Le satellite spatial Kepler a détecté des oscillations de type solaire parmi plusieurs centaines d'étoiles, permettant la détermination de leurs propriétés physiques à l'aide de l’astérosismologie. Les modèles d'évolution stellaire et les lois d'échelle employés pour déterminer les paramètres tels que la masse, le rayon et l'âge nécessitent toutefois une calibration adaptée. Dans ce contexte, l'utilisation des systèmes binaires présentant des oscillations de type solaires pour les deux étoiles semble particulièrement appropriée. Au cours de cette thèse, nous avons procédé à un travail de détection de ces binaires sismiques parmi les données de Kepler ainsi qu'au développement des outils nécessaires à leur analyse. Bien que la découverte d'une nouvelle binaire sismique semblait très peu probable, nous avons pu rapporter pour la toute première fois la détection d'oscillations de type solaire associées aux deux étoiles les plus brillantes d'un système triple, à savoir HD 188753. À partir de la modélisation, nous avons déterminé des âges semblables pour les deux étoiles détectées en astérosismologie, comme attendu en raison de leur origine commune. Par ailleurs, nous avons entrepris la première analyse orbitale de ce système hiérarchique dans le but d'obtenir une estimation directe des masses et de la parallaxe. Finalement, l'exemple de HD 188753 illustre notre capacité à détecter et à modéliser chacune des étoiles d'un système binaire ou multiple tout en réalisant l'analyse orbitale de celui-ci. Les différents outils développés au cours de cette thèse seront intensivement utilisés dans le cadre des futures missions TESS et PLATO. / The Kepler space telescope detected solar-like oscillations in several hundreds of stars, providing a way to determine their physical properties using asteroseismology. However, the stellar evolutionary models and scaling relations employed to determine parameters such as the mass, the radius and the age require a proper calibration. In this context, the use of seismic binaries showing solar-like oscillations in both stars is especially suitable. During this thesis, we have worked towards the detection of such seismic binaries from the Kepler database and developed the necessary tools to study them. Although the discovery of a new seismic binary was very unlikely, we were able to report for the first time the detection of solar-like oscillations in the two brightest stars of a triple stellar system, namely HD 188753. Using stellar modelling, we found compatible ages for the two stars derived from asteroseismology, as expected from their common origin. In addition, we performed the first orbital analysis of this hierarchical system in order to derive a direct estimate of masses and parallax. Finally, the example of HD 188753 shows our capability to detect and model each of the stars of a binary or multiple system and to perform the orbital analysis of this one. The various tools developed during this thesis will be extensively used in the context of the future missions TESS and PLATO.

Les enveloppes circumstellaires autour des géantes rouges s'établissent pendant de longues périodes qui peuvent durer jusqu'à 10^6 ans. Elles peuvent donc être étendues (~1pc, peut-être plus) et nous avons besoin de différents traceurs complémentaires pour décrire leurs propriétés globales. Je présente dans cette étude un programme conçu pour examiner les propriétés de la matière dans les parties externes des enveloppes circumstellaires autour d'étoiles de la Branche Asymptotique des Géantes (AGB) et leur liaison avec les enveloppes internes. Je présenterai donc des observations HI à 21 cm ainsi que des observations des transitions rotationnelles de la molécule CO pour plusieurs types d'étoiles. Notre interprétation des profils HI observés est que le vent stellaire est freiné par le milieu interstellaire ambiant. Nous avons conçu un modèle sphérique pour tenter de prédire cette émission HI, et je discuterai ses résultats. Dans plusieurs cas, l'émission HI est allongée dans une direction compatible avec le mouvement propre de l'étoile, un phénomène qui est observé de plus en plus couramment et qui pourrait de même s'expliquer dans le cadre d'une interaction avec le milieu local.

Les fusions sont un évènement essentiel dans la formation des grandes structures de l'Univers; elles jouent un rôle important dans l'histoire de formation et l'évolution des galaxies. Outre une transformation morphologique, les fusions induisent d'importants sursauts de formation d'étoiles. Ces sursauts sont caractérisés par des Efficacités de Formation Stellaire (EFS) et des Taux de Formation Stellaire Spécifiques (TFSS), i.e., respectivement, des Taux de Formation Stellaire (TFS) par unité de masse gazeuse et des TFS par unité de masse stellaire, plus élevés que ceux des galaxies spirales. A toutes les époques cosmiques, les galaxies à sursaut de formation d'étoiles sont des systèmes particuliers, en dehors de la séquence définie par les galaxies spirales. Nous explorons l'origine du mode de formation stellaire par sursaut, à travers trois systèmes in interaction: Arp 245, Arp 105 et NGC 7252. Nous avons combiné des observations JVLA haute résolution de la raie à 21-cm, traçant le gaz Hi diffus, avec des observations GALEX dans l'UV, traçant les jeunes régions de formation d'étoiles. Nous sommes ainsi en mesure de sonder les conditions physiques locales du Milieu InterStellaire (MIS) pour des régions de formation d'étoiles indépendantes, et d'étudier la transformation du gaz atomique en gaz dense dans différents environnements. Le rapport SFR/HI apparaît bien plus élevé dans les régions centrales que dans les régions externes, indiquant une fraction de gaz dense plus élevée (ou une fraction de gaz HI moins élevée) dans les régions centrales. Dans les régions externes des systèmes, i.e., les queues de marées, où le gaz est dans une phase principalement atomique, nous observons des rapports SFR/ HI plus élevés que dans les environnements standards dominés par le HI, i.e., les régions externes des disques de spirales et les galaxies naines. Ainsi, notre analyse révèle que les régions externes de fusions sont caractérisées par des EFS élevées, par comparaison au mode de formation stellaire standard. Observer des fractions de gaz dense élevées dans les systèmes en interaction est en accord avec les prédictions des simulations numériques; ceci résulte d'une augmentation de la turbulence du gaz durant une fusion. La fusion affecte les propriétés de formation stellaire du système probablement à toutes les échelles, depuis les grandes échelles, avec une turbulence augmentant globalement, jusqu'aux petites échelles, avec des modifications possibles de la fonction de masse initiale. A partir d'une simulation numérique haute résolution d'une fusion majeure entre deux galaxies spirales, nous analysons les effets de l'interaction des galaxies sur les propriétés du MIS à l'échelle des amas stellaires. L'accroissement de la turbulence du gaz explique probablement la formation de Super Amas Stellaire dans le système. Notre étude de la relation SFR-HI dans les fusions de galaxies sera complétée par des données HI haute résolution pour d'autres systèmes, et poussée vers des échelles spatiales encore plus petites.

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.

La spectroscopie Doppler a conduit à la découverte de la plupart des 500 exoplanètes connues à ce jour. En améliorant la précision des mesures de vitesse radiale, on révèle différentes populations de planètes de masses et de rayons plus faibles et/ou plus éloignées de leur étoile. Cette thèse examine les différentes causes de variations des mesures de vitesse radiale de façon d'une part à améliorer la précision des mesures et d'autre part à détecter et caractériser des exoplanètes. Tout d'abord, je détermine et propose des corrections aux limitations instrumentales du spectrographe à haute-résolution SOPHIE; les effets en vitesse radiale pouvant provenir de la réduction des données comme du matériel (correcteurs de dispersion atmosphérique, stabilité de l'illumination du spectrographe). La variabilité des étoiles est aussi une source importante de bruit. Des indices spectroscopiques et des simulations sont étudiés dans une deuxième partie afin de repérer, caractériser puis soustraire les effets de l'activité stellaire photosphérique. Dans un troisième temps, je décris l'analyse des mesures de vitesse radiale qui a conduit à la détection de plusieurs planètes dans le cadre des programmes de recherche du Consortium SOPHIE. Les paramètres de ces systèmes sont discutés en regard de ceux des planètes connues ainsi que leurs apports pour les scénarios théoriques de formation et d'évolution des exoplanètes. La spectroscopie Doppler est aussi utilisée pour caractériser les planètes en transit. Dans une dernière partie, on aborde le suivi en vitesse radiale des détections par transit, la mesure de l'effet Rossiter-MacLaughlin et la recherche de composants atmosphériques.

L'observation du Soleil à haute résolution angulaire est d'une grande importance en astronomie. Dans ce contexte, je montre les effets de la turbulence optique sur les images solaires, notamment sur les mesures astrométrique du diamètre solaire en longue pose. Je propose, dans l'approximation des faibles perturbations, une modélisation des fluctuations d'angle d'arrivée locales chromatiques et polychromatiques qui a des retombées directes pour les observations diurnes de la turbulence optique. Afin d'extraire les fluctuations d'angle d'arrivée à partir des images courte pose du bord solaire, je propose une approche efficace et stable qui consiste en une intégration photométrique saturée avec test de l'anisoplanétisme local. Cette méthode améliore l'efficacité des méthodes précédentes. Elle a aussi des retombées sur la mesure du diamètre solaire en longue pose et la définition du diamètre photométrique. Une autre manière de mesurer les fluctuations d'angle d'arrivée de jour est de le faire dans le plan conjugué de la pupille. J'étudie cette approche avec sa validité et ses limites. Comme application directe on présente le concept d'un moniteur profileur de la turbulence optique basse altitude. Une autre partie importante de mon travail est la modélisation de la variation temporelle de la turbulence optique en introduisant le bouillonnement propre. Le modèle théorique que je propose est présenté avec des exemples liés à des techniques diverses de l'observation à haute résolution angulaire (interférométrie, optique adaptative...) en présence de turbulence optique.

Thèse numérisée par la Direction des bibliothèques de l'Université de Montréal.

Les nébuleuses planétaires (NP) sont le produit de l'évolution d'étoiles de masses intermédiaires après leur expansion sphérique à la fin de leurs vies. Il a été estimé observationnellement que 80 % des NP ont des formes non-sphériques. Une fraction si élevée est déroutante et a mobilisé la communauté de recherche sur les NP pendant plus de trente ans. Un scénario qui permettrait de justifier les formes observées serait que les étoiles progénitrices de noyaux de NP (NNP) ne sont pas simples, mais possèdent un compagnon. Les formes des nébuleuses seraient ainsi le résultat de l'interaction avec le compagnon. La fraction si élevée de NP non-sphériques impliquerait donc une fraction élevée de NNP binaires, faisant de la parité stellaire un canal de formation privilégié pour les NP. Après avoir présenté l'état de connaissance actuelle concernant la formation et la mise en forme des NP, je présente mes travaux visant à détecter un excès infrarouge qui serait la signature de la présence d'un compagnon orbitant le NNP. La première partie de ce projet consiste en l'analyse de données et photométrie acquises par moi-même. Dans la deuxième partie je présente une tentative d'utilisation de jeux de données d'archives : la campagne optique Sloan Digital Sky Survey Data Release 7 et la version étendue de la base de données assemblée par Frew (2008). Je présente aussi les résultats d'une analyse de vitesses radiales de spectres VLT/UVES pour 14 NNP dans le but de détecter des compagnons spectroscopiques. Finalement j'expose les détails d'une analyse de photométrie de données optiques dans le but de détecter des compagnons orbitant autour de NNP en utilisant la technique de variabilité photométrique. Le résultat principal de cette thèse réside dans les analyses d'excès infrarouge proche que je combine avec des données publiées précédemment. Je conclus que si la fraction détectée d'excès infrarouge proche est attribuée à la présence de compagnons stellaires, alors la fraction binaire de NNP est plus grande que celle attendue en se basant sur la population binaire de progéniteurs de la séquence principale et ainsi conclus que la multiplicité stellaire est un canal de formation privilégié pour la formation des NP. Je clos en soulignant la nécessité d'un échantillon d'étude d'environ 150 objets pour réduire l'incertitude sur la fraction binaire et appuyer les conclusions statistiques de ce résultat. / Planetary nebulae (PNe) are the products of the evolution of intermediate mass stars that have expanded spherically at the end of their lives. Observationally, it has been estimated that 80% of them have non-spherical shapes. Such a high fraction is puzzling and has occupied the PN community for more than 30 years. One scenario that would allow to justify the observed shapes is that a comparable fraction of the progenitors of central stars of PN (CSPN) are not single, but possess a companion. The shape of the nebulae would then be the result of an interaction with this companion. The high fraction of non-spherical PNe would thus imply a high fraction of binary CSPN, making binarity a preferred channel for PN formation. After presenting the current state of knowledge regarding PN formation and shaping and reviewing the diverse efforts to find binaries in PNe, I present my work to detect a near-infrared excess that would be the signature of the presence of cool companions. The first part of the project consists in the analysis of data and photometry acquired and conducted by myself. The second part details an attempt to make use of archived datasets: the Sloan Digital Sky Survey Data Release 7 optical survey and the extended database assembled by Frew (2008). I also present results from a radial velocity analysis of VLT/UVES spectra for 14 objects aiming to the detection of spectroscopic companions. Finally I give details of the analysis of optical photometry data from our observations associated to the detection of companions around CSPN using the photometric variability technique. The main result of this thesis is from the near-infrared excess studies which I combine with previously-published data. I conclude that the if the detected red and NIR flux excess is indicative of a stellar companion then the binary fraction is larger than what we may expect based on the main-sequence progenitor population binary fraction and therefore conclude that binarity is a preferential channel for the formation of PN. I finish by underlining the need for a sample size of ∼ 150 objects to decrease the uncertainty on the PN population binary fraction and increase the statistical significance of this result.

Depuis les tous premiers jours de l'ère spatiale, les satellites artificiels ont été considérés comme un outil pour la résolution de problèmes scientifiques et pratiques, notamment dans l'astronomie, l'observation de la Terre et les télécommunications. Traditionnellement, les gros satellites artificiels, avec une masse allant de plusieurs centaines de kilogrammes jusqu'à plusieurs tonnes, ont été utilisés pour ces besoins. Un élément clef pour permettre le succès de ces missions spatiales est un contrôle précis de l'attitude du satellite. Afin d'assurer la haute précision de pointage, un système de contrôle d'attitude et d'orbite (SCAO) repose sur les données fournies par un instrument optoélectronique appelé un senseur stellaire (ou Star Tracker, ST). L'utilisation des étoiles éloignées comme points de repère permet la détermination de l'attitude du satellite avec une précision de l'ordre de la seconde d'arc. Beaucoup de travaux sur la miniaturisation des sous-systèmes des satellites artificiels ont été entrepris au court des vingt dernières années. Cela a permis à l'industrie et aux passionnés de développer et construire des satellites de quelques kilogrammes pouvant accomplir de véritables missions spatiales. Centaines de ces satellites appelés « nano-satellites » sont lancé chaque année et certains parmi eux peut être considéré comme un replacement des gros satellites. Cependant, dû à de grosses contraintes de masse et de volume définis par les standards na no-satellites, tel que lU-3U CubeSat Design Specification, l'intégration de senseur stellaire dans ces nano-satellites n'était jusqu'à présent pas possible, limitant l'application de ces plateformes. Dans ce travail, senseur stellaire est considéré comme un système composé par un module caméra et un module de traitement d'image. les solutions possibles pour chaque module sont analysées séparément dans un contexte de miniaturisation de ST par modélisation et simulation. Elles sont ensuite évaluées ensemble comme les prototypes fonctionnels dans un installation hardware-in-the-loop (Hll). Cette recherche aborde plusieurs problèmes liés à la miniaturisation d'optique de caméra et du capteur d'image à pixel actif (active pixel sensor, APS), tels que la sensibilité réduite à la lumière des étoiles et l'incertitude de position des centroïdes à cause de la distorsions et l'aberrations chromatique d'optique miniaturisée. L'évaluation dans l'installation Hll se concentre autour des performances du module de traitement et plus particulièrement sur les performances du logiciel ST dans le mode d'opération « perdu dans l'espace» ("Iost-in-space", LIS). Une contribution originale de cette recherche est un algorithme de reconnaissance d'étoiles (StarID) nommé « RING-O » développé et breveté par l'auteur. Par rapport aux autres algorithmes existants, RING-O peut facilement être adapté et ajusté à différentes caméras et plateformes de traitement. Des implémentations logicielles d'algorithme ont été effectuées sur deux prototypes, l'un basé sur smartphone et l'autre basé sur une plateforme Xilinx Zynq, afin de réaliser une analyse des goulets et d'extraire les performances du système. Optimisé pour les plateformes multi-coeurs, RING-O garantit les délais d'acquisition initiale d'attitude comparable et souvent plus petits que les délais d'acquisition déclaré par les autres développeurs de senseur stellaires européens. / From the early days of the space age, satellites were considered as a solution for many scientific and practical tasks, notably astronomy, Earth observation and telecommunication. Traditionally and to the present day, mostly large satellites with a mass from several hundred kilograms to several tons are used for these purposes. The key success factor of such space missions is a fine control of satellite’s attitude. To ensure high pointing accuracy, satellite’s attitude determination and control subsystem (ADCS) relies on precise three-dimensional attitude data provided by an opto-electronic instrument called star tracker (ST). The use of stars as reference objects allows to determine the satellite’s attitude in real time with an arc-second precision.A significant work on miniaturization of satellite subsystems carried out in the past twenty years, allows us today to build a complete satellite with a mass of only a few kilograms. An increasing number of successful nano- and picosatellite missions demonstrates constantly improving capabilities of modern miniaturized satellite platforms. However, until recently, integration of a star tracker into a nanosatellite was not possible because of a large size of the device and relatively high power consumption, and that limited possible applications of the nanosatellites. In attempt to change the situation, in the last five years about a dozen of miniature star tracker prototypes, suitable for nanosatellite platforms, were proposed by various developers. Some were successfully tested in space, yet most prototypes, including the tiniest ones, are still at the development stage.A modern star tracker is a system, that can be represented as two modules, a digital camera module and a processing module. Use of a compact camera lens and a small-size image sensor allows to significantly reduce overall mass and size of the device, and at the same time, may cause significant image quality deterioration, due to increased distortion, uncompensated spherical and chromatic aberration, lower signal-to-noise ratio (SNR) and overall lower light sensitivity of the camera module. Thus, embedded software of the processing module, responsible for pre-processing, star identification and attitude calculation, should take into account the limitations imposed by the miniaturization of the camera module. At the same time, hardware architecture of the processing module should have the capacity to perform necessary correction of the digital image in real time, and to ensure stability and expected performance of the star identification and attitude calculation routines.The goal of hardware and software prototyping of a miniature star tracker system, carried out in this work, is to evaluate various design solutions, that could be brought into the camera or into the processing module, in order to help the miniaturization of the system. Another goal is to analyze the impact of every hardware and software component on the overall performance of a miniaturized star tracker system. Among the list of star tracker characteristics, the initial attitude estimation time and the attitude output rate became the focus of the research. Current work addresses possible performance bottlenecks, that may appear on any step of star tracker operation, from capturing starlight to calculation of components of the attitude quaternion, and proposes an original solution to speed-up the star identification routine.

Comprendre les variations de l’irradiance solaire, notamment dans le domaine UV, est essentiel pour les modèles climatiques. Les modèles d’irradiance sont précieux pour reconstruire l'irradiance solaire spectrale (SSI) en l'absence d'observations ou lorsque celles-ci manquent de stabilité. Cependant, ils font certaines hypothèses sur les structures solaires. Nous visons ici à contraindre ces hypothèses en caractérisant le contraste UV des structures solaires. Grâce aux données du satellite Solar Dynamic Observatory (SDO)entre 2010 et 2016, nous quantifions pour la première fois les contrastes dans l'UV. L'étude du contraste des structures solaires et de leur segmentation montre que des seuils photométriques sont nécessaires pour segmenter correctement les structures solaires, principalement en UV, en raison de la coexistence de structures sombres et brillantes pour la même valeur du champ magnétique. Certains pixels classés parmi le Soleil calme par le modèle SATIRE-S appartiennent en fait aux facules, mais ils sont trop peu nombreux pour avoir un impact sur les reconstructions de SSI. Nos résultats soulignent l'importance des observations multi-longueurs d'onde pour mieux contraindre l'identification des structures. Distinguer réseau et facule est essentiel pour reconstruire la SSI sur une longue période, et la prise en compte de la dépendance du contraste du réseau par rapport au champ magnétique améliore la reconstruction de la SSI. Enfin, nous ne trouvons aucun indice de variations du contraste durant le cycle solaire.Nous présentons aussi des résultats sur les corrélations entre les émissions Hα et Ca II des étoiles de type solaire. Nous montrons que l’hypothèse de Meunier et al., 2009 pour expliquer les anti-corrélations de certaines étoiles est confirmée par nos résultats. / Understanding solar irradiance variations,in particular in the ultraviolet wavelength range, is essential for climate modelling. Solar irradiance models are precious for reconstructing the spectral solar irradiance (SSI) in the absence of observations or when they lack stability. However, they come with their assumptions. Here we aim here to constrain these in the UV by characterising the contrast of solar magnetic features in the UV.From solar images taken by the Solar Dynamic Observatory (SDO) between 2010 and 2016, we quantify UV contrasts the first time. The study of the contrast of the solar structures and their segmentation shows that photometric thresholds are necessary to properly segment solar structures, mainly in the UV, because of the coexistence of both dark and bright structures for the same value of the magnetic field. Some pixels that are classified as quiet-Sun by the SATIRE-S model actually belong to faculae, but they are too few to have a significant impact on SSI reconstructions. Our results highlight the importance of multi-wavelength observations for better constraining the identification of structures. Distinguishing network and faculae is essential for such reconstructions over a long period, and using a network with magnetically variable contrast improves SSI reconstruction, Finally, we find no evidence of contrast variations during the solar cycle.We also present results on the correlations between Hα and Ca II emissions of Sun-like stars. We show that the hypothesis of Meunier et al., 2009 to explain the anti-correlations of certain stars corresponds to our observations.