un nouvel objet brillant dans le ciel. Les supernovas incitent les chercheurs aussi bien que les profanes au rêve et à l'imagination. Cette thèse traite des simulations numériques des supernovas gravitationnelles, et en particulier du problème du transport des neutrinos. Les neutrinos jouent un rôle crucial dans le chauffage et le refroidissement de la matière, et donc dans l'explosion d'une supernova. Leur implémentation numérique est difficile, à cause des connaissances très détaillées nécessaires pour le traitement des interactions, mais surtout à cause de la très grande exigence en temps de calcul des équations à résoudre. Après une première partie sur le contexte physique dans lequel se trouvent les supernovas gravitationnelles actuellement, je fais le point sur leur traitement numérique, avec un accent sur les méthodes numériques présentes dans le code que j'ai utilisé tout au long de ma thèse, le code CoCoNuT. Pour le traitement des neutrinos, deux pistes sont proposées. La troisième partie de cette thèse propose de fortement simplifier le traitement des neutrinos. C'est ce qui est fait dans l'implémentation du schéma de fuite, que j'ai pu par la suite utiliser pour étudier la formation de trous noirs. Dans cette optique, je montre l'influence de l'ajout de particules exotiques (pions et hypérons) sur la formation du trou noir. La présence de pions ou d'hypérons déclenche l'effondrement plus vite que dans les simulations où leur présence n'est pas prise en compte. De plus, les hypérons présentent une transition de phase, intéressante à étudier, par exemple pour la contrepartie en ondes gravitationnelles. La deuxième piste proposée pour le traitement des neutrinos est la résolution de l'équation de Boltzmann en relativité générale. La dérivation de cette équation dans le cadre de la relativité générale, et plus précisément en formalisme 3+1, fait l'objet de la quatrième partie de cette thèse. Enfin, la cinquième partie de cette thèse introduit un nouveau code de résolution numérique de l'équation de Boltzmann. Je montre d'une part les méthodes utilisées, et d'autre part des tests numériques, qui valident le bon fonctionnement du code.

Un disque de débris autour d'une étoile de la séquence principale est composé de planétésimaux, reste de la formation des planètes selon la théorie core-accretion. Dans le Système solaire, il s'agit de la ceinture d'astéroïdes et de la ceinture de Kuiper. Autour des autres étoiles, les disques de débris sont observables s'ils sont assez massifs pour que les collisions entre planétésimaux produisent continûment assez de poussière détectable en émission thermique dans l'infrarouge lointain ou en lumière diffusée dans le visible. Dans cette thèse, nous étudions la purge (stripping), l'excitation dynamique, et la structuration d'un disque soumis à une interaction gravitationnelle avec une planète à l'intérieur du système, un compagnon stellaire dans un système binaire, et une étoile de passage dans l'environnement dense d'un amas ouvert pendant 100 millions d'années après la naissance de l'étoile. Nous avons abordé ces problèmes par la simulation de la dynamique d'un disque de planétésimaux dans ces différentes conditions. Enfin, nous avons mené une étude pour déterminer les caractéristiques de la population de disques de débris autour des étoiles de différents types stellaires à l'aide du modèle d'évolution collisionnelle standard, de nos résultats sur l'excitation dynamique des disques et des données des relevés Spitzer. Ainsi, nous montrons que la quasi-absence des disques de débris observée autour des étoiles de faibles masses de type stellaire M peut être expliquée par des planétésimaux au moins 10 fois plus petits en taille que ceux autour des étoiles de type solaire ou plus massives.

Cette thèse étudie l'origine et le fonctionnement du magnétisme et des processus dynamiques dans les étoiles de type solaire en se basant sur un travail théorique et sur des simulations numériques multidimensionelles. À partir de simulations à la fois 2D (code STELEM) et 3D (code ASH) nous étendons aux autres étoiles de types spectral G & K les travaux récents effectués sur le Soleil. Grâce à cette double approche nous sommes capables de mettre en évidence les mécanismes et paramètres clés pour expliquer le magnétisme et la rotation des étoiles. Le manuscrit est séparé en 4 parties. La première introduit le contexte et les notions clés de la dynamique des intérieurs stellaires, et en particulier, l'effet dynamo. On s'appuiera sur les connaissances détaillées que l'on a du Soleil, puis on les comparera aux autres étoiles pour distinguer ce qui lui est spécifique de ce qui est générique aux étoiles. La deuxième partie présente les résultats obtenus en utilisant le code 2D STELEM. Nous modélisons alors l'évolution du champ magnétique à grande échelle spatiale sur des temps de l'ordre de la période du cycle solaire (environ 11 ans) pour mieux comprendre l'effet dynamo qui lui a donné naissance. Nous montrons alors que les modèles solaires actuels ne sont pas en mesure de reproduire les observations lorsque l'on étend ce modèle à des étoiles en rotation rapide, sauf si l'on prend en compte le mécanisme de pompage turbulent, et sous des conditions précises. Puis, on a amélioré ces modèles cinématiques en incorporant l'effet Malkus Proctor qui prend en compte la rétroaction de la force de Lorentz sur la vitesse longitudinale. Nous montrons alors que l'on est capable de reproduire les oscillations torsionnelles solaires et de voir comment leurs caractéristiques évoluent avec le taux de rotation. La troisième partie se concentre sur les simulations numériques hautes performances 3D avec le code ASH. Contrairement au code précédent, ce dernier résoud l'intégralité des équations de la MHD. Nous avons étudié, d'abord hydrodynamiquement, comment la masse et la rotation influencent les propriétés de l'enveloppe convective, d'abord en la simulant de manière isolée, puis en prenant en compte le couplage avec la zone radiative sous jacente. Nous montrons que la dynamique est principalement régie par le nombre de Rossby et que ses caractéristiques deviennent opposées lorsque ce nombre devient supérieur à l'unité. Nous donnons également les lois d'échelles reliant les caractéristiques de l'écoulement (rotation différentielle, circulation méridienne etc.) en fonction de la masse et du taux de rotation. Enfin, la dernière partie se veut être une perspective générale du travail présenté précédemment. Nous développons des simulations 3D dans des étoiles en rotation rapide, prenant en compte le champ magnétique. Dans ces étoiles, le champ magnétique s'organise en rubans entrelacés concentrés à l'équateur et tire son énergie magnétique à la fois de l'énergie cinétique des mouvements convectifs mais aussi de la forte rotation différentielle. Enfin, nous évaluons comment l'utilisation conjointe de ces deux types de simulations (2D et 3D) peut être bénéfique.

La connaissance du flux UltraViolet (UV) solaire et de sa variabilité dans le temps est un problème clé aussi bien dans le domaine de l'aéronomie qu'en physique solaire. Alors que l'extrême UV, entre 10 et 121 nm, est important pour la caractérisation de l'ionosphère, l'UV entre 121 et 300 nm l'est tout autant pour les modélisations climatiques. La mesure continue de l'irradiance dans l'UV est cependant une tâche ardue. En effet, les instruments spatiaux étant dans un environnement hostile se dégradent rapidement. De nombreux modèles basés sur des indices solaires sont alors utilisées lorsque peu de données sont disponibles. Pourtant, l'utilisation de ces indices ne permet pas d'atteindre aujourd'hui une précision suffisante pour les différentes applications en météorologie de l'espace. Comme alternative, ce travail de thèse met en avant l'utilisation de bandes passantes pour reconstruire l'irradiance solaire dans l'UV. En utilisant des méthodes d'analyse statistique multivariée, ce travail met tout d'abord en évidence la forte cohérence de la variabilité spectrale de l'irradiance dans l'UV, ainsi que ses principales caractéristiques. Une première étape consiste à utiliser des bandes passantes existantes afin de tester la faisabilité de notre approche: le flux UV peut ainsi être reconstruit avec une erreur relative d'environ 20%, une bien meilleure performance qu'avec l'utilisation d'indices solaires. Ce travail propose ensuite plusieurs choix pour définir un futur instrument d'un genre nouveau. Afin de limiter les problèmes de dégradation liés à l'utilisation de filtres, les nouveaux détecteurs à matériaux à large bande interdite permettent de sélectionner la bande spectrale, notamment pour l'UV à partir de 120 nm. Enfin, une modélisation de l'impact du flux UV solaire sur l'atmosphère de Ganymède est exposée. Les émissions atmosphériques pour quelques espèces sont alors calculées, afin de proposer quelques recommandations pour les futures missions pour Jupiter.

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.