Les nuages magnétiques ("Magnetic Clouds ", MCs) sont assimilés à des structures helicoïdales à grande échelle interagissant avec le milieu interplanétaire au cours de leur propagation. McComas et al. (1988), suivi par Dasso et al. (2006), ont envisagé la reconnexion magnétique comme processus pouvant graduellement éroder la structure externe des éjections de masse coronale interplanétaires. Ce processus d'érosion est le sujet central de cette thèse. Tout d'abord, nous confirmons l'existence de l'érosion d'un nuage magnétique grâce à une étude multi-satellites combinant un ensemble de signatures clés. Après avoir déterminé l'orientation des axes du MC par différentes méthodes, nous estimons le taux de flux magnétique érodé en analysant les variations du flux magnétique azimutal du MC. Nous démontrons aussi la présence de signatures de reconnexion magnétique à la frontière avant du MC, tel qu'attendue. Finalement, nous étudions les caractéristiques de la distribution en angle d'attaque des électrons suprathermiques dans la région arrière du MC. Ces électrons indiquent des modifications topologiques à grande échelle, attendues du processus d'érosion. Dans une seconde partie, une analyse statistique de tous les nuages magnétiques observés au cours de la période 1995-2008 est réalisée dans le but de quantifier ce processus. Nous montrons que ce processus est récurrent : l'érosion est relevée à l'avant et à l'arrière dans les mêmes proportions. Cela est confirmé par l'étude statistique des jets de plasma aux frontières, qui démontre indépendamment la fréquence élevée du processus d'érosion. Dans une dernière partie, parce que le mécanisme d'érosion est susceptible de supprimer une partie de flux magnétique orienté vers le Sud d'un MC, à l'avant ou à l'arrière, nous étudions l'impact potentiel de l'érosion sur la géo-efficacité résultante, en utilisant un modèle de MC combiné à un modèle empirique de l'intensité du courant annulaire terrestre. Nous modélisons aussi l'évolution radiale de ce processus. Nous concluons que la majeure partie de l'érosion se produit à l'intérieur de l'orbite de Mercure.

Les disques de débris orbitant dans l'environnement des étoiles proches constituent un indicateur très important des propriétés des systèmes planétaires extra-solaires. Depuis l'espace et au sol, les moyens observationnels actuels permettent de déterminer dans divers domaines de longueurs d'ondes les propriétés spatiales de ces disques et celles des grains de poussières circumstellaires. Cette thèse aborde le sujet de la modélisation des disques de débris, à partir de données fournies par de multiples instruments, en premier lieu les télescopes spatiaux Hubble et Herschel, et les interféromètres infrarouges du VLTI, CHARA, et KIN. Mes premiers projets ont pris place dans le cadre de deux programmes-clés de l'Observatoire Spatial Herschel dédiés à l'étude des disques circumstellaires autour des étoiles proches. Au sein du projet GASPS, j'ai obtenu des observations spectro-photométriques de HD 181327, une jeune étoile (12[+8\-4] millions d'années, Ma) de type solaire entourée d'un anneau de débris massif de 90 unités astronomique (UA) de rayon vu aussi en lumière diffusée par le télescope spatial Hubble. La bonne détermination de la géométrie de l'anneau permet de se concentrer sur la modélisation de la distribution spectrale d'énergie, afin de mieux caractériser les propriétés des poussières. J'ai utilisé le code de transfert radiatif GRaTer et démontré que le système héberge une population de planétésimaux glacés, qui pourrait représenter une source d'eau et de volatils susceptible d'être libérée sur des planètes telluriques encore en formation. Je discute quelques résultats additionnels obtenus avec Herschel à propos de disques de débris jeunes, notamment HD 32297, et d'analogues faibles de la Ceinture de Kuiper. Les disques exo-zodiacaux (exozodis), analogues du nuage Zodiacal du Système Solaire, représentent une contrepartie chaude (ou tiède) aux disques de débris, résidant proche de la zone habitable (moins de quelques unités astronomiques) et encore mal connue. Ils sont révélés par leur émission proche et moyen infrarouge et peuvent être étudiés avec la précision et la résolution requises grace à l'interférométrie optique. Dans le cas de l'étoile β Pictoris (12[+8\-4] Ma), dont le disque est vu par la tranche, une fraction significative du disque externe diffuse de la lumière vers le champ de vue des interféromètres ; une composante interne chaude doit tout de même être invoquée pour justifier de l'excès mesuré dans l'infrarouge proche. En m'appuyant sur l'exemple de l'étoile Véga (440 ± 40 Ma), je présente la méthodologie employée et démontre que les exozodis chauds se caractérisent par une abondance de poussières sub-microniques, près de la distance de sublimation de l'étoile. D'un point de vue théorique, le mécanisme de production de ces petits grains non-liés est encore incompris. J'aborde plus en détails le cas du disque exozodiacal à deux composantes (chaude et tiède) de Fomalhaut (440 ± 40 Ma). Je développe une nouvelle méthode de calcul des distances de sublimation et recense les processus variés qui peuvent affecter un grain de poussière afin de fournir un cadre pour l'interprétation : l'exozodi chaud à ~0.1 - 0.2 UA serait la signature indirecte d'une ceinture d'astéroïdes située à ~2 UA à l'activité dynamique particulièrement intense. Finalement, je dresse un bilan des propriétés des disques de débris et de ce qu'ils peuvent nous apprendre quand on les compare au Système Solaire, et propose de futures directions de recherche pour explorer davantage les systèmes planétaires et leur dynamique.

Les supernovas gravitationnelles sont un sujet d'étude passionnant, aussi bien par la diversité et la richesse de la physique mise en jeu que par l'émerveillement que peut exercer l'apparition d'un nouvel objet brillant dans le ciel. Les supernovas incitent les chercheurs aussi bien que les profanes au rêve et à l'imagination. Cette thèse traite des simulations numériques des supernovas gravitationnelles, et en particulier du problème du transport des neutrinos. Les neutrinos jouent un rôle crucial dans le chauffage et le refroidissement de la matière, et donc dans l'explosion d'une supernova. Leur implémentation numérique est difficile, à cause des connaissances très détaillées nécessaires pour le traitement des interactions, mais surtout à cause de la très grande exigence en temps de calcul des équations à résoudre. Après une première partie sur le contexte physique dans lequel se trouvent les supernovas gravitationnelles actuellement, je fais le point sur leur traitement numérique, avec un accent sur les méthodes numériques présentes dans le code que j'ai utilisé tout au long de ma thèse, le code CoCoNuT. Pour le traitement des neutrinos, deux pistes sont proposées. La troisième partie de cette thèse propose de fortement simplifier le traitement des neutrinos. C'est ce qui est fait dans l'implémentation du schéma de fuite, que j'ai pu par la suite utiliser pour étudier la formation de trous noirs. Dans cette optique, je montre l'influence de l'ajout de particules exotiques (pions et hypérons) sur la formation du trou noir. La présence de pions ou d'hypérons déclenche l'effondrement plus vite que dans les simulations où leur présence n'est pas prise en compte. De plus, les hypérons présentent une transition de phase, intéressante à étudier, par exemple pour la contrepartie en ondes gravitationnelles. La deuxième piste proposée pour le traitement des neutrinos est la résolution de l'équation de Boltzmann en relativité générale. La dérivation de cette équation dans le cadre de la relativité générale, et plus précisément en formalisme 3+1, fait l'objet de la quatrième partie de cette thèse. Enfin, la cinquième partie de cette thèse introduit un nouveau code de résolution numérique de l'équation de Boltzmann. Je montre d'une part les méthodes utilisées, et d'autre part des tests numériques, qui valident le bon fonctionnement du code.

Un disque de débris autour d'une étoile de la séquence principale est composé de planétésimaux, reste de la formation des planètes selon la théorie core-accretion. Dans le Système solaire, il s'agit de la ceinture d'astéroïdes et de la ceinture de Kuiper. Autour des autres étoiles, les disques de débris sont observables s'ils sont assez massifs pour que les collisions entre planétésimaux produisent continûment assez de poussière détectable en émission thermique dans l'infrarouge lointain ou en lumière diffusée dans le visible. Dans cette thèse, nous étudions la purge (stripping), l'excitation dynamique, et la structuration d'un disque soumis à une interaction gravitationnelle avec une planète à l'intérieur du système, un compagnon stellaire dans un système binaire, et une étoile de passage dans l'environnement dense d'un amas ouvert pendant 100 millions d'années après la naissance de l'étoile. Nous avons abordé ces problèmes par la simulation de la dynamique d'un disque de planétésimaux dans ces différentes conditions. Enfin, nous avons mené une étude pour déterminer les caractéristiques de la population de disques de débris autour des étoiles de différents types stellaires à l'aide du modèle d'évolution collisionnelle standard, de nos résultats sur l'excitation dynamique des disques et des données des relevés Spitzer. Ainsi, nous montrons que la quasi-absence des disques de débris observée autour des étoiles de faibles masses de type stellaire M peut être expliquée par des planétésimaux au moins 10 fois plus petits en taille que ceux autour des étoiles de type solaire ou plus massives.

Cette thèse étudie l'origine et le fonctionnement du magnétisme et des processus dynamiques dans les étoiles de type solaire en se basant sur un travail théorique et sur des simulations numériques multidimensionelles. À partir de simulations à la fois 2D (code STELEM) et 3D (code ASH) nous étendons aux autres étoiles de types spectral G & K les travaux récents effectués sur le Soleil. Grâce à cette double approche nous sommes capables de mettre en évidence les mécanismes et paramètres clés pour expliquer le magnétisme et la rotation des étoiles. Le manuscrit est séparé en 4 parties. La première introduit le contexte et les notions clés de la dynamique des intérieurs stellaires, et en particulier, l'effet dynamo. On s'appuiera sur les connaissances détaillées que l'on a du Soleil, puis on les comparera aux autres étoiles pour distinguer ce qui lui est spécifique de ce qui est générique aux étoiles. La deuxième partie présente les résultats obtenus en utilisant le code 2D STELEM. Nous modélisons alors l'évolution du champ magnétique à grande échelle spatiale sur des temps de l'ordre de la période du cycle solaire (environ 11 ans) pour mieux comprendre l'effet dynamo qui lui a donné naissance. Nous montrons alors que les modèles solaires actuels ne sont pas en mesure de reproduire les observations lorsque l'on étend ce modèle à des étoiles en rotation rapide, sauf si l'on prend en compte le mécanisme de pompage turbulent, et sous des conditions précises. Puis, on a amélioré ces modèles cinématiques en incorporant l'effet Malkus Proctor qui prend en compte la rétroaction de la force de Lorentz sur la vitesse longitudinale. Nous montrons alors que l'on est capable de reproduire les oscillations torsionnelles solaires et de voir comment leurs caractéristiques évoluent avec le taux de rotation. La troisième partie se concentre sur les simulations numériques hautes performances 3D avec le code ASH. Contrairement au code précédent, ce dernier résoud l'intégralité des équations de la MHD. Nous avons étudié, d'abord hydrodynamiquement, comment la masse et la rotation influencent les propriétés de l'enveloppe convective, d'abord en la simulant de manière isolée, puis en prenant en compte le couplage avec la zone radiative sous jacente. Nous montrons que la dynamique est principalement régie par le nombre de Rossby et que ses caractéristiques deviennent opposées lorsque ce nombre devient supérieur à l'unité. Nous donnons également les lois d'échelles reliant les caractéristiques de l'écoulement (rotation différentielle, circulation méridienne etc.) en fonction de la masse et du taux de rotation. Enfin, la dernière partie se veut être une perspective générale du travail présenté précédemment. Nous développons des simulations 3D dans des étoiles en rotation rapide, prenant en compte le champ magnétique. Dans ces étoiles, le champ magnétique s'organise en rubans entrelacés concentrés à l'équateur et tire son énergie magnétique à la fois de l'énergie cinétique des mouvements convectifs mais aussi de la forte rotation différentielle. Enfin, nous évaluons comment l'utilisation conjointe de ces deux types de simulations (2D et 3D) peut être bénéfique.

La connaissance du flux UltraViolet (UV) solaire et de sa variabilité dans le temps est un problème clé aussi bien dans le domaine de l'aéronomie qu'en physique solaire. Alors que l'extrême UV, entre 10 et 121 nm, est important pour la caractérisation de l'ionosphère, l'UV entre 121 et 300 nm l'est tout autant pour les modélisations climatiques. La mesure continue de l'irradiance dans l'UV est cependant une tâche ardue. En effet, les instruments spatiaux étant dans un environnement hostile se dégradent rapidement. De nombreux modèles basés sur des indices solaires sont alors utilisées lorsque peu de données sont disponibles. Pourtant, l'utilisation de ces indices ne permet pas d'atteindre aujourd'hui une précision suffisante pour les différentes applications en météorologie de l'espace. Comme alternative, ce travail de thèse met en avant l'utilisation de bandes passantes pour reconstruire l'irradiance solaire dans l'UV. En utilisant des méthodes d'analyse statistique multivariée, ce travail met tout d'abord en évidence la forte cohérence de la variabilité spectrale de l'irradiance dans l'UV, ainsi que ses principales caractéristiques. Une première étape consiste à utiliser des bandes passantes existantes afin de tester la faisabilité de notre approche: le flux UV peut ainsi être reconstruit avec une erreur relative d'environ 20%, une bien meilleure performance qu'avec l'utilisation d'indices solaires. Ce travail propose ensuite plusieurs choix pour définir un futur instrument d'un genre nouveau. Afin de limiter les problèmes de dégradation liés à l'utilisation de filtres, les nouveaux détecteurs à matériaux à large bande interdite permettent de sélectionner la bande spectrale, notamment pour l'UV à partir de 120 nm. Enfin, une modélisation de l'impact du flux UV solaire sur l'atmosphère de Ganymède est exposée. Les émissions atmosphériques pour quelques espèces sont alors calculées, afin de proposer quelques recommandations pour les futures missions pour Jupiter.

Avec des instruments toujours plus précis et performants, la détection et la caractérisation des exoplanètes sont devenues un domaine de recherche qui ne cesse de croître. Cependant, les données obtenues sont toujours dépendantes des paramètres des étoiles les abritant. Par exemple, les mesures de vitesse radiale permettent de déterminer le rapport Mp sin(i)/M*, tandis que la méthode des transits fournit Rp/R*. L'estimation du rayon stellaire avec une précision suffisante est donc un élément très important pour contraindre à la fois les paramètres de l'étoile et la masse minimale de l'exoplanète. Un autre phénomène, l'activité stellaire, ne doit pas être négligé car, comme l'ont prouvé de nombreux travaux sur les vitesses radiales, elle affecte le signal provoqué par les exoplanètes. Sa connaissance est aussi essentielle puisqu'elle renseigne sur l'évolution et la structure des étoiles. Plusieurs méthodes sont actuellement employées pour mesurer les paramètres stellaires : astérosismologie, spectrophotométrie, interférométrie. J'ai utilisé cette dernière méthode pour aborder le problème de la détermination des paramètres fondamentaux des étoiles hôtes sur deux aspects. J'ai effectué tout au long de ma thèse des observations avec VEGA/CHARA, un interférométre opérant dans le domaine visible et bénéficiant des plus longues bases du monde. Cela permet d'obtenir une résolution angulaire de 0.3 millisecondes d'arc, couplée à des précisions de 1−3% sur les diamètres. En utilisant des formules empiriques, j'en ai déduit les paramètres d'un échantillon de 17 étoiles : rayon linéaire, masse, température effective. Cet échantillon comprend des étoiles hôtes, mais aussi des étoiles sans exoplanète connue à ce jour à titre de comparaison. Grâce aux précisions atteintes sur les paramètres, elles ont pu être placées sur le diagramme de Hertzsprung-Russell, et les masses minimales des exoplanètes qui en sont déduites se sont révélées en très bon accord avec les estimations obtenues avec d'autres méthodes. J'ai complété ce travail par la modélisation d'étoiles abritant une exoplanète en transit ou ayant une tache magnétique afin de quantifier l'impact qu'elles produisent sur les observables interférométriques (visibilités, phases et clôtures de phase). Pour cela, j'ai développé un code numérique incluant des formules analytiques servant à sonder les capacités de VEGA/CHARA à mesurer ces signaux, et ainsi rendre compte des améliorations à apporter sur un tel instrument. J'apporte aussi une analyse complète et plus globale des paramètres pouvant influencer la détection et la caractérisation des taches et exoplanètes, comme leur diamètre ou leur position sur le disque stellaire, en utilisant un interféromètre fictif. Il s'avère que pour des étoiles résolues abritant des exoplanètes ou taches assez grosses, les bases de CHARA sont assez grandes pour permettre leur détection. Par contre, la différence entre les deux signaux s'opère au-delà du 2ème lobe de visibilité et est surtout repérable dans les mesures de clôtures, et demeure donc pour l'instant hors d'atteinte de VEGA. Cette thèse englobe une partie importante du travail effectué généralement sur les étoiles hôtes car elle inclut l'analyse des paramètres stellaires, mais aussi l'activité stellaire, ce qui permet une meilleure caractérisation des exoplanètes et donne des perspectives sur les interféromètres futurs. À l'heure où la précision des instruments permettant de détecter des exoplanètes dépasse la précision disponible sur les paramètres des étoiles hôtes, l'étude des étoiles hôtes et des phénomènes qui perturbent la mesure de leurs paramètres devient cruciale si l'on veut faire progresser la connaissance sur les exoplanètes.

Tandis que notre compréhension de l'évolution et de la formation planétaire est encore incomplète, nous sommes à un tournant dans le domaine, grâce à un nombre désormais significatif (au sens statistique) d'exoplanètes caractérisées. La majeure partie de l'information disponible sur ces systèmes est contenue dans les observations de l'étoile hôte. Ma thèse a eu pour objectif de mieux caractériser les planètes géantes en les étudiant de manière cohérente avec leur étoile hôte. En combinant les modèles stellaires et planétaires, je propose une procédure fiable (implémentée dans un nouveau code : SET) pour déduire les paramètres du systèmes : masses, rayons, âge, composition planétaire... J'ai pu notamment comparer différents modèles stellaires afin d'estimer les erreurs intrinsèques et systématiques. Je présente ensuite les résultats de cette méthode pour l'analyse des systèmes CoRoT, parmi lesquels : CoRoT-2 dont la planète massive est trop grande par rapport à ce que les modèles planétaires prédisent; CoRoT-9 dont la planète est une clef importante pour la validation des modèles planétaires théoriques; et CoRoT-18 dont les indicateurs d'âge issus de la gyrochronologie et de l'abondance en lithium sont en désaccord avec les modèles stellaires. Enfin, je détaille le travail que nous avons effectué sur le premier système décou- vert possédant plusieurs planètes en transit, Kepler-9, pour lequel nous avons contraint la composition relative de deux exoplanètes. À l'avenir, SET sera disponible publiquement et pourra servir à l'analyse statistique des exoplanètes et à l'amélioration des modèles théoriques.

Modelos computacionais existentes de estrelas quentes com rotação moderada ou rápida (vrot >= 20 km/s) não reproduzem satisfatoriamente as caractersticas das freqüências observadas devido às pulsações não-radiais, como por exemplo splittings e assimetrias. O objetivo do trabalho consiste em melhorar a qualidade de tais modelos de forma a poder cotejá-los com as caractersticas observacionais de pulsações não-radiais num processo iterativo que conduzirá a determinar com maior precisão os parâmetros fsicos e a estrutura interna de tais estrelas. Em particular, procuramos determinar o perfil radial de rotação no interior dos objetos. Os satélites da geração atual (Corot, Kepler, etc.) permitem medir os parâmetros das pulsações não-radiais com grande sensibilidade de detecção e grande poder de resolução de frequências. Apresentamos os resultados de nossos cálculos, cotejados com resultados obtidos a partir de observações fotométricas e espectroscópicas da estrela de tipo beta Cephei theta Ophiuchi (vsini = 29 +/- 7 km/s). Com tal procedimento, conseguimos: (i) identificar as caractersticas do perfil de rotação interna das estrelas quentes, indispensável para fazer modelos mais realistas; e (ii) simplificar o problema: refazemos o código de cálculo perturbativo contendo apenas os termos dominantes quanto à sensibilidade à rotação, tornando mais preciso e eficiente o cálculo de pulsações não-radiais para as estrelas estudadas. / Current computational models for hot stars with moderate or rapid rotation (vrot >= 20 km/s) do not satisfactorily reproduce the characteristics of observed frequencies due to non-radial pulsations, for instance, splittings and asymmetries. The goal of this work is to improve the quality of such models in such a way that they better represent observational characteristics of non-radial pulsations, in an iterative process which leads to better precision of physical parameters and internal structure of such stars. In particular, we determine the radial rotation profile in the interior of the objects. Present-day satellites (Corot, Kepler, etc.) allow measurement of non-radial pulsation parameters with great detection sensibility and high-resolution frequency power. We present the results of our calculations, compared with results obtained from photometric and spectroscopic observations from the beta Cephei star theta Ophiuchi (vsini = 29 +/- 7 km/s). With such a procedure, we were able to: (i) identify the characteristics of internal rotation profiles of hot stars, which are needed for more realistic models; and (ii) simplify the problem: we redid the perturbative calculation code including only the main terms in relation to the sensibility to rotation, yielding a more precise and efficient calculus of non-radial pulsation for the stars studied.

A Astrofísica Nuclear é a chave para explicar, entre outras coisas, a produção de energia nas estrelas, a evolução estelar e a síntese de elementos químicos e seus isótopos no Universo. Nesses casos, as reações nucleares formam a estrutura principal, cujas seções de choque e taxas de reação precisam ser determinadas com bastante precisão em laboratório. Devido às condições extremas encontradas nas estrelas, o entendimento dos processos nucleares que ocorrem em seus interiores se tornaram um grande desafio para os físicos nucleares teóricos e experimentais. Nos últimos 40 anos, os físicos vem medindo as taxas dessas reações, porém, as incertezas nesses valores são altas em razão das dificuldades experimentais encontradas nas medidas de seção de choque de processos que ocorrem em energias extremamente baixas (região do pico de Gamow). Desta forma, apenas em alguns casos é possível medir diretamente a seção de choque e o comportamento em baixas energias é geralmente extrapolado da região de energias mais altas. Para evitar o procedimento da extrapolação, alguns métodos indiretos estão sendo 5 usados com sucesso nos últimos anos. Em particular, o método do Cavalo de Tróia permite obter o fator astrofísico S(E) de reações nucleares envolvendo partículas carregadas a baixas energias sem necessidade de extrapolação e sem o efeito da blindagem eletrônica. As reações 10B(p,a)7Be e 11B(p,a)8Be são as principais responsáveis pela queima do boro em estrelas do grupo F e G da sequência principal. As respectivas seções de choque já foram obtidas em experimentos diretos anteriores, porém, os dados não chegam na região do pico de Gamow e o comportamento do fator astrofísico é extrapolado de energias mais altas. Neste trabalho, obteve-se o fator astrofísico S(E) das reações 10B(p,a)7Be e 11B(p,a)8Be através do método indireto do Cavalo de Tróia (THM) aplicado às reações de três corpos 2H(10B,a7Be)n e 2H(11B,a8Be)n sem necessidade de extrapolação. O fator astrofísico obtido por meio do THM para a reação 10B(p,a)7Be é duas vezes menor na região do pico de Gamow comparado com estudos diretos anteriores. Para a reação 11B(p,a)8Be foram estudados separadamente os canais a0 e a1 e o fator astrofísico obtido por meio do THM está de acordo com os estudos diretos anteriores. / Nuclear Astrophysics is the key to explain, among other things, the production of energy in stars, stellar evolution and the synthesis of chemical elements and isotopes in the Universe. In such cases, nuclear reactions are the main structure, where cross sections and reaction rates must be determined with reasonable accuracy in the laboratory. Because the extreme conditions found in stars, the understanding of nuclear processes that occur in their interiors have become a big challenge for theoretical and experimental nuclear physicists. In the last 40 years, physicists are getting the rates of these reactions but the uncertainty in these values are high due to difficulties found in the experimental cross section measurements at very low energies (Gamow peak region). Thus, only in some cases it is possible to measure directly the cross section and the behavior at low energies is usually extrapolated from the region of higher energy. To avoid the procedure of extrapolation, some indirect methods are being used successfully in recent years. In particular, the Trojan Horse Method gives the Astrophysics 7 S(E) factor of nuclear reactions involving charged particles at low energies without extrapolation and without electron screening effects. The reactions 10B(p,a)7Be and 11B(p,a)8Be are the main responsible for the burning process of boron inside F and G main sequence stars. The cross sections of these reactions have been obtained in previous direct experiments, but the data did not reach the Gamow peak and the behavior of the S(E) factor is then extrapolated from higher energies. In this work, we extract the S(E) factor for the reactions 10B(p,a)7Be and 11B(p,a)8Be through the indirect Trojan Horse Method (THM) applied to the three body reactions 2H(10B,a7Be)n e 2H(11B,a8Be)n without extrapolation. The astrophysical S(E)-factor for the 10B(p,a)7Be reaction was extracted by means of the THM and it is a factor 2 less in the Gamow peak if compared with previous direct studies. For the 11B(p,a)8Be reaction both a0 e a1 channels were studied by means of the THM and the astrophysical S(E)-factor extracted is in good agreement with direct previous studies.