La formation planétaire a lieu dans les disques constitués de gaz et de poussières entourant les étoiles jeunes. Les propriétés de ces disques protoplanétaires sont mal contraintes par les observations actuelles, cependant leur observation dans le domaine millimétrique nous apporte des informations sur la composition du gaz et de la poussière les constituant. La chimie des disques est dominée par les processus de photo-dissociation dans les couches supérieures chaudes soumises au rayonnement ultraviolet (stellaire et interstellaire) et par la condensation des molécules sur les grains dans le plan des disques. Au cours de cette thèse, j'ai étudié les effets rétroactifs de différents paramètres (tels que la distribution en taille des grains, l'intensité du rayonnement ultraviolet ou le rapport gaz/poussière) sur la distribution de molécules dans les disques. Pour ce faire, j'ai utilisé des observations de différentes molécules obtenues avec l'interféromètre du Plateau de Bure dans différentes sources : la molécule de CO dans deux disques entourant des étoiles Herbig Ae (CQ\,tau et MWC\,758) et le couple de photo-dissociation CN\,-\,HCN dans deux disques autour d'étoiles T-Tauri (DM\,Tau et LkCa\,15) et une étoile de Herbig (MWC\,480). J'ai comparé ces observations aux prédictions d'un modèle de chimie (version modifiée du code \cpdr\ développé à Paris-Meudon). Les observations de CO dans les disques peu massifs ont permis d'étudier le problème de la dissipation du gaz. J'ai montré que les disques peu massifs autour de CQ\,Tau et MWC\,758 présentent une faible abondance de la molécule de CO malgré une température bien supérieure à la température de condensation du CO sur les grains. Parmi les paramètres étudiés pour expliquer ce résultat, la photo-dissociation du CO apparaît comme un processus valide pour expliquer la sous abondance de CO, d'autant plus que le grossissement des grains renforce son efficacité. Une modification du rapport gaz/poussière n'est pas forcément nécessaire. La molécule de CO n'est donc plus un traceur direct du rapport gaz/poussière dans de tels disques peu massifs. De plus, la température des gros grains peut être suffisamment basse pour empêcher la désorption du CO de la surface de ces grains. D'autre part, CN et HCN sont observé à de très faibles température d'excitation, ce qui tendrait à prouver que ces molécules sont situés près du plan du disque (plus près que prédit par les modèles incluant la déplétion sur les grains) et que ce plan est très froid, au moins pour les étoiles T-Tauri.

Depuis les premières mesures in situ du vent solaire en 1960, les propriétés macroscopiques et microscopiques de ce plasma éjecté par le Soleil ont été intensivement étudiées, tant du point de vue théorique qu'observationnel. Aujourd'hui encore, certaines des propriétés du vent solaire sont incomprises, comme par exemple le transport de l'énergie dans un plasma peu collisionnel. Mesurer précisément la température des électrons et leurs propriétés non thermique est nécessaire pour comprendre les propriétés du transport. Pour ce faire, la spectroscopie du bruit quasi-thermique est un outil fiable, en étant moins sensible aux perturbations produites par le satellite que les détecteurs de particules classiques. Le bruit quasi-thermique est produit par les fluctuations du champ électrique causées par le mouvement des charges du plasma directement mesurées par une paire d'antennes reliée à un récepteur radio suffisamment sensible. L'étude de ce bruit permet de déterminer les moments des distributions de vitesses des particules. De nombreux résultats ont ainsi été obtenus à partir du récepteur radio de la sonde Ulysse, en décrivant les distributions des électrons par une somme de Maxwelliennes. Cependant une limitation de l'instrument ne permet pas de mesurer avec une précision suffisante la température totale des électrons avec un tel modèle de fonctions de distribution. Pour pallier à ce problème, une nouvelle méthode d'analyse des spectres de bruit quasi-thermique, utilisant une distribution des électrons de type kappa est proposée. Son application aux données de la sonde Ulysse permet de mesurer les variations avec la distance de la température totale des électrons et de leurs propriétés super thermiques dans le vent solaire. Le profil de température montre un comportement intermédiaire entre adiabatique et isotherme, et le paramètre kappa est constant avec la distance au Soleil. Ces résultats sont en accord avec les modèles exosphériques. Le vent solaire est également en interaction avec l'ensemble des objets du Système Solaire. Deux exemples d'interactions plasma-poussières sont présentés dans la deuxième partie de cette thèse : l'accélération des nanoparticules et leurs découvertes dans le vent solaire à une unité astronomique ; et la modification du champ magnétique interplanétaire par les poussières cométaires. Enfin, un point de vue plus global est adopté. Une comparaison du flux d'énergie, qui dans le cas du vent solaire est observé comme étant très stable temporellement et spatialement, est effectuée pour de nombreux vents stellaires. Cette comparaison met en évidence une similitude entre les étoiles de types solaire et les géantes froides, ainsi qu'une éventuelle conséquence de l'accrétion de matière sur les vents stellaires des T-Tauri.

Plusieurs évènements astrophysiques comme les novae, les supernovae de type Ia (SNeIa) et les sursauts X sont le résultat d'une combustion thermonucléaire explosive dans un plasma stellaire. Les supernovae comptent parmi les objets astrophysiques les plus fascinants tant sur le plan théorique que sur celui des observations. Au moment de l'explosion, la luminosité d'une supernova peut égaler celle de l'intégralité des autres étoiles de la galaxie. On admet aujourd’hui que les SNeIa résultent de l'explosion thermonucléaire d'une étoile naine blanche, un objet dense et compact composé de carbone et d'oxygène. Divers chemins évolutifs peuvent conduire à l’explosion de la naine blanche si celle-ci est membre d’un système stellaire binaire. Néanmoins, la nature du système binaire, les mécanismes d'amorçage et de propagation de la combustion thermonucléaire ainsi que le rapport carbone/oxygène au sein de l'étoile compacte ne sont pas encore clairement identifiés à ce jour. En ce qui concerne l’écoulement réactif, on invoque ainsi une détonation (Modèle sub-Chandrasekhar), une déflagration ou la transition d'une déflagration vers une détonation (Modèle Chandrasekhar). La détonation semble donc jouer un rôle prépondérant dans l'explication des SNeIa. Les difficultés de modélisation des détonations proviennent essentiellement (i) de la libération d'énergie en plusieurs étapes, de l’apparition d’échelles de temps et de longueurs caractéristiques très différentes (ii) des inhomogénéités de densité, de température et de composition du milieu dans lequel se propage le front réactif et qui donnent naissance aux structures cellulaires et autres instabilités de propagation du front (extinctions et réamorçages locaux). En plus de celles citées ci-dessus, deux autres difficultés majeures inhérentes à l'étude de ce mode de propagation dans les plasmas stellaires sont rencontrées : la complexité de l’équation d’état astrophysique et la cinétique nucléaire pouvant impliquer plusieurs milliers de nucléides couplés par plusieurs milliers de réactions. Ainsi, les premiers travaux impliquant une combustion thermonucléaire explosive ont été réalisés sur bases d'hypothèses simplificatrices comme l'équilibre nucléaire statistique instantané des produits de réactions ou l'utilisation d'un réseau réduit à une dizaine d'espèces nucléaires. Dans tous ces travaux, la détonation est assimilée à une discontinuité totalement réactive (détonation de Chapman-Jouguet ou CJ). La résolution de l'onde de détonation nécessite l'étude détaillée du processus nucléaire se déroulant dans la zone de réaction. Malheureusement, les supports de calculs actuels ne permettent pas encore ce type de simulations pour les détonations astrophysiques. Le modèle ZND qui constitue une description unidimensionnelle stationnaire de l’écoulement (plan ou courbé) constitue une excellente approximation de la réalité. Notre travail réexamine les résultats des calculs des structures des ondes de détonations stellaires dans les conditions de température, de densité et de composition envisagées dans les travaux de ce type (détonation CJ et ZND) réalisés jusqu’à présent mais avec une équation d’état appropriée aux plasmas stellaires et une cinétique nucléaire nettement plus riche ; le plus grand réseau jamais utilisé pour ce genre d’études (333 noyaux couplés par 3262 réactions), prenant en compte les données les plus récentes de la physique nucléaire (vitesses de réaction et fonctions de partition)./Several astrophysics events like novae, supernovae and X burts, result from an explosive thermonuclear burning in stellar plasma. Type Ia Supernovae (SNeIa) count amoung the most fascinating stellar objects, they can be more brighter than an entire galaxy. Astrophysic works show that SNeIa may result from a thermonuclear explosion of a compact and dense star called carbon-oxygen white dwarf. The ignition stage and the propagation mode of the thermonuclear combustion wave are not identified yet. The Deflagration-to-Detonation Transition process (or "delayed detonation") sims to give the best overall agrements with the observations : detonations can play appart in SNeIa events. Simulating thermonuclear detonations count same difficults. The most important are the burning length scales that spent over more than ten oders of magnitud, the nuclear kinetics that involve thousands of nuclids linked by thousands of nuclear reactions and the stellar plasma equation of state (EOS). Hydrodynamical simulations of detonation use very simplified ingedients like reduced reactions network and asymptotic EOS of completely electron degenerate stellar plasma. Our work is the modelling of these detonations using more representative EOS of the stallar plasma that includs ions, electrons, radiation and electron-pistron pairs. We also use a more detailed kinetic network, comprising 331 nuclids linked by 3262 capture and photodisintegration reactions, than those usualy employed.

Les étoiles se forment lors de l'effondrement de nuages de gaz et de poussière. Dans l'environnement proche de l'étoile naissante la matière se concentre dans un plan équatorial que l'on appelle disque protoplanétaire. Les astronomes pensent que les planètes se forment au sein de cette masse de gaz et de poussière orbitant autour de l'étoile. Pour sonder ces disques à des échelles correspondant aux orbites des futures planètes, il convient d'observer dans l'infrarouge à très haute résolution spatiale. L'interférométrie infrarouge est donc un outil idéal pour étudier les conditions physiques des disques protoplanétaires. Dans ce mémoire, je décris les premiers pas de l'interférométrie infrarouge, depuis la mise au point des petits interféromètres PTI et IOTA jusqu'à la construction de l'instrument AMBER au foyer de l'interféromètre du VLT. Je décris aussi les résultats d'une piste de recherche technologique particulièrement attrayante dans le cas de l'interférométrie infrarouge et issue des technologies des autoroutes de l'information: l'optique intégrée appliquée à la combinaison de plusieurs faisceaux en astronomie. Je montre ensuite comment à partir des observations obtenues à partir de ces instruments, il est possible de contraindre la physique des disques autour des étoiles jeunes. Grâce à la résolution spectrale nouvellement disponible sur ces instruments, pour la première fois nous pouvons séparer des phénomènes physiques aussi différents que l'accrétion de matière sur l'étoile et l'éjection de particules par des vents dont l'origine précise est encore mal connue. Les résultats présentés dans ce mémoire ont été obtenus principalement à partir d'observations sur les systèmes jeunes FU Ori et MWC 297 effectuées par AMBER sur le VLTI, mais aussi par les petits interféromètres infrarouges PTI et IOTA. Je développe aussi les travaux de modélisation de la structure verticale des disques associés afin de montrer la richesse des renseignements obtenus. Finalement je trace les contours d'un programme de recherche qui permettra tout d'abord de maximiser le retour astrophysique sur un instrument comme le VLTI, puis d'obtenir de premières images interférométriques de ces environnements circumstellaires. Je propose aussi la réalisation d'un instrument de seconde génération qui permettra de fournir des images interférométriques détaillées de ces sources compactes par synthèse d'ouverture.

Les disques de poussière et de gaz autour des étoiles jeunes sont très probablement les lieux de naissance des planètes. Les détails de l'évolution de ces disques vers des systèmes planétaires restent cependant très mal compris. Cette thèse aborde l'étude de la phase de poussière des environnements circumstellaires, à partir de laquelle se formeront les planètes, avec pour objectif d'obtenir des contraintes quantitatives sur les processus d'évolution des disques. <br /><br /> Les moyens d'observations actuels permettent d'étudier les disques avec un niveau de détail sans précédent et fournissent des informations essentielles sur les premières étapes de la formation planétaire : la croissance des grains de poussière par coagulation et leur sédimentation vers le plan du disque. Afin d'interpréter les propriétés observées des disques, nous avons développé un code de transfert radiatif qui permet de modéliser de manière cohérente les images en lumière diffusée et/ou émission thermique, les cartes de polarisation et les distributions spectrales d'énergie des disques protoplanétaires.<br /><br /> Dans un second temps, le code a été utilisé pour modéliser les données multi-longueurs d'onde et multi-techniques de plusieurs disques entourant des étoiles T Tauri : IM Lup, IRAS 04158+2805 et GG Tau. Une approche multi-paramétrique a permis de contraindre précisément les paramètres des disques. Nous avons ainsi mis en évidence et quantifié une croissance et une sédimendation des grains de poussière, qui témoignent de l'évolution de la poussière, dans deux de ces disques : IM Lup et GG Tau alors que les analyses du disque de IRAS 04158+2805 suggèrent au contraire que la poussière n'a que peu évolué dans ce dernier.<br /><br /> Le couplage du code de transfert radiatif avec un code hydrodynamique nous a permis de prédire les signatures observationnelles de la sédimentation et de la migration radiale des grains. L'application de ces résultats à l'anneau circumbinaire de GG Tau donne un bon accord avec les observations et démontre le potentiel de ce type de modélisation pour contraindre les processus physiques qui règnent au sein des disques.<br /> Enfin, des études du processus d'accrétion magnétosphérique, de disques autour de naines brunes et d'étoiles Herbig Ae/Be ainsi que de disques plus évolués (disques de débris) ont permis d'initier un travail de modélisation systématique d'un nombre croissant de disques afin de démarrer une analyse statistique des propriétés des disques, à différentes échelles spatiales et en fonction de la masse de l'objet central et de l'état d'évolution du système.

Au cours de cette thèse, j'ai étudié $33$ étoiles extrêmement déficientes du halo galactique (ayant moins de $500$ fois moins de métaux que le So<br />leil) observées au VLT avec le spectrographe à haute résolution UVES. Ces étoiles sont les témoins des tous premiers âges de notre Galaxie. La co<br />nnaissance détaillée de leur composition chimique permet de contraindre les modèles de formation et d'évolution de notre galaxie.<br /><br />J'ai pu déterminer dans ces étoiles les abondances de $17$ éléments avec une précision inégalée, allant du carbone au zinc, et en particulier, ce<br />lles d'éléments «clés» comme l'oxygène et le zinc, pour comprendre quel type de supernova a enrichi la matière au début de la vie de la Galaxie.<br /><br />J'ai montré en particulier que l'on peut expliquer les rapports d'abondance observés sans faire intervenir de supernova supermassive (dont la mas<br />se dépasse $100$\Msol~).<br /><br />Par ailleurs, l'évolution des abondances en fonction de la métallicité moyenne est comparée aux modèles d'évolution chimique de la Galaxie. Notre<br /> étude portant sur des étoiles réputées être nées au tout début de la vie de notre Galaxie, nous apportons des contraintes observationnelles fort<br />es à ces modèles.

Cette thèse est consacrée à l'étude des «blobs à haute excitation»<br />(HEBs), phase caractéristique de la formation des étoiles massives,<br />encore mal connue. Ces objets sont des régions HII compactes des<br />Nuages de Magellan, observables dans le domaine optique. Par le biais d'observations à haute résolution angulaire (HST, ainsi que<br />restoration d'images de téléscopes au sol), j'ai mis en évidence les différentes populations stellaires associées aux blobs. Des<br />observations proche-IR (VLT) m'ont également permis de sonder<br />l'environnement extrêmement hétérogène de ces objets. De plus, une<br />étude spectroscopique m'a permis de définir une nouvelle catégorie de ces objets : les blobs à faible excitation (LEBs). Cet ensemble de données m'a permis de mener une étude détaillée de plusieurs<br />propriétés physiques de ces objets et souligne l'intérêt de leur étude avec les instruments en cours de réalisation (ALMA, JWST, etc.).

Dans cette thèse, on étudie de manière précise les effets de la rotation rapide sur les oscillations stellaires. Les méthodes précédentes étaient inadéquates par rapport aux exigences de l'astérosismologie, soit parce qu'elles prenaient en compte de manière perturbative la rotation, ce qui les limite à de faibles vitesses de rotation, soit à cause d'une précision numérique insuffisante. Pour répondre à ces difficultés, on développe ici une approche complète basée sur l'utilisation de méthodes spectrales et d'un système de coordonnées qui s'adapte à la forme aplatie de l'étoile. On calcule alors des modes acoustiques et des fréquences propres de modèles polytropiques d'étoiles en rotation uniforme. À partir des résultats obtenus, on établit, pour la première fois, des domaines de validité des méthodes perturbatives. On analyse, par ailleurs, l'organisation asymptotique du spectre de fréquences et la structure géométrique des modes de pulsations à des vitesses de rotation élevées.

Dans cette thèse, on étudie de manière précise les effets de la rotation rapide sur les oscillations stellaires. Les méthodes précédentes étaient inadéquates par rapport aux exigences de l'astérosismologie, soit parce qu'elles prenaient en compte de manière perturbative la rotation, ce qui les limite à de faibles vitesses de rotation, soit à cause d'une précision numérique insuffisante. Pour répondre à ces difficultés, on développe ici une approche complète basée sur l'utilisation de méthodes spectrales et d'un système de coordonnées qui s'adapte à la forme aplatie de l'étoile. On calcule alors des modes acoustiques et des fréquences propres de modèles polytropiques d'étoiles en rotation uniforme. À partir des résultats obtenus, on établit, pour la première fois, des domaines de validité des méthodes perturbatives. On analyse, par ailleurs, l'organisation asymptotique du spectre de fréquences et la structure géométrique des modes de pulsations à des vitesses de rotation élevées.

R??sum?? : L???Arctique est particuli??rement sensible aux changements climatiques et a r??cemment subi des modifications majeures incluant une diminution dramatique de l???extension de la glace de mer. Notre capacit???? a?? mod??liser et a?? potentiellement r??duire les changements climatiques est limit??e, en partie, par les incertitudes associe??es au forc??age radiatif induit par les effets directs et indirects des ae??rosols, qui de??pendent de notre compre??hension des processus impliquant les nuages et les ae??rosols. La charge des ae??rosols est caracte??rise??e par l???e??paisseur optique des ae??rosols (AOD) qui est le parame??tre radiatif extensif le plus important et l???indicateur re??gional du comportement des ae??rosols sans doute le plus de??cisif. Une de nos lacunes majeures dans la compre??hension des ae??rosols arctiques est leur comportement durant l???hiver polaire. Cela est principalement du?? au manque de mesures nocturnes d???AOD. Dans ce travail, on utilise des instruments (lidar et photome??tre stellaire) installe??s en Arctique pour mesurer, respectivement, les profils verticaux des ae??rosols et une valeur inte??gre??e dans la colonne (AOD) de ces profils. En outre, les donne??es d???un lidar spatial (CALIOP) sont utilise??es pour fournir un contexte pan-arctique et des statistiques saisonnie??res pour supporter les mesures au sol. Ces dernie??res ont e??te?? obtenues aux stations arctiques d???Eureka (80??? N, 86??? W) et de Ny A??lesund (79??? N, 12??? E) durant les hivers polaires de 2010-2011 et 2011-2012. L???importance physique des pe- tites variations d???amplitude de l???AOD est typique de l???hiver polaire en Arctique, mais suppose une ve??rification pour s???assurer que des artefacts ne contribuent pas a?? ces variations (par exemple un masque de nuage insuffisant). Une analyse des processus base??e sur des e??ve??nements (avec une re??solution temporelle ??? une minute) est essentielle pour s???assurer que les parame??tres optiques et microphysiques extensifs (grossiers) et intensifs (par particules) sont cohe??rents et physiquement conformes. La synergie photom??tre stellaire-lidar nous permet de caracte??riser plusieurs e??ve??nements distincts au cours des pe??riodes de mesures, en particulier : des ae??rosols, des cristaux de glace, des nuages fins et des nuages polaires stratosphe??riques (PSC). Dans l???ensemble, les modes fin (<1??m) et grossier (>1??m) de l???AOD obtenus par photome??trie stellaire (??[indice inf??rieur f] et ??[indice inf??rieur c]) sont cohe??rents avec leurs analogues produits a?? partir des profils inte??gre??s du lidar. Cependant certaines inconsistances cause??es par des facteurs instrumentaux et environnementaux ont aussi e??te?? trouve??es. La division de l???AOD du photome??tre stellaire ??[indice inf??rieur f] et ??[indice inf??rieur c] a e??te?? davantage exploite??e afin d???e??liminer les e??paisseurs optiques du mode grossier (le filtrage spectral de nuages) et, par la suite, de comparer ??[indice inf??rieur]f avec les AODs obtenues par le filtrage de nuages traditionnel (temporel). Alors que les filtrages temporel et spectral des nuages des cas e??tudie??s au niveau des processus ont conduit a?? des re??sultats bons a?? mode??re??s en termes de cohe??rence entre les donne??es filtre??es spectralement et temporellement (les e??paisseurs optiques des photome??tres stellaires et lidars e??tant toutes deux filtre??es temporellement), les re??sultats saisonniers semblent e??tre encore contamine??s par les nuages. En imposant un accord en utilisant un second filtre, plus restrictif, avec un crite??re de ciel clair ("enveloppe minimale du nuage"), les valeurs saisonnie??res moyennes obtenues e??taient de 0.08 a?? Eureka et 0.04 a?? Ny A??lesund durant l???hiver 2010-2011. En 2011-2012, ces valeurs e??taient, respectivement, de 0.12 et 0.09. En revanche les valeurs d???e??paisseur optique de CALIOP (estime??es entre 0 et 8 km) ont le??ge??rement diminue?? de 2010-2011 a?? 2011-2012 (0.04 vs. 0.03). // Abstract : The Arctic region is particularly sensitive to climate change and has recently undergone major alterations including a dramatic decrease of sea-ice extent. Our ability to model and potentially mitigate climate change is limited, in part, by the uncertainties associated with radiative forcing due to direct and indirect aerosol effects which in turn are dependent on our understanding of aerosol and cloud processes. Aerosol loading can be characterized by aerosol optical depth (AOD) which is the most important (extensive or bulk) aerosol radiative parameter and arguably the most important regional indicator of aerosol behavior. One of the most important shortcomings in our understanding of Arctic aerosols is their behavior during the Polar winter. A major reason for this is the lack of night-time AOD measurements. In this work we use lidar and starphotometry instruments in the Arctic to obtain vertically resolved aerosol profiles and column integrated representations of those profiles (AODs) respectively. In addition, data from a space-borne lidar (CALIOP) is used to provide a pan-Arctic context and seasonal statistics in support of ground based measurements. The latter were obtained at the Eureka (80 ??? N, 86 ??? W) and Ny ??lesund (79 ??? N, 12 ??? E) high Arctic stations during the Polar Winters of 2010-11 and 2011-12. The physical significance of the variation of the small-amplitude AODs that are typical of the Arctic Polar Winter, requires verification to ensure that artifactual contributions (such as incomplete cloud screening) do not contribute to these variations. A process-level event-based analysis (with a time resolution of ??? minutes), is essential to ensure that extracted extensive (bulk) and intensive (per particle) optical and microphysical indicators are coherent and physically consistent. Using the starphotometry-lidar synergy we characterized several distinct events throughout the measurement period: these included aerosol, ice crystal, thin cloud and polar stratospheric cloud (PSC) events. In general fine (<1 ??m ) and coarse (>1 ??m )modeAODs from starphotometry ( ??[subscript f] and ?? [subscript c] ) were coherent with their lidar analogues produced from integrated profiles : however several inconsistencies related to instrumental and environmental factors were also found. The division of starphotometer AODs into ??[subscript ]f and ?? [subscript c] components was further exploited to eliminate coarse mode cloud optical depths (spectral cloud screening) and subsequently compare ?? [subscript f] with cloud-screened AODs using a traditional (temporal based) approach. While temporal and spectral cloud screening case studies at process level resolutions yielded good to moderate results in terms of the coherence between spectrally and temporally cloud screened data (both temporally screened starphotometer and lidar optical depths), seasonal results apparently still contained cloud contaminated data. Forcing an agreement using a more restrictive, second-pass, clear sky criterion ("minimal cloud envelope") produced mean 2010-11 AOD seasonal values of 0.08 and 0.04 for Eureka and Ny ??lesund respectively. In 2011-12 these values were 0.12 and 0.09. Conversely, CALIOP AODs (0 to 8 km) for the high Arctic showed a slight decrease from 2010-2011 to 2011-2012 (0.04 vs 0.03).