Le milieu interstellaire (MIS) est un système extrêmement complexe. Il correspond à une échelle intermédiaire entre les étoiles et les galaxies. Le gaz interstellaire est présent dans toute la galaxie, remplissant l’espace entre les étoiles. Une grande diversité de processus couplés, comme la gravité, le champs magnétiques, la turbulence et la chimie, participe à son évolution, faisant de la modélisation du MIS un problème ardu. Une description correcte du MIS nécessite un bon traitement des équations de la magnetohydrodynamique (MHD), de la gravité, du bilan thermique et de l’évolution chimique à l’intérieur du nuage moléculaire.L’objectif de ce travail de thèse est une meilleure compréhension de la formation et de l’évolution des nuages moléculaires, et plus particulièrement de la transition du gaz atomique en gaz moléculaire. Nous avons réalisé des simulations numériques de la formation des nuages moléculaires et de la formation de l’hydrogène moléculaire sous l’influence de la gravité et de la turbulence MHD, en utilisant des estimations précises de l’écrantage par les poussières et de l’auto-écrantage par la molécule H2. Ceci a été calculé grâce à une méthode en arbre, à même de fournir une rapide estimation des densités de colonne.Nous avons trouvé que l’hydrogène moléculaire se forme plus rapidement que prévu par les estimations classiques du fait de l’augmentation de densité locale provoquée par les fluctuations turbulentes du gaz. L’hydrogène moléculaire, formé à des densités plus élevées, peut alors migrer vers les régions plus chaudes et moins denses.Les densités de colonne totale d’hydrogène moléculaire montrent que la transition HI-H2 se produit à des densités de colonne de quelques 10^20 cm−2. Nous avons calculé les populations des niveaux rotationnels de H2 à l’équilibre thermique et intégré le long de plusieurs lignes de visée. Ces résultats reproduisent bien les valeurs observées par Copernicus et FUSE, suggérant que la transition observée et les populations excitées pourraient être une conséquence de la structure multi-phasique des nuages moléculaires. Comme la formation de H2 précède la formation des autres molécules, le H2 chaud pourrait permettre le développement d’espèces endothermiques et éventuellement expliquer certains aspects de la richesse moléculaire observée dans l’ISM. / The interstellar medium (ISM) is a highly complex system. It corresponds to an intermediate scale between stars and galaxies. The interstellar gas is present throughout the galaxy, filling the volume between stars. A wide variety of coupled processes, such as gravity, magnetic fields, turbulence and chemistry, participate in its evolution, making the modeling of the ISM a challenging problem. A correct description of the ISM requires a good treatment of the magnetohydrodynamics (MHD) equations, gravity, thermal balance, and chemical evolution within the molecular clouds.This thesis work aims at a better understanding of the formation and evolution of molecular clouds, specially how they become "molecular", paying particular attention to the transition HI-to-H2. We have performed ideal MHD simulations of the formation of molecular clouds and the formation of molecular hydrogen under the influence of gravity and turbulence, using accurate estimates for the shielding effects from dust and the self-shielding for H2, calculated with a Tree-based method, able to provide fast estimates of column densities.We find that H2 is formed faster than predicted by the usual estimates due to local density enhancements created by the gas turbulent motions. Molecular hydrogen, formed at higher densities, could then migrate toward low density warmer regions.Total H2 column densities show that the HI-to-H2 transition occurs at total column densities of a few 10^20 cm−2. We have calculated the populations of rotational levels of H2 at thermal equilibrium, and integrated along several lines of sight. These two results reproduce quite well the values observed by Copernicus and FUSE, suggesting that the observed transition and the excited populations could arise as a consequence of the multi-phase structure of molecular clouds. As H2 formation is prior to further molecule formation, warm H2 could possibly allow the development of a warm chemistry, and eventually explain some aspects of the molecular richness observed in the ISM.

Les chocs radiatifs sont des chocs très violents qui sont caractérisés par des températures très élevées. Dans ce type de structure, une grande partie de l’énergie est convertie en rayonnement. Ces chocs sont présents dans de nombreux plasmas astrophysiques, notamment dans le cadre des jets et de l’accrétion stellaires, des restes de supernova etc. Ils peuvent être désormais générés sur terre en utilisant des lasers de grande puissance ce qui permet leur étude à l’interface entre l’astrophysique et la physique des plasmas.Cette thèse présente et discute les résultats d’une expérience réalisées sur l’installation Prague Asterix Laser System. Le choc est généré en focalisant le laser Infrarouge sur une cible de quelques millimètres de long, remplie de xénon à basse pression. Le choc ainsi généré se propage dans le gaz à une vitesse élevée, permettant d’atteindre le régime des chocs dom- inés par le flux radiatif. Nous avons utilisé différents diagnostics pour caractériser le choc, notamment une radiographie éclair, à l’aide d’un laser (Zinc) à 21.2 nm, capable de pénétrer les parties denses du plasma. Un autre important diagnostique consiste à analyser l’émission propre du plasma à l’aide d’une diode rapide.Les résultats expérimentaux montrent pour la première fois, et sans ambiguïté, une structure de choc complète, comprenant le post-choc et le précurseur. Nous avons aussi réalisé différentes mesures de la vitesse des chocs. Les résultats ont été comparés à ceux de simulations numériques, montrant un bon accord avec ces dernières. / Radiative shocks are strong shocks which are characterized by a plasma at high temperatures emitting an important fraction of its energy as radiation. Radiative shocks are found in many astrophysical systems, including stellar accretion shocks, supernovae remnants, jet driven shocks, etc. Recently, radiative shocks have also been produced experimentally using high energy lasers. Thus opening the way to laboratory astrophysics studies of these universal phenomena.In this thesis we discuss the results of an experiment performed on the Prague Asterix Laser System facility. Shocks are generated by focusing the PALS Infrared laser beam on millimetre-scale targets filled with xenon gas at low pressure. The shock that is generated then propagates in the gas with a sufficiently high velocity such that the shock is in a radiative flux dominated regime. We used different diagnostics to characterize these shocks. The two main ones include a radiography of the whole shock structure using sub-nanosecond Zn X-ray laser at 21.2 nm, which is able to penetrate the dense post-shock layer, and a space-and-time resolved plasma self-emission using high speed diodes.The experimental results show, for the first time, an unambiguous shock structure which includes both the post-shock and the precursor, and we also obtained multiple shock velocity measurements from the different diagnostics. The experimental results are compared to simulations, and show good agreement with the numerical results.

Dans le cadre de ma thèse, j’ai analysé les spectres de neuf étoiles Kepler obtenus avec les relevés de vitesse radiale (VR). Cela a permis la caractérisation de leur compagnons planétaires. J’ai analysé les spectres de 21 autres étoiles CoRoT et Kepler, probablement hôtes de naines M à faible masse. Cela a permis d’'élargir l'échantillon des étoiles à faible masse avec masse et rayon mesurés. J’ai calculé l’indice d’activité chromosphérique de 31 étoiles observées avec SOPHIE/OHP, en aidant l’étude des interactions étoile-planète. J’ai étudié le comportement de SOPHIE à bas signal à bruit (S/B). J’ai déterminé l’intervalle de S/B dans lequel un spectre stellaire est fiable pour la mesure des paramètres stellaires.Dans le cadre du consortium SOPHIE, j’ai suivi l’analyse complète du système Kepler-117. Ce système multi-planétaire montre variations des périodes orbitaux dues aux échanges dynamiques entre les planètes (TTV). Pour déterminer les paramètres du système, un approche spécifique a été développé pour l’ajustement simultané de transits, VR et TTV (Bruno et al. 2015).Finalement, je me suis intéressé à l’activité stellaire dans la photométrie de transit. J’ai impl ́ementé deux logiciels de modélisation de tâches stellaires dans un code MCMC, en ajoutant l’évolution des tâches dans l’un d’eux. J’ai appliqué les logiciels au Soleil, à CoRoT-7 et à CoRoT-2. J’ai amené un étude détaillé de la courbe de lumière de CoRoT-2, et exploré les effets des tâches dans les paramètres du transit (Bruno et al., en prep.). Avec la méthode FF’ (Aigrain et al. 2012), j’ai contribué à l’exploration du lien entre la signature des tâches de CoRoT-7 et dans la photométrie et dans les VR. / During my PhD, I analyzed the spectra of nine Kepler stars obtained by radial velocity (RV) observations. This allowed the characterization of their planetary companions. I analyzed the spectra of twenty-one other CoRoT and Kepler stars, likely orbited by low-mass M dwarfs. This helped widening the sample of low-mass stars with measured mass and radius. I calculated the chromospheric activity indfex of thirty-one stars observed with SOPHIE/OHP, helping the study of star-planet interactions. I studied the behavior of SOPHIE in low signal-to-noise ratio (SNR) regime. I determinhed the SNR range in which a stellar spectrum is reliable for the measure of the stellar parameters.Within the SOPHIE consortium, I followed the complete analysis of the Kepler-117 system. This multi-planetary system presents variations in the planetary orbital periods due to their mutual dynamical interacion (TTVs). To fit the system parameters, a specific fitting approach including TTV modeling was developed. We derived the system parameters by the simultaneous fit of transits, RVs, and TTVs (Bruno et al. 2015).Finally, I addressed the problem of stellar activity in transit photometry. I implemented two starspot modeling codes into an MCMC algorithm, adding spot evolution to oneof them. I applied the codes to the Sun, CoRoT-7, and CoRoT-2. I carried an extensive study on the light curve of CoRoT-2, and explored the effects of the spots on the transit parameters (Bruno et al., in prep.). With the FF’ method (Aigrain et al. 2012), I contributed to explore the connection between the photometric and RV signature of starspots in CoRoT-7.

Dans le cadre de ma thèse, j'ai effectué l'analyse spectrale d'un échantillon massif de spectres stellaires dans le contexte du programme exoplanète de la mission CoRoT. J'ai tiré avantage des instruments Flames/GIRAFFE pour observer près de 2000 étoiles dans le but de comprendre les populations stellaires dans les champs CoRoT. Dans ce but, j'ai implémenté, calibré, testé, et appliqué une chaîne de traitement et de réduction fiable et efficace afin de réduire et d'analyser automatiquement (en utilisant l'algorithme de paramétrisation MATISSE, Gazzano et al. 2010) un large échantillon de spectres stellaires. J'ai déterminé la vitesse barycentrique radiale, une estimation de la vitesse de rotation projetée sur la ligne de visée, la température effective, la gravité de surface, de la métallicité global et l'enrichissement des éléments par rapport au fer pour 1 227 étoiles dans trois des champs CoRoT. Ainsi, j'ai construit un des premiers échantillons affranchis de biais de sélection pour toute étude concernant la relation planète métallicité dans les champs CoRoT et démontré que le nombre des étoiles naines a été généralement sous-estimé par la classification photométrique (Exo-Dat, Deleuil et al. 2009). J'ai appliqué la relation reliant le nombre de planètes détectées à la métallicité de l'étoile hôte (Udry & Santos 2007), parfaitement en accord avec le nombre actuel de détection planétaire dans les champs CoRoT correspondant (Gazzano et al. 2010). En utilisant les paramètres atmosphériques MATISSE, nous avons déterminé les distances et nous les avons combinées avec des informations cinématiques (les mouvements propres du catalogue PPMXL - Roeser et al. (2010), et l'astrométrie). Nous avons dérivé les composantes de cinématique Galactique : position et vitesse. Cela m'a permis d'étudier les populations stellaires dans les champs CoRoT /exoplanète et de quantifier le gradient de métallicité dans la Galaxie (Gazzano et al. En préparation). J'ai par ailleurs montré que les étoiles à planètes détectées dans les champs considérés pour ma thèse sont exclusivement des étoiles de disque mince. J'ai également participé au suivi des candidats planète CoRoT à l'aide de spectroscopie à haute résolution. J'ai effectué l'analyse spectrale, avec le logiciel VWA (Bruntt et al. 2010b,a), des étoiles hôtes pour la mission spatiale CoRoT. Ces études ont conduit à la détermination des paramètres fondamentaux de l'étoile, qui est une étape indispensable pour la caractérisation complète de la planète. / During my Ph.D., I performed the spectral analysis of a massive sample of stellar spectra in the context of the CoRoT /Exoplanet mission. We took advantage of the Flames/GIRAFFE multi-fibre instrument to observe almost 2 000 stars with the aim of understanding the stellar populations in the CoRoT fields. To these purposes, I implemented, calibrated, tested and applied an automatic pipeline to reduce and analyse automatically (using the parameterization algorithm MATISSE, Gazzano et al. 2010) a large sample of stellar spectra. I derived the barycentric radial velocity, an estimate of the rotational velocity projected on the line of sight, the effective temperature, the surface gravity, the overall metallicity and the -enhancement for 1227 stars in three of the CoRoT fields. Hence, I built one of the first unbiased samples for any study regarding planet metallicity relationship in the CoRoT fields and demonstrated that the amount of dwarf stars was generally underestimated by the photometric classification (in Exo-Dat, Deleuil et al. 2009). I applied the relationship linking the number of planets as a function of the metallicity of the host star (Udry & Santos 2007), totally in agreement with the current number of planetary detection in the corresponding CoRoT fields (Gazzano et al. 2010). Using MATISSE atmospheric parameters, we determined distances and combining them with kinematics information (proper motions from PPMXL catalogue - Roeser et al. (2010) and astrometry), we derived Galactic kinematics components : position, velocities and orbits. This allowed me to study the stellar populations in the CoRoT /Exoplanet fields and quantify the metallicity gradient in the Galaxy (Gazzano et al. in preparation). I also participated to the spectroscopic follow-up observations of CoRoT planetary candidates with high resolution spectroscopy, to the spectroscopic analysis, with the VWA software (Bruntt et al. 2010b,a), of planet hosting stars for the CoRoT space mission and to their characterisation and publication. Indeed, the determination of the fundamental parameters of the star is a mandatory step for the complete characterisation of the planet.

L’extraction du moment cinétique au sein des disques protostellaires est le processus clé qui détermine la masse finale accrétée par une étoile, ainsi que les conditions de formation de son cortège planétaire. Il a été proposé que les jets protostellaires pourraient jouer un rôle essentiel dans cette extraction, via un processus magnétohydrodynamique (MHD). L’objectif principal de ce travail de thèse est de mettre à profit le gain révolutionnaire en résolution et en sensibilité apporté par l’interféromètre submillimétrique ALMA afin de clarifier le processus d’accrétion-éjection à l’œuvre dans les protoétoiles. Cette pro- blématique est abordée selon trois axes complémentaires i) confrontation des modèles théoriques de vent de disque MHD à la dynamique du jet de HH212 observé par ALMA à haute résolution angulaire. Je présente la découverte de signatures de rotation en SO/SO2 dans le jet qui, avec la dynamique de SiO, sont cohérentes avec un vent de disque MHD lancé entre 0.05 et 40au. ii) étude analytique et numérique de l’impact de la variabilité d’un jet rapide pulsant sur un vent de disque. J’identifie des signatures observationnelles de la présence d’un vent de disque à partir de l’étude morphologique et cinématique des coquilles de choc d’étrave. iii) signatures chimiques d’un jet lancé en deçà de la région de sublimation des poussières (∼ 0.2 au). Je montre que malgré la forte irradiation du jet et l’absence de poussière, des molécules telles que SiO ou CO peuvent se former efficace- ment à partir d’une faible fraction de H2. Ce scénario pourra être confronté aux futures observations JWST. / The question of angular momentum extraction from protoplanetary disks (hereafter PPDs) is fundamental in understanding the accretion process in young stars and the formation conditions of planets. Pioneering semi-analytical work, followed by a growing body of magnetohydrodynamic (MHD) simulations, have shown that when a significant vertical magnetic field is present, MHD disk winds (hereafter MHD-DWs) can develop and ex- tract some or all of the angular momentum flux required for accretion. The aim of this PhD thesis is to exploit the unprecedented capabilities provided by ALMA to clarify the accretion-ejection process in protostars. This goal is achieved following three approaches: 1) comparison of MHD-DW models with the kinematics of HH 212 jet observed by ALMA at high angular resolution. I report the discovery of a rotating SO/SO2 wind consistent with a MHD-DWs launched out to ∼40 au with SiO tracing dust-free streamlines launched from 0.05−0.3 au. 2) Analytical and numerical study of the interaction between a pulsat- ing inner jet embedded in a stationary disk wind. Observational signatures are identified from the morphology and the kinematics of bow-shock shells. 3) Chemical signatures of a jet launched inside the dust sublimation radius (∼ 0.2 au). I show that despite the strong X-FUV field and the absence of dust, molecules like SiO or CO can form efficiently from a small fraction of H2. This scenario will be confronted to JWST observations.

Les exoplanètes peuvent être détectées par plusieurs méthodes. De celles-ci, la méthode des Vitesses Radiales (RV) est dite indirecte, car l'on observe le spectre lumineux de l'étoile hôte et non la planète directement. Or, plusieurs facteurs influencent les variations lumineuses d'une étoile hormis la présence d'un compagnon. La photosphère des étoiles comprend des régions plus sombres appelées taches stellaires causées par de forts champs magnétiques qui restreignent le déplacement de l'énergie vers la surface. Lorsque l'étoile tourne, elles se déplacent produisant ainsi des variations dans le spectre de l'étoile similaires à celles induites par les corps l'orbitant. C'est pourquoi la modélisation de l'activité stellaire est essentielle pour la recherche d'exoplanètes. Il existe maints indicateurs d'activité dont la photométrie et les bissectrices et le Full Width at Half Maximum (FWHM) obtenus du profil moyen des raies spectrales. Ils peuvent être modélisés à l'aide d'outils mathématiques comme les Processus Gaussiens (GP). L'étoile GL229 A est une naine rouge située à 5.75 parsecs autour de laquelle orbite la première naine brune, GL229 B, découverte par imagerie directe en 1995. À mi-chemin entre planètes géantes et étoiles naines, ces objets sous-stellaires n'ont pas acquis la masse nécessaire pour déclencher la fusion nucléaire de l'hydrogène lors de leur formation. Le système GL229 fut aussi observé par différents télescopes dotés d'instruments permettant d'obtenir des mesures de RV. Ceci mena, en 2014 et 2020, à la détection de deux exoplanètes, GL229 A b et A c aux masses minimales de 32 et 7 masses terrestres. Ce mémoire présente une réanalyse des RV obtenues avec HARPS, un spectrographe échelle. En modélisant le FWHM avec un GP, il peut être démontré que les signaux précédemment identifiés comme d'origine planétaire correspondent en fait à des signaux d'activité stellaire. / Several methods can detect exoplanets. Of these, the Radial Velocity (RV) method is said to be indirect because the light spectrum of the host star is observed and not the planet directly. However, several factors influence a star's luminous variations apart from a companion's presence. The photosphere of stars contains darker regions called star spots caused by strong magnetic fields that restrict the movement of energy to the surface. When the star rotates, these spots move, producing variations in the star's spectrum similar to those induced by the bodies orbiting it. Hence, stellar modelling activity is essential when searching for exoplanets. Many activity indicators, including photometry and bisectors and Full Width at Half Maximum (FWHM) obtained from the average spectral line profiles, can be modelled using tools such as Gaussian Processes (GP). GL229 A is a red dwarf located at 5.75 parsecs around which orbits a brown dwarf, GL229 B, firstly discovered through direct imaging in 1995. Halfway between giant planets and dwarf stars, these substellar objects did not acquire the mass necessary to trigger nuclear hydrogen fusion during their formation. The GL229 system was also observed by various telescopes equipped with instruments making it possible to obtain RV measurements. This led, in 2014 and 2020, to the detection of two exoplanets, GL229 A b and A c, with minimum masses of 32 and 7 Earth masses. This thesis presents a re-analysis of the RVs obtained from HARPS spectra, an échelle spectrograph, for the Gliese 229 system. By modelling the FWHM with a GP, we show that previously identified planetary signals are not real and result from stellar activity.

La nucléosynthèse du fluor n'est pas encore clairement expliquée. Plusieurs scénarios prédisent que la réaction de capture alpha radiative sur l'azote 15 est la principale réaction de production de fluor. Dans l'expression du taux de cette réaction un paramètre essentiel est manquant, la largeur partielle alpha de la résonance sur le niveau d'énergie E = 4,377 MeV du fluor 19. Une mesure directe est exclue du fait de la très faible valeur attendue de la section efficace. Nous avons déterminé cette largeur alpha par le biais d'une réaction de transfert et une analyse en FR-DWBA (Finite Range Distorted Wave Born Approximation) dans un modèle simplifié de cluster alpha. Cette expérience a été effectuée avec un faisceau de lithium 7 accéléré à 28 MeV sur une cible gazeuse d'azote 15. Les 16 premiers niveaux du fluor ont été étudiés. Les facteurs spectroscopiques ont été extraits pour la majorité de ces niveaux. Les largeurs alpha des niveaux au-dessus du seuil ont été déterminées. Plusieurs largeurs alpha ont été comparées avec des valeurs publiées de mesures directes et l'écart reste dans la plage d'incertitude que nous avons estimée (facteur 2). La largeur alpha du niveau d'énergie E = 4,377 MeV a été déterminée, sa valeur est environ 60 fois plus faible que la valeur utilisée jusqu'à ce jour. L'influence de ce nouveau taux est observée principalement dans les étoiles dites AGB (Asymptotic Giant Branch) lors de phénomènes de pulsations thermiques. Dans ce modèle l'impact de nos mesures est sensible.

Les binaires X de grande masse (HMXBs pour High-Mass X-ray Binaries en anglais), constituées d'un objet compact (étoile à neutrons ou trou noir) orbitant autour d'une étoile massive, ont un intérêt fondamental dans l'étude des processus d'accrétion/éjection autour d'un objet compact. Par ailleurs, des études observationnelles récentes prouvent qu'une majorité d'étoiles massives vivent en couple et connaissent des transferts de matière au cours de leur vie. De ce fait, comprendre l'évolution des HMXBs ainsi que leur interaction avec l'environnement proche permet de mieux cerner l'évolution des couples stellaires les plus massifs, possibles progéniteurs de sursauts gamma et émetteurs d'ondes gravitationnelles lors de leur coalescence. Plus largement, la connaissance de l'évolution des étoiles binaires massives en interaction est cruciale pour caractériser correctement les galaxies lointaines. Comment ces sources évoluent-elles ? Où sont-elles situées dans la Galaxie ? Quelles sont leurs propriétés principales ? Quelle est l'influence de leur environnement proche ? Quel est leur impact sur le milieu interstellaire? Cette thèse vise à apporter des éléments de réponse à ces questions, en adoptant deux approches complémentaires : d'une part une étude statistique de la population Galactique de binaires X de grande masse et d'autre part une étude multi-longueurs d'onde de sources prises individuellement.

L'astérosismologie a pour but de déduire les propriétés internes des étoiles à partir de l'analyse de leurs fréquences d'oscillation. Cette analyse peut-être grandement facilitée par des informations a priori sur la structure du spectre d'oscillation, telles que celles que l'on peut obtenir par une formule asymptotique. Jusqu'à maintenant, une telle formule asymptotique n'était disponible que pour les étoiles à symétrie sphérique. Or pour une étoile en rotation rapide, la force centrifuge aplatit l'étoile, et la formule asymptotique n'est plus valable. Pourtant, les étoiles pulsantes en rotation rapide sont communes parmi les étoiles massives et de masse intermédiaire de la séquence principale, et un grand nombre d'entre elles sont observées par les missions spatiales dédiées à l'astérosismologie comme CoRoT et Kepler. Dans le cas des modes d'oscillation de pression, la limite asymptotique des rayons acoustiques peut-être décrite par un système dynamique Hamiltonien. Ce système passe, lorsque l'on augmente la vitesse de rotation d'un modèle d'étoile, d'un système intégrable à un système mixte, ou des régions stables et chaotiques coexistent dans l'espace des phases. Dans cette thèse, nous montrons comment obtenir des formules semi-analytiques prédisant des espacements réguliers de fréquences dans le spectre des modes de pression d'étoiles en rotation rapide, en utilisant la théorie des rayons ainsi que les méthodes du chaos quantique. Ces formules relient les espacements réguliers de fréquences d'oscillations aux quantités physiques internes des étoiles, ce qui fournit un nouvel outil théorique pour l'astérosismologie des étoiles en rotation rapide.

De par le rôle central que jouent les étoiles dans l'astrophysique moderne, la compréhension de leur formation est un des principaux enjeux actuels de la discipline. Les étoiles se forment dans les nuages de gaz du milieu interstellaire. Ce milieu est magnétisé et turbulent ; la formation des étoiles est ainsi un phénomène complexe, non-linéaire et multi-échelle. Dans ce contexte, les processus de formation stellaire, et en particulier la formation des disques protostellaires et des systèmes multiples -- c'est à dire d'étoiles liées gravitationnellement -- sont encore mal compris. Les simulations numériques sont donc essentielles pour permettre de faire progresser notre connaissance de ces phénomènes. Ce travail de thèse se divise en deux parties, dédiées à l'étude des phases précoces de la formation des étoiles. La première partie sera centrée sur les simulations numériques que j'ai réalisées durant ma thèse, pour étudier la formation des disques protostellaires et des systèmes multiples. Le champ magnétique, lorsqu'il est suffisamment intense, est à l'origine d'un transport efficace du moment cinétique, qui peut empêcher la formation des disques protostellaires et inhiber la fragmentation du cœur. Sera d'abord présentée une étude analytique et numérique montrant l'importance de la géométrie de l'effondrement sur le transport du moment cinétique. En effet, lorsque le champ magnétique et l'axe de rotation du cœur préstellaire ne sont pas alignés, le freinage magnétique se révèle moins efficace, pouvant permettre la formation des disques. L'influence de la turbulence sur la diffusion du champ magnétique, la formation des disques, la fragmentation et les flots bipolaires -- traceurs importants de la formation stellaire -- sera ensuite étudiée. La turbuence permet de diffuser efficacement le champ magnétique des régions internes du cœur en effondrement et provoque également un basculement de l'axe de rotation du cœur, ce qui réduit le freinage magnétique. Des disques massifs peuvent alors se former et fragmenter. La deuxième partie de ce manuscrit se concentrera sur des observations synthétiques réalisées à partir de nos simulations. Trois types d'observations synthétiques ont été réalisées : des cartes en densité de colonne, des distributions spectrales d'énergie ainsi que des amplitudes de visibilité. Ces observations seront comparées à des modèles analytiques, suivant une procédure habituellement utilisée dans les études observationnelles, afin de tenter d'en déduire les propriétés des disques.