L’astérosismologie consiste à sonder les intérieurs stellaires en détectant les ondes sismiques qui s’y propagent. Les géantes rouges, des étoiles évoluées peu massives dont l’hydrogène du cœur est épuisé, sont des pulsateurs de type solaire présentant des modes mixtes qui nous permettent d’accéder directement aux propriétés physiques de leur cœur. Les mesures sismiques disponibles indiquent qu’un ou plusieurs mécanismes physiques encore mal compris contrebalancent l’accélération de la rotation du cœur sous l’effet de sa contraction, en transportant du moment cinétique. La majeure partie de cette thèse a été consacrée au développement d’une méthode permettant une mesure aussi automatisée que possible de la rotation moyenne du cœur des étoiles de la branche des géantes rouges observées par le satellite Kepler (NASA). Les mesures obtenues pour environ 900 étoiles mettent en évidence que la rotation du cœur est à peu près constante le long de la branche des géantes rouges,avec des valeurs indépendantes de la masse des étoiles. Le deuxième volet de cette thèse est consacré à l’interprétation de ces résultats basée sur la modélisation stellaire. L’enjeu consiste à utiliser les mesures à grande échelle obtenues durant la première partie pour caractériser la quantité de moment cinétique qui doit être extraite localement de chaque région du cœur, à différents instants sur la branche des géantes rouges, pour différentes masses stellaires. / Asteroseismology consists in probing stellar interiors through the detection of seismic waves. Red giants are evolved low-mass stars that have exhausted hydrogen in their core. These stars are solar-type pulsators presenting mixed modes that allow us to have a direct access to the physical properties of their core. The available seismic measurements indicate that one or several mechanisms that remain poorly understood counterbalance the acceleration ofthe core rotation, resulting from its contraction, by transporting angularmomentum. The greatest part of this PhD thesis was devoted to the development of a method allowing a measurement as automated as possible of the mean core rotation of stars on the red giant branch that were observed by the Kepler satellite (NASA). The measurements that were derived for almost 900 stars highlight that the core rotation is almost constant along the red giant branch, with values largely independent of the stellar mass. The second part of this PhD thesis is devoted to the interpretation of these results based on stellar modelling. The challenge consists in using the large-scale measurements obtainedin the first part to characterise the quantity of angular momentum that has to be extracted from each layer of the core, at different timesteps on the red giant branch, for different stellar masses.

Le double sarcophage de Mésehti, nomarque d’Assiout et grand prêtre d’Anubis et d’Oupouaout, est conservé au Musée du Caire. Sur l’extérieur des couvercles et des parois sont inscrits des textes religieux et funéraires peu habituels et pour partie dérivés des Textes des Pyramides (Livre de Nout). Seul le sarcophage intérieur porte un décor figuré à l’intérieur. Le couvercle du sarcophage intérieur est décoré d’une horloge stellaire diagonale (HSD) associée à deux registres de TS. Mais ces deux sarcophages servent surtout de support à une grande quantité de Textes des Sarcophages. Dans ce corpus, on constate la répétition d’un grand nombre de chapitres, sur une même paroi par le phénomène d’emboîtement et sur des parois différentes par l’association en séries ou séquences. Le choix des textes et de leur enchaînement répond à un souci d’établir un discours relatif au devenir au défunt dans l’au-delà. L’organisation spatiale par le choix des parois et la répétition de certains TS y est subtile et performative. La répétition des TS met en évidence une adaptation des textes à la paroi support et au contexte du discours. À cette mise en espace, à cet aspect discursif, est associée une insertion dans le temps par la présence de l’HSD et par l’établissement d’un cycle de lecture des parois des deux sarcophages. Cette étude de l’organisation du décor et des textes est complétée par une analyse de certains thèmes choisis. / Mesehti was nomarch from Assiut and Great Priest of Anubis and Wepwawet during the Middle Kingdom. His two coffins are now preserved in Cairo Museum. The outer decoration is unusual and inspired by Pyramid Texts (Book of Nut). Only the inner coffin is decorated. We find a Diagonal Star Clock under the lid of this coffin. But, for the most, many spells of Coffin Texts are inscribed inside the two coffins. Many of these spells are repeated on one side with the “setting phenomenon” and on different sides in so called series and sequences. The choice of the spells, their connections and their positions on selected sides and lids demonstrate the discourse about the deceased in the beyond. We find a subtle organization of these CT in the oriented space of the two coffins and in the cycles of time.

Mon travail de thèse est centré sur la compréhension des propriétés d'émission des gros grains de poussières dans le domaine submillimétrique et du couplage de ces grains avec le gaz interstellaire dans les régions froides et denses. Des observations astrophysiques marquantes (PRONAOS, FIRAS) révèlent que les grains possèdent à grande longueur d'onde des propriétés d'émission inattendues qui ne peuvent pas être comprises par la seule considération des modèles usuels. Pour expliquer ces propriétés, nous avons proposé un modèle original d'émission des grains, basé sur les propriétés physiques intrinsèques des solides amorphes. Ce modèle permet de rendre compte de l'anticorrélation existant entre la température d'équilibre des gros grains T et leur indice spectral d'émissivité Β, déduite des mesures PRONAOS (Dupac et al. 2003) mais également de l'excès submillimétrique observé par FIRAS. Il permet ainsi d'interpréter deux faits observationnels distincts qui n'avaient jamais été expliqués de manière simultanée et définit ainsi le canevas d'un futur modèle de grains. Pour avoir une meilleure compréhension des propriétés d'émission/absorption des grains, j'ai complété ce travail théorique par des expériences en laboratoire sur les propriétés d'absorption de différents types de silicates amorphes, à basse température et grande longueur d'onde. Pour la première fois, nous avons analysé nos spectres d'absorption en distinguant deux domaines fréquentiels (500Μm-1mm et 100Μm-200Μm) dans lesquels l'absorption présente une dépendance fréquentielle différente. Pour des longueurs d'onde comprises entre 500Μm et 1mm, l'indice spectral Β présente une anti-corrélation marquée avec la température, d'allure similaire à celle mesurée par le ballon PRONAOS. Cette variation de l'absorption pourrait être expliquée par la présence de défauts (groupements OH ou ions modifiant le réseau). Dans les environnements froids et denses, les propriétés d'émission des grains sont modifiées notamment par les processus d'agglomération des grains entre eux, processus favorisés par la présence de manteaux de glace. Dans ce cadre il apparaissait intéressant de relier les modifications des propriétés d'émission des grains à celles du gaz. Le traitement et l'analyse de données moléculaires CO et N2H+ en direction d'un filament de la constellation du Taureau nous a permis de démontrer que le processus d'agglomération des grains entre eux n'était pas initié par la présence de manteaux de glace de CO mais plus probablement par celle de manteaux de glace de H2O. Enfin, nous avons confirmé les résultats de SWAS sur la sous-abondance de l'eau en phase gazeuse dans les environnements froids et denses en étudiant, en direction d'un nuage sombre (Cha-MMS1), la raie d'émission submillimétrique de l'eau dans sa transition fondamentale avec le satellite ODIN.

Les étoiles de la branche asymptotique (AGBS) sont surtout connues pour deux faits historiques: - le "mystère des éléments s": riches en neutrons et possédant une durée de vie inférieure à celle des AGBS, ces éléments sont néanmoins présents dans les enveloppes de ces étoiles. De plus, les abondances de ces éléments "s" sont mal reproduites par les modèles existants. - le "mystère des étoiles carbonées": ces étoiles, dont les abondances vérifient C/O>1, sont majoritairement de faible luminosité. C'est un drainage (DUP) qui permet aux AGBS de devenir carbonées: l'enveloppe convective (CE) descend là où brûle 1H et prélève du Carbone, produit plus bas par la combustion de 4He et amené là par des languettes convectives récurrentes, les pulses thermiques. Or, les profondeurs des DUP modélisés pour des AGBS de faibles masses n'expliquent la forte proportion de Carbone observée. Ces deux mystères conduisent à identifier deux paramètres majeurs de l'évolution des abondances: la perte de masse et le DUP. Le premier contrôle la fin de la phase AGB et la température à la base de la CE, à masse stellaire fixée. Le deuxième maîtrise l'apport de protons entre les couches de 1H et de 4He et la modification des abondances de surface. Et c'est de la physique non standard qui est sous-jacente à ces paramètres: couplage gaz-poussière, pulsations, ondes de chocs, dégénérescence, convection avec gradient de composition, mélange non standard (non thermiquement induit)... Plusieurs études ayant été faites, tant sur les mécanismes de production que sur le paramétrage de la perte de masse, ce travail est centré sur l'influence du traitement du DUP sur la nucléosynthèse des AGBS de masses intermédiaires. La nucléosynthèse étant connue grâce à une coopération étroite entre méthodes observationnelles et théoriques, cette thèse a été menée sur les deux fronts. Cela rend possible "l'éclairage" de chacune des méthodes par les forces et les faiblesses de l'autre et donc de mieux évaluer la fiabilité d'une mesure réalisée sur Terre lorsqu'on veut l'interpréter en terme d'abondances au centre de l'étoile. La partie observationnelle de ce travail est focalisée sur l'amélioration de la précision de rapports isotopiques délicats à interpréter dans des enveloppes particulières: rapports d'éléments lourds de sources brillantes ou rapports des CNO dans des sources présentant des anomalies d'abondances. L'interprétation des observations a requis deux modélisations avancées dont l'une, faisant partie intégrante de cette thèse, porte sur l'émission de l'enveloppe, et l'autre, portant sur le processus "s", a fait l'objet d'une collaboration. Dans le domaine théorique, le code d'évolution stellaire de Grenoble a été optimisé pour les AGBS afin d'étudier l'influence de la modélisation physique et du traitement numérique du DUP sur la nucléosynthèse. Le cœur de la modélisation d'une étoile, l'équation d'état (EOS), a été réécrite et une grande partie du traitement numérique du code a été revue. La physique du mélange non standard a été incorporée et "l'arsenal" numérique nécessaire à la mise en œuvre de cette physique a fait l'objet d'une collaboration. Ce travail a permis la précision des caractéristiques d'enveloppes d'étoiles J (riches en 13C), la détermination de 35Cl / 37Cl dans IRC+10216 et la production d'outils de calcul performants pour les étoiles (même de faibles masses) et leurs enveloppes moléculaires. Mais il a surtout montré que l'incorporation de mélange non standard permet à la fois d'augmenter la profondeur du DUP et de produire une poche de 13C propice au processus "s". Ce fait, ajouté aux difficultés pour concilier les résultats d'observations des étoiles J avec les modèles, tend à réorienter le futur des modèles d'AGBS. Il faudrait disposer de modèle d'AGBS plus généraux, notamment pour les faibles masses, cohérents avec la physique et le numérique de la phase évolutive qui les précède, elle qui est naturellement modélisée avec du mélange non standard. En prime, les changements effectués dans le code et notamment l'élaboration d'une nouvelle EOS, ont permis de modéliser le flash de l'Helium et de produire des tracés d'étoiles pré séquence principale (PMS) jusqu'à 0.1 masse solaire concurrençant les codes les plus spécialisés.

Les fibres optiques monomodes apportent une solution au filtrage spatial des défauts du front d'onde et à l'étalonnage des visibilités en interférométrie stellaire. L'instrument de recombinaison FLUOR (Fiber Linked Unit for Optical Recombination), installé sur l'interféromètre IOTA en Arizona, est fondé sur ce principe. De grands interféromètres au sol actuellement en projet utiliseront des fibres optiques monomodes et des systèmes d'Optique Adaptative afin de garantir de meilleures précisions et une meilleure sensibilité. L'interfaçage de ces systèmes d'Optique Adaptative avec des fibres optiques a été étudié. Des lois analytiques de dimensionnement et de prédiction des performances ont été dérivées et confirmées par des simulations numériques. Une comparaison qualitative entre le filtrage spatial opéré par une fibre monomode et celui opéré par un trou permet de conclure sur la supériorité de la première méthode dans le cadre d'une utilisation interférométrique. Des limitations en cadence d'acquisition réduisaient les possibilités de l'instrument FLUOR. Un système de balayage rapide de la différence de marche a été implanté afin de mieux échantillonner la fonction de transfert et de diminuer l'erreur statistique sur l'estimation des visibilités. En parallèle à ces améliorations techniques, la version antérieure de l'instrument a été utilisée pour des observations scientifiques. Des campagnes de mesures ont été menées sur des étoiles pulsantes. Les visibilités sont estimées avec une précision meilleure que le pourcent et permettent une comparaison aux modèles théoriques représentant ces objets.

La présence de champs magnétiques est connue dans de nombreux types d'étoiles, des étoiles entièrement convectives aux étoiles les plus massives, dont les couches externes sont radiatives. Dans le cas des étoiles de type solaire, le champ magnétique à grande échelle est généré continuellement par l'intermédiaire d'une dynamo mettant en œuvre l'action combinée de la convection et de la rotation dans l'enveloppe convective. Cependant, malgré l'amélioration continue des modèles de dynamo et l'extrême précision des observations solaires, certains mécanismes physiques impliqués dans la génération du champ magnétique sont encore sujets à discussion. Depuis quelques années, l'augmentation spectaculaire des performances des spectropolarimètres stellaires a rendu possible la détection de champs magnétiques d'étoiles froides exhibant des niveaux d'activité faibles, semblables à celui du Soleil. Le but de cette thèse est d'exploiter des observations spectropolarimétriques afin d'apporter des informations nouvelles sur la dynamo des étoiles de type solaire, en déterminant comment les paramètres magnétiques de ces étoiles dépendent des paramètres stellaires fondamentaux, en particulier la masse et la période de rotation. L'échantillon étudié au cours de ce travail comporte une vingtaine d'étoiles de la séquence principale ayant des masses comprises entre 0.6 et 1.4 masse solaire et des périodes de rotation entre 3.4 et 43 jours. Les observations ont débuté en 2007. L'analyse des données spectropolarimétriques a permis de déterminer leur topologie magnétique à grande échelle grâce à la technique d'imagerie Zeeman-Doppler. Ont également été étudiés d'autres traceurs du champ magnétique sensibles à une plus large gamme d'échelles spatiales, tels que l'émission chromosphérique, l'asymétrie des raies spectrales et l'élargissement Zeeman des raies. La variabilité du champ magnétique à petite et grande échelle a ainsi été mise en évidence sur des périodes temporelles variant de la période de rotation des étoiles à plusieurs années. De multiples renversements de polarité et des cycles magnétiques plus courts que le cycle solaire ont également été identifiés pour plusieurs cibles en rotation rapide. La période de rotation des étoiles semble être un paramètre fondamental pour l'apparition de cycles rapides, ces derniers n'ayant été observés que dans le cas de périodes de rotation courtes.

Cette thèse s'inscrit dans le contexte général des propriétés radiatives de la matière à haute densité d'énergie (>1011 J/cm3). Les densités d'énergie de la MHDE font qu'une partie importante des échanges d'énergie passe par l'interaction rayonnement-matière. Mes études portent sur l'opacité spectrale, un paramètre fondamental pour la modélisation des intérieurs stellaires et qui constitue aussi une observable propice aux tests expérimentaux des descriptions théoriques de la physique des plasmas chauds et denses. Mes travaux de thèse sont centrés sur l'étude expérimentale des opacités de plasmas à l'équilibre thermodynamique local pour des températures de quelques dizaines d'eV (soit quelques 100 000 K) et quelques mg/cm3 en densité. Les plasmas sont obtenus dans des conditions aussi homogènes que possible en utilisant le chauffage radiatif d'une cavité irradiée par laser de haute énergie, 100-300 J. Ainsi, nous avons pu mettre à profit pour ce type de mesure la configuration utilisant des lasers nanoseconde et picoseconde du LULI (Laboratoire pour l'Utilisation des Lasers Intenses) pour réaliser le chauffage d'une part et la mesure sur un temps bref d'autre part de la transmission des plasmas, l'utilisation d'impulsions courtes constituant une première pour ce type d'expériences. Dans le domaine des X de l'ordre du keV, les transitions absorbantes 2p−3d ou 3d−4f d'éléments de numéro atomique moyen ou élevé ont été sondées. Elles font apparaitre des structures d'absorption dont la forme résulte principalement de la compétition entre l'éclatement spin-orbite et les effets d'élargissement statistiques. Il a été montré que cette compétition dépendait fortement du numéro atomique Z. Ainsi à paramètres plasma proches nous avons exploré l'opacité des éléments fer, nickel, cuivre et germanium (Z autour de 30) dans une première série de mesures puis celle du baryum, samarium et du gadolinium, dans une seconde expérience (Z autour de 60). L'astrophysique stellaire nécessite aussi de mesurer précisément, et de manière bien caractérisée, les opacités du groupe du fer (Cr, Fe, Ni et Cu) dans le domaine des XUV (50 − 200 eV). Ces opacités sont à l'origine de l'excitation dans les enveloppes radiatives des étoiles pulsantes massives de type spectral B pour une température de l'ordre de 200 000 K. Dans ces conditions, les moyennes de Rosseland présentent des différences nettes entre les calculs utilisés par la communauté astrophysique et ne permettent pas d'interpréter les oscillations et l'ensemble des fréquences observées de manière univoque. Pour permettre des comparaisons avec divers calculs spectraux, j'ai participé à la mise en place d'un nouveau schéma expérimental à deux cavités dont le but était d'améliorer l'homogénéité du chauffage des échantillons. Je montrerai enfin l'analyse des paramètres plasmas pour ce type de schéma. J'ai en particulier analysé le cas du nickel dont la transmission a été mesurée pour la première fois dans cette gamme spectrale. Dans chaque cas je présenterai l'analyse des résultats obtenus.

L'objectif de cette thèse est d'obtenir des contraintes observationnelles du mécanisme d'éjection dans des étoiles jeunes de type T Tauri, analogues au jeune soleil, à partir d'observations en spectro-imagerie optique et infrarouge proche couplées à l'optique adaptative, obtenues avec les instruments OASIS/CFHT et SINFONI/VLT. La combinaison unique de résolution spectrale et spatiale offerte par cette instrumentation permet de caractériser la morphologie, la dynamique et les conditions d'excitation dans les régions de lancement des jets et de mener une comparaison aux modèles d'éjection. Une première étude est conduite sur le jet de l'étoile jeune de masse intermédiaire RY Tauri , suspectée binaire, visant à quantifier l'effet de la multiplicité et de la masse de l'étoile centrale sur les propriétés du jet. Je montre que les caractéristiques du jet (collimation, vitesse teminale, efficacité d'éjection) sont similaires à celles de jets issus d'étoiles de plus faible masse, suggérant un mécanisme de lancement peu dépendant de la masse stellaire. Par ailleurs mes observations remettent en cause la binarité de RY Tauri. Une deuxième étude menée dans l'infrarouge proche sur le jet de l'étoile DG Tauri a pour but de clarifier l'origine de l'émission moléculaire H2. Je mets en évidence l'existence d'une cavité moléculaire lente en expansion dont les propriétés sont compatibles avec les prédictions des modèles de vent de disque magnéto-hydrodynamique. Toutefois, l'origine dans une région de photo-dissociation associée à un vent photo-evaporé ne peut être exclue. Je discute de l'implication de ces résultats pour les modèles d'éjection.

L'astrophysique nucléaire est la discipline scientifique qui étudie la production d'énergie et la synthèse des éléments (nucléosynthèse) dans les étoiles. Les réactions nucléaires entre des noyaux légers (A < 20-30) et des protons ou des particules alpha jouent un rôle fondamental. Elles produisent les éléments lourds à partir des éléments plus légers et permettent à l'étoile de dégager de l'énergie. Cette production d'énergie et des éléments explique à son tour la structure et l'évolution des étoiles et, donc de l'Univers. Quels que soient les processus considérés (nucléosynthèse primordiale, stellaire ou explosive) le calcul des abondances des éléments dans les étoiles requiert la connaissance de nombreuses sections efficaces de réactions nucléaires [B2FH57]. Les réactions nucléaires sous-coulombiennes entre noyaux légers interviennent au cœur des étoiles lors des phases de combustion de l'hydrogène et de l'hélium en équilibre hydrostatique. Dans des processus à température plus élevée (novae, supernovae, sursauts X) les éléments radioactifs sont largement impliqués dans le réseau de réactions, ce qui, d'autre part, amène des problèmes spécifiques aux expérimentateurs [Bla06]. Ma dissertation est une récapitulation des travaux expérimentaux et théoriques en astrophysique nucléaire que j'ai réalisés de janvier 1993 à janvier 2006 (cette thèse ne présente pas mes autres travaux en physique nucléaire, principalement sur la structure et les interactions des noyaux exotiques, voir par exemple [Ang03a, Raa04, Cas06]). Je présente quelques méthodes expérimentales en astrophysique nucléaire et je discute brièvement certains problèmes techniques liés aux mesures des sections efficaces très petites, et en particulier, au caractère spécifique de certains appareils (accélérateurs, spectromètres, etc.). Un premier exemple se rapporte à la mise au point de l'accélérateur de protons de 250 kV construit au CSNSM à Orsay (France) dont j'ai été responsable de la calibration [Bog94]. Ensuite, je présente les tests du spectromètre de recul ARES [Cou03] construit au Centre de Recherches du Cyclotron et l'étude d'une réaction d'intérêt astrophysique avec le premier faisceau radioactif produit par le cyclotron CYCLONE44 [Cou04]. Je discute également d'une manière générale les mesures de sections efficaces de réactions nucléaires par des méthodes directes et indirectes. Pour les méthodes directes, je me suis intéressée plus particulièrement aux mesures avec des faisceaux de protons très intenses (accélérateur de 100 kV au DTL-Bochum), ainsi qu'aux expériences avec des éléments radioactifs -cibles ou faisceaux- (CSNSM, Orsay et cyclotrons de Louvain-la-Neuve). Dans ce contexte, je présente plusieurs cas de réactions d'intérêt en astrophysique comme, par exemple, 9Be(p,gamma)10B [Zah95] (nucléosynthèse stellaire), 7Be(p,gamma)8B [Ham98, Ham01] (liée au problème du neutrino solaire), 7Be(p,p)7Be [Ang03b] (liée à la réaction 7Be(p,?)8B), 18F(p,alpha)15O [Ser03] (nucléosynthèse explosive dans les novae), 7Be(d,p)2alpha [Ang05a] (nucléosynthèse du Big Bang). Quand une mesure directe est très difficile à réaliser, il existe des méthodes indirectes comme, par exemple, les réactions de transfert. Elles sont utiles, entre autres, dans l'étude des largeurs alpha des états d'importance astrophysique de certains noyaux. Je discute les cas du 19F (nucléosynthèse du fluor) étudié par la réaction 15N(7Li,t)19F [Oli95] et du 19Ne (nucléosynthèse dans les novae) étudié avec 18F(d,p)19F [Ser03]. Un traitement théorique rigoureux de la dépendance en énergie des sections efficaces est nécessaire pour extrapoler ces dernières aux énergies caractéristiques des processus astrophysiques, à partir des sections efficaces expérimentales (prises à des énergies plus élevées). Un des effets dont il faut tenir compte pour ces extrapolations est l'effet d'écrantage électronique en laboratoire [Ass87] qui devient important à des énergies très basses (< 10-20 keV). Parmi les différents modèles théoriques généralement appliqués aux réactions d'intérêt astrophysique, je me suis spécialement intéressée à la méthode de la matrice R [Lan58]. Cette approche contient des paramètres ajustables sur les sections efficaces disponibles, et les valeurs des sections efficaces aux énergies stellaires sont obtenues par extrapolation. Je présente l'étude de l'écrantage électronique de réactions non-résonnantes en appliquant le modèle de la matrice R [Ang98]. Je montre également son application à deux réactions de capture radiative importantes en astrophysique, 12C(alpha,gamma)16O [Ang00] et 14N(p,gamma)15O [Ang01]. L'analyse de la réaction 14N(p,gamma)15O est discutée en détails [For04, Run04, Ang05b]. Elle joue un rôle important dans la détermination de l'âge des amas globulaires, donc dans la détermination de l'âge de l'Univers [Deg04], et dans la nucléosynthèse dans des étoiles géantes rouges [Her06]. Finalement, je discute l'importance des bases de données pour l'astrophysique nucléaire, et en particulier, des compilations de taux de réactions. Je présente la compilation de taux de réactions la plus récente [Ang99], que j'ai coordonnée pendant mon séjour à l'Université Libre de Bruxelles (1995-1998) dans le cadre d'une collaboration entre 10 laboratoires européens (cette publication a actuellement plus de 350 citations à la date de mai 2006). Je présente aussi une compilation des réactions les plus importantes impliquées dans la nucléosynthèse du Big Bang [Des04] et une évaluation de l'effet des nouveaux taux de réactions sur la valeur de la densité baryonique de l'univers [Coc04]. Les conclusions situent ces travaux dans leur contexte actuel.

Alors que les oscillations solaires n'ont pas fini de nous révéler tous leurs secrets, des oscillations acoustiques analogues sont détectées dans un nombre croissant d'étoiles. Comme sur le Soleil, ces oscillations (dite de type solaire) sont amorties par des mécanismes complexes et encore mal connus et excitées par la turbulence dans l'enveloppe convective supérieure des étoiles. Grâce à la qualité photométrique exceptionnelle des missions spatiales CoRoT (CNES) et Kepler(NASA) ainsi qu'à la continuité long terme des observations qu'elles fournissent, on mesure maintenant précisément fréquences, amplitudes et durées de vie de ces oscillations dans une variété d'étoiles dotées de caractéristiques diverses concernant leur stade évolutif, paramètres fondamentaux, composition chimique, champ magnétique, rotation ... etc. Plus que ne le fait la mesure de leurs fréquences, la mesure des amplitudes et durées vies des modes de type solaire nous fournit des contraintes sur les propriétés statiques et dynamiques de la convection, sur la physique des modes et enfin sur la stratification en surface des étoiles. Le jeux conséquent d'étoiles pulsantes détectées par CoRoT et Kepler nous révéle aussi que les amplitudes et durées de ces oscillations varient d'une étoile à l'autre selon des lois d'échelles caractéristiques qui dépendent d'un nombre restreint de paramètres stellaires (masse, luminosité, température effective ... etc). Ce mémoire de thèse résume les travaux que j'ai menés dans ce contexte depuis plus de dix ans en collaboration avec mes collègues et avec les étudiants que j'ai encadré. Ces travaux ont cherché à comprendre et mieux modéliser les amplitudes des oscillations excitées par la convection turbulente, notamment les lois d'échelles observées. Ce faisant, ils ont visé à établir des diagnostics sur les propriétés statiques et dynamiques des régions convectives, avec pour objectif à plus long terme d'améliorer la modélisation des processus de transport convectif dans les intérieurs stellaires.