Un des enjeux majeurs de la théorie de l'évolution stellaire est de comprendre l'influence des processus de transport liés aux mouvements macroscopiques engendrés par la rotation sur la structure interne et l'évolution des étoiles. En particulier, le transport turbulent des éléments chimiques dû à la rotation différentielle dans les zones radiatives des étoiles est actuellement pris en compte dans de nombreux codes d'évolution stellaire comme un processus diffusif dont le coefficient est déterminé à partir d'arguments phénoménologiques. Le but de cette thèse est de contraindre l'un de ces coefficients, le coefficient de diffusion radiale induit par la rotation différentielle radiale, à l'aide de simulations numériques directes décrivant les mouvements turbulents engendrés par un cisaillement forcé localement dans une zone radiative d'étoile. L'exploration du domaine des très fortes diffusivités thermiques - ou, de manière équivalente, des petits nombres de Péclet -- typiques des intérieurs stellaires a été rendue possible par l'utilisation d'un développement asymptotique des équations de Boussinesq adapté. Le principal résultat ce cette thèse est que nos simulations numériques sont en accord avec la forme du coefficient de diffusion proposée par J.-P. Zahn dans le régime des nombres de Péclet turbulents inférieurs à un. Les résultats obtenus pour des nombres de Péclet supérieurs à un sont en accord avec le modèle de Lindborg & Brethouwer (2008) proposé dans un contexte géophysique. Les simulations réalisées en prenant en compte l'effet dynamique de la stratification chimique nous ont également permis de valider un des modèles utilisés dans les codes d'évolution stellaire et d'en éliminer un autre.

Cette thése comporte deux parties : - l'observation des spectres d'absorption de la raie 1420 mhz de l'hydrogène interstellaire dans la direction de radiosources extragalactiques, et interprétation de ces mesures. Les résultats permettent de discuter la température et la structure des nuages d'hydrogène neutre, et de confirmer l'existence d'un milieu internuage de faible densité et de température élevée. - dans la deuxième partie : on met en évidence une instabilité thermique du milieu interstellaire. Pour cela, on effectue une analyse linéaire de stabilité, puis on présente les résultats de calculs hydrodynamiques numériques. L'existence de cette instabilité pourrait permettre d'interpréter certains résultats observationnels.

L'étude de l'environnement circumstellaire des étoiles de la Séquence Principale concerne la plus grande partie des étoiles ;elle est en outre étroitement liée aux études connexes de la formation des étoiles et des systèmes planétaires. Cependant, l'approche observationnelle est rendue difficile par la très faible luminosité des milieux circumstellaires. Elle requiert donc une grande sensibilité ainsi qu'une haute résolution spatiale. D'une part, j'ai étudié l'applicabilité et l'efficacité de certains moyens observationnels pour cette étude. Cela m'a conduit en particulier à discuter les possibilités théoriques et réelles de la coronographie stellaire associée à l'optique adaptative, ainsi que celles de l'interférométrie optique et infrarouge. D'autre part, j'ai poursuivi l'étude d'environnements circumstellaires par de nouvelles observations. La spectroscopie tout d'abord a permis d'approfondir l'analyse de la composante circumstellaire gazeuse du prototype Beta Pictoris. En imagerie ensuite, à l'aide de la technique de coronographie avec optique adaptative, j'ai cherché à détecter la lumière diffusée par la poussière autour de cette étoile et d'autres candidats. Enfin, les observations sont interprétées pour améliorer notre connaissance de la distribution de matériau circumstellaire, ainsi que ses propriétés physiques et chimiques. Ces informations sont alors comparées à d'autres résultats récents, et placées dans une perspective évolutive sur les échelles de temps caractéristiques du système, à partir des résidus de nébuleuse proto-planétaire.

La première partie de ce travail concerne la recherche de nouvelles molécules interstellaires et circumstellaires. Après une description des divers hamiltoniens utilisés pour le calcul des fréquences des spectres moléculaires dans le domaine des ondes millimétriques,elle expose la recherche et la détection de nouvelles molécules, à l'aide d'observations réalisées avec le radiotélescope de 30m de l 'IRAM, ainsi que la couverture spectrale, effectuée à 2mm et 3mm, de l'émission de l'enveloppe circumstellaire IRC+ 10216. La deuxième partie de ce travail est consacrée à la détermination de rapports d'abondances isotopiques dans des enveloppes circumstellaires de Géantes Rouges, à partir d'observations millimétriques de raies moléculaires. Les rapports isotopiques du carbone, de l'azote, du soufre et du silicium sont mesurés dans l'enveloppe d'une étoile carbonée, IRC+10216; ceux du carbone, dans quatre enveloppes d'étoiles de type J (Y CVn, RY Dra, T Lyr, et WZ Cas); ceux de l'oxygène, dans deux étoiles carbonées (CIT6 et IRC+10216), deux pre-nébuleuses planétaires (CRL618 et CRL2688) et une nébuleuse planétaire (NGC7027). Les rapports isotopiques ainsi mesurés sont comparés aux valeurs déduites d'observations infrarouge, ainsi qu'aux prédictions des modèles théoriques des processus de nucléosynthèse et de mélange dans les étoiles de type Géantes Rouges.

Les étoiles multiples sont nombreuses, tant parmi les objets jeunes de faible masse, les étoiles T Tauri, que parmi les astres de la Séquence Principale (SP). En ce qui concerne les étoiles jeunes de masse intermédiaire, les étoiles Ae/Be de Herbig (HAeBe), le statut de la binarité est peu connu. Nous avons réalisé une recherche systématique de binaires HAeBe en utilisant deux techniques: l'imagerie à haute résolution angulaire avec la méthode de l'Optique Adaptative d'une part, et la spectroscopie visible à haute résolution d'autre part. Ces techniques complémentaires nous ont permis d'identifier plus d'une vingtaine de nouvelles étoiles binaires; la fréquence de binarité déduite est d'au moins 50 %, voir supérieure à cause des biais observationnels discutés dans la thèse. Pour la première fois, les types spectraux des compagnons ont pu être déterminés dans une vingtaine de systèmes visuels. Les implications de nos observations pour la présence de disques de poussières et la détection d'émission X dans les étoiles HAeBe sont présentées. Les contraintes apportées pour les théories de formation des binaires sont discutées. Une partie importante de la thèse est consacrée à une étude approfondie de l'étoile triple TY CrA, l'unique système spectroscopique hiérarchisé parmi les étoiles Ae/Be de Herbig. Après une description complète des paramètres orbitaux et stellaires, la modélisation de la dynamique de cet objet particulier a été réalisée. Nos calculs théoriques montrent que la cohésion du système est assurée par effet de marée à l'oeuvre dans la binaire à éclipse centrale. L'environnement circumstellaire de TY CrA a également été étudié à partir d'observations spectroscopiques infrarouges avec le télescope spatial ISO et à partir d'images en Optique Adaptative dans le proche infrarouge.

La proximité (= 300 pc du Soleil) et son intense activité de formation d'étoiles, font du complexe de Persée une région unique pour l'étude détaillée des interactions entre les nuages gazeux et les étoiles jeunes. Nous avons étudié au moyen de comptages d'étoiles et ,d'observation de molécules (CO,13 CO ,C18 0, HCO+, H13CO+, NH 3 , HC 3 N) la quasi-totalité du complexe. Dans le nuage moléculaire, nous distinguons 10 condensations (AV ~ 2- 3 mag), de quelques centaines de masses solaires chacune, où se trouvent des coeurs denses (nH2 = 1- 4 10 4 cm- 3 ). Le pourcentage de la masse dans ces coeurs est 2- 5 % de la masse totale. L'émission de 13 CO (J=1-0) est très bien correlée à l'extinction visuelle (dans l'intervalle 1 <= AV <=5 mag ). Cet isotope apparaît comme le traceur privilégié des nuages étendus. Nous mettons en évidence un fort accroissement de la température du gaz au bord nord - est du nuage. Ce chauffage est vraisemblablement dû au champ ultraviolet intense des étoiles 0 et B du voisinage. Le changement systématique de vitesse observé dans le nuage de Persée est expliqué par un mouvement d'expansion. Cet hypothèse s'accorde bien à la distribution à plus grande échelle observée en HI. L'explosion d'une supernova, il y a quelques millions d'années, pourraît être à l'origine de l'expansion.

La physico-chimie du gaz interstellaire froid est caractérisée par l'extrême rareté des associations ternaires et par la faible énergie cinétique disponible lors des collisions. Dans ce contexte, les réactions entre espèces neutres sont en général très peu efficaces, car "gelées" par d'importantes barrières d'activation. Depuis 1992, cependant , l'expérience CRESU montreque de nombreuses réactions neutre-neutre impliquant des radicaux tels que CN ou OH sont extrêmement rapides à basse température et ralentissent anormalement à plus haute température. Outre leurs conséquences sur les modèles de chimie interstellaire, ces résultats remettent en cause l'utilisation des théories de capture à longue-portée, incapables de rendre compte de la forte décroissance des constantes de vitesses avec l'élévation de la température. L'objectif de cette thèse est d'examiner l'influence des effets à. courte et moyenne-portée sur la cinétique du système représentatif CN + NH3 et de dégager un mécanisme générique permettant de reproduire la dépendance mesurée en température. Nous montrons, à partir de calculs de chimie quantique ab initio, que la réactivité inhabituelle de ce système ne provient pas d'une particularité de l'interaction radical-molécule à moyenne portée, mais vraisemblablement d'effets dynamiques à plus courte-portée. Nous mettons en évidence à l'aide de trajectoires quasi-classiques, l'influence de l'excitation rotationnelle sur le processus de capture et nous présentons un modèle de sélectivité angulaire permettant de reproduire quantitativement les mesures CRESU. Nous illustrons enfin, dans le cadre d'une étude triatomique simple, le rôle joué par les forces à courte-portée et nous confirmons l'importance des effets liés à l'état rotationnel des réactifs. Nos résultats soulignent ainsi la nécessité de considérer en détaille couplage entre le mécanisme de capture et l'évolution consécutive du complexe de réaction.

Beta Pictoris est jusqu'à présent la seule étoile autour de laquelle un disque de matière a été image. Ce disque pourrait constituer un système protoplanétaire dans un état d'évolution encore indéterminé. Nous présentons les observations en spectroscopie haute résolution (visible et uv) de la partie gazeuse de ce disque et un modèle de disque proposé pour en rendre compte. Ce modèle est discuté et comparé à ceux dérivés des observations en imagerie de la poussière. D'importantes variations sont observées dans la partie rouge des raies circumstellaires des éléments métalliques ionisés. Ces variations sont analysées en detail. Nous montrons qu'elles peuvent s'expliquer par l'évaporation de gros corps solides (environ 1 km) en chute vers l'étoile. Nous présentons enfin une approche possible dans la recherche d'autres systèmes semblables à celui de beta Pictoris et les premiers résultats dans ce domaine

Les étoiles Ae/Be de Herbig sont des étoiles pré-séquence principale de masse intermédiaire (2-5 M) présentant les signes d'une activité intense et de vents stellaires importants. L'origine de ces phénomènes reste mystérieuse car les mécanismes efficaces dans d'autres parties du diagramme HR sont, ici, inopérants. Nous avons étudié la formation des raies dans les vents de ces étoiles à l'aide d'un modèle semi-empirique à symétrie sphérique, les contraintes sur les paramètres libres du modèle étant alors déduites en comparant les spectres théoriques aux observations. Avec cette méthode, nous avons modélisé les raies de résonance de C IV et Mg II ainsi que les raies de Balmer et les continus de l'hydrogène, pour un échantillon représentatif d'étoiles. Nous avons pu confirmer que ces vents ont la même structure générale, et notamment une chromosphère à température modérée (T ~ 20 000 K). Nous obtenons des taux de perte de masse en très bon accord avec ceux déduits des observations radio. La quantité d'énergie dissipée dans le vent a été estimée par le calcul des pertes radiatives. Les valeurs obtenues sont supérieures à celles proposées par les modèles faisant intervenir des disques d'accrétion ou la rotation interne de l'étoile comme source d'énergie pour expliquer l'activité. La modélisation de la raie 1240 A de N V dans le vent d'AB Aur (prototype des étoiles Ae/Be de Herbig), observée avec le télescope spatial Hubble, nous a conduits à développer une méthode pour simuler la présence de globules chauds (T ~ 10 5 K) créés par des chocs, selon un modèle inspiré du vent solaire. Ce modèle nous permet également d'expliquer l'émission X observée par le satellite ROSAT. Les pertes radiatives occasionnées par ces globules sont supérieures à l'énergie cinétique du vent, ce qui montre que d'autres processus dissipatifs sont à l'oeuvre dans le vent de cette étoile. Ce travail constitue la première étape vers la prise en compte des écarts à la symétrie sphérique, révélés par la modulation rotationnelle de certaines raies du vent d'AB Aur. L'étude de la raie He l D3 a permis de poser les premières contraintes sur la physique à la base du vent d'AB Aur. Pour former une composante en émission décalée vers le bleu conforme aux observations, il est nécessaire de considérer des gradients de vitesse et des taux de perte de masse très élevés. Ce résultat montre que le vent d'AB Aur est fortement hétérogène, y compris dans les régions où il prend naissance. Il apparaît aussi que la composante en émission décalée vers le rouge de cette raie ne peut pas se former dans le vent mais qu'elle est vraisemblablement le résultat d'une accrétion de matière sur les pôles de l'étoile. Ces résultats représentent un ensemble de contraintes fortes, sur lequel il est désormais possible de s'appuyer pour mener à bien une étude théorique des vents des étoiles Ae/Be de Herbig.

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.