Une manière efficace de contraindre la formation des planètes est l'étude des disques protoplanétaires. Les premières images de ces disques ont été obtenues dans les années 80 en infrarouge et en millimétrique. Ces images dévoilaient pour la première fois la morphologie de l'excès infrarouge vu dans les distributions spectrales d'énergies des étoiles jeunes. Depuis, de nets progrès ont été faits et, outre la détection directe de planètes, nous sommes capables de distinguer les perturbations que celles-ci pourraient engendrer dans ces disques. La région interne de ces disques, où la majorité des planètes sont détectées, est complexe car étant le théâtre de nombreux phénomènes encore mal contraints (sublimation de la poussière, vents, accrétion). Pour les étoiles jeunes les plus proches, observer ces régions revient à atteindre une résolution angulaire de l'ordre de la milliseconde d'arc, inatteignable avec un télescope monolithique. L'interférométrie optique permet de satisfaire cette contrainte. Cette technique consiste à combiner la lumière de deux télescopes ou plus afin de la faire interférer. Ces interférences permettent de contraindre la morphologie de l'objet observé à l'aide de modèles. Mais afin de comprendre les phénomènes en jeu il est nécessaire d'avoir une image indépendante de ces modèles. La reconstruction d'images est possible avec l'avènement récent d'interféromètres à 4 télescopes ou plus. Les premières images ont ainsi pu être reconstruites. Cependant, l'étoile centrale ne permet pas d'accéder facilement à l'image de l'environnement. Ma thèse a donc consisté à outrepasser cette difficulté en développant une méthode de reconstruction d'image adaptée à l'environnement protoplanétaire des étoiles jeunes. Elle consiste à séparer l'étoile centrale de l'image afin de reconstruire son environnement tout en prenant en compte la différence de température entre ces deux éléments. Grâce à cette méthode et aux instruments interférométriques du VLTI, j'ai pu reconstruire les images des premières unités astronomiques d'une douzaine d'étoiles de Herbig et de révéler leurs morphologies. J'ai ainsi pu appliquer une analyse géométrique originale afin de les caractériser. Enfin, j'ai analysé plus en détail un étoile particulière, MWC158, dont j'ai imagé la variabilité qui pourrait être interprétée comme une éjection de matière. Ma thèse démontre l'importance de la prise en compte des aspects chromatiques dans la reconstruction d'image ainsi que de l'adaptation de cette méthode à la spécificité des étoiles jeunes. / An effective way to understand the formation of planets is the study of protoplanetary disks. The first images of these disks were obtained in the infrared and the millimeter in the 80s. These images unveiled for the first time the morphology of the infrared excess seen in the spectral energy distributions of young stellar objects. Since then, significant progress has been made and, in addition to the direct detection of planets, we are able to distinguish the disruption they could cause in these disks. The inner region of these disks, where the majority of planets are found, is complex as being the scene of many phenomena still poorly constrained (dust sublimation, winds, accretion). For the closest young stars, observing these regions amounts to achieve an angular resolution of the order of a milliarcsecond, unattainable with monolithic telescopes. The optical interferometry can reach such a small angle. This technique consists in combining the light of two or more telescopes to make it interfere. These interferences can be used to constrain the morphology of the observed object by using models. But to understand the phenomena involved in the inner parts of young stellar objects, it is necessary to have an independent image. Image reconstruction is possible with the recent advent of interferometers with 4 or more telescopes. The first images were able to be rebuilt. However, the central star does not allow easy access to the environment morphology. The goal of my thesis was to bypass this difficulty by developing a method of image reconstruction which is adapted to the protoplanetary environment of young stars. It consists in separating the central star of the image to reconstruct its environment while taking into account the temperature difference between the two. With this method and the VLTI interferometric instruments, I reconstructed the images of the first astronomical unit of a dozen of Herbig stars and revealed their morphologies. I was able to apply a novel geometric analysis to characterize them. Finally, I have analyzed in more detail a particular star, MWC158, which I imaged the variability that could be interpreted as a matter ejection. My thesis demonstrates the importance of the inclusion of chromatic aspects in image reconstruction and adaptation of this method to the specific characteristics of young stars.

Les nanofils semiconducteurs sont des nano-objets dont la longueur peut aller jusqu'à quelques microns et dont la section peut être inférieure à la dizaine de nanomètre. En particulier, les nanofils de nitrures d'éléments III (GaN, AlN, InN, leurs alliages ternaires et leurs hétérostructures) sont extrêmement prometteurs en vue du développement d’une nouvelle génération de dispositifs d’électronique et d’optoélectronique tels que photodétecteurs, nanotransistors, biocapteurs, source de lumière, cellules solaires, etc.Dans ce travail, nous présentons la fabrication et la caractérisation de deux types de dispositifs à base de nanofils de nitrures III-V : des photodétecteurs d’une part et des dispositifs émetteurs de lumière d’autre part. Tout d'abord, nous avons réalisé et caractérisé un photodétecteur UV aveugle à la lumière du jour à base de nanofils de GaN verticalement alignés sur un substrat de Si(111) contenant une jonction p-n. Nous avons montré que ces dispositifs présentent une réponse supérieure à celle de leurs homologues en couches minces. Ensuite, nous avons fait la démonstration de photodétecteurs UV à base de nanofils uniques contenant des disques quantiques GaN / AlN multi-axiales insérés dans une région non intentionnellement dopé. Les résultats obtenus par spectroscopie de photoluminescence (PL) et cathodoluminescence (CL) montrent des contributions spectrales en-dessous et au-dessus de la bande interdite du GaN attribuées a la variation de l'épaisseur des disques. Les spectres de photocourant montrent un pic sous la bande interdite lié à l'absorption inter-bande entre les états confinés dans les disques les plus larges. Enfin, nous présentons une étude de photodétecteurs et émetteurs de lumière à base de nanofils de GaN contentant une hétérostructure cœur-coquille InGaN / GaN. Les fils utilisés comme photodétecteurs ont montré une contribution en dessous de la bande interdite de GaN. D’autre part, les mesures OBIC démontrent que ce signal provient exclusivement de la région active. Les fils de type LED basés sur la même structure montrent une forte émission d'électroluminescence et un décalage vers le rouge lorsque le taux d’indium présent dans les disques quantiques augmente, en accord avec les résultats de photoluminescence et de cathodoluminescence. / Semiconductor nanowires are nanostructures with lengths up to few microns and small cross sections (10ths of nanometers). In the recent years the development in the field of III-N nanowire technology has been spectacular. In particular they are consider as promising building in nanoscale electronics and optoelectronics devices; such as photodetectors, transistors, biosensors, light source, solar cells, etc. In this work, we present fabrication and the characterization of photodetector and light emitter based devices on III-N nanowires. First we present a study of a visible blind photodetector based on p-i-n GaN nanowires ensembles grown on Si (111). We show that these devices exhibit a high responsivity exceeding that of thin film counterparts. We also demonstrate UV photodetectors based on single nanowires containing GaN/AlN multi-axial quantum discs in the intrinsic region of the nanowires. Photoluminescence and cathodoluminescence spectroscopy show spectral contributions above and below the GaN bandgap according to the variation of the discs thickness. The photocurrent spectra show a sub-band-gap peak related to the interband absorption between the confined states in the large Qdiscs. Finally we present a study of photodetectors and light emitters based on radial InGaN/GaN MQW embedded in GaN wires. The wires used as photodetectors showed a contribution below the GaN bandgap. OBIC measurements demonstrate that, this signal is exclusively generated in the InGaN MQW region. We showed that LEDs based on this structure show a electroluminescence emission and a red shift when the In content present in the QWs increases which is in good agreement with photoluminescence and cathodoluminescence results.

Aujourd'hui, la puissance de calcul des processeurs et la capacité de stockage des disques durs tels que conçus dans l'électronique moderne sont limités par la limite thermodynamique aux systèmes finis. Pour garder une vitesse de développement tel que prédit par la loi de Moore, il est donc nécessaire de considérer de nouveaux types d’architecture d’unité de calcul et stockage d’information. Un autre problème réside dans la gestion des pertes de courant par effet Joule, qui deviennent critiques dès lors que l’on atteint de très fortes densités de transistors et bits magnétiques. Notre étude s’inscrit dans ces problématiques, par la conception de nouveaux systèmes à fort couplage magnéto-électrique qui permettrait de contrôler l’information magnétique par l’injection de faibles courants électriques. Notre objectif a été de concevoir un système à fort couplage magnéto-électrique. Il existe des matériaux possédant un couplage entre ordre magnétique et ordre ferroélectrique de façon intrinsèque. Ce type de structures représente une bonne base d’analyse conceptuelle sur la nature d’hybridation des ordres férroiques. Cependant le couplage y est généralement faible, et ne permet pas l’intégration de ces matériaux dans l’électronique moderne.Une autre option consiste à artificiellement générer un couplage magnéto-électrique à travers l’interface entre deux matériaux possédant chacun un des ordres férroiques. Nous avons travaillé essentiellement sur ce type d’hétérostructure binaire, alliant un substrat ferroélectrique type, (BaTiO3) avec, dans un premier temps, un film ultra-mince ferromagnétique type (Fe, Co, FeNi). Nous avons montré la présence d’une signature d’un couplage magnéto-électrique faible à l’interface de ces systèmes. Nous avons ensuite proposé de remplacer le matériau ferromagnétique typique par un film mince de FeRh, un alliage qui possède une transition de phase magnétique d’antiferromagnétique à ferromagnétique juste au-dessus de la température ambiante, qui dépend à la fois de la température, de la pression et du champ magnétique.Nous avons alors réalisé une étude de croissance de FeRh en films ultra-minces. Nous avons pu montrer que l’alliage garde une température de transition bulk et une transition assez abrupte jusqu’à 5nm d’épaisseur. Nous avons ensuite étudié le couplage magnéto-électrique dans le système FeRh(22nm)/BaTiO3 par magnétométrie SQUID sous champ électrique. Nous avons démontré un très fort effet magnéto-électrique induit par contrainte mécanique, possédant une constante de couplage record, α = 1.6 x 10-5 s.m-1, un ordre de grandeur au-dessus des valeurs rapportées dans la littérature.Utilisant notre connaissance du système, nous avons montré l’intérêt conceptuel d’utiliser un matériau à transition de phase dans les architectures novatrices de mémoire, en proposant une description mathématique d’un comportement memristif dans le système FeRh/piézoélectrique.Finalement, l’utilisation pratique de FeRh nous a amené à étudier l’alliage par calculs Ab Initio sous contrainte mécanique et sous injection de charges, pour comprendre plus fondamentalement la nature et les mécanismes de la transition. / One of the most practical concept used in physics and engineering is the concept of triggeror switch, consisting of a means to start a controlled chain of energy transformation.A switch can lead to reversible or irreversible consequences. Technological developmentusually seeks to make use of the former because it allows for repetitive logical tasks. Suchtriggers exist via the coupling between two or more types of energetic transformations.It is formally described by the interaction between two or more distinct fields and theirexpression on a system. Amongst the most studied coupling in material physics, we findelectro-mechanical couplings such as piezoelectricity or ferroelectricity, electro-caloric ormagneto-caloric couplings such as pyroelectricity and pyro-magnetism, magneto-electric,etc. The fundamental and experimental domestication and understanding of these couplingsis usually followed (and very often motivated) by the design of practical applicationin electronics engineering technology.

Au delà du système solaire et de ses planètes, nous avons maintenant un catalogue de quasiment 1000 exoplanètes qui illustrent la grande diversité des planètes et des systèmes qu'il est possible de former. Cette diversité est un défi que les modèles de formation planétaire tentent de relever. La migration de type 1 est un des mécanismes pour y parvenir. En fonction des propriétés du disque protoplanétaire, les planètes peuvent s'approcher ou s'éloigner de leur étoile. La grande variété des modèles de disques protoplanétaires permet d'obtenir une grande variété de systèmes planétaires, en accord avec la grande diversité que nous observons déjà pour l'échantillon limité qui nous est accessible. Grâce à des simulations numériques, j'ai pu montrer qu'au sein d'un même disque, il est possible de former des super-Terres ou des noyaux de planètes géantes selon l'histoire de migration d'une population d'embryons. / In addition to the Solar System and its planets, we now have a database of nearly 1000 planets that emphasize the huge diversity of planets and systems that can be formed. This diversity is a challenge for planetary formation models. Type I migration is one of the mechanisms possible to explain this diversity. Depending on disc properties, planets can migrate inward or outward with respect to their host star. The huge parameter space of protoplanetary disc models can form a huge diversity of planetary systems, in agreement with the diversity observed in the nonetheless small sample accessible to us. Thanks to numerical simulations, I showed that within the same disc, it is possible to form super-Earths or giant planet cores, depending on the migration history of an initial population of embryos.

Au cours de cette thèse nous avons étudié expérimentalement les phases denses de disques polaires vibrés, un bon modèle de liquide actif.L'expérience consiste à mettre en vibration des disques durs designés avec deux pattes avant et arrière différentes. Cela leur confère une polarité et sous l'effet de la vibration les disques avancent avec persistance dans la direction de leur polarité.Il a été montré que ce disque polaire est un bon modèle de particule active. Par ailleurs, il a été observé que ces disques forment un liquide polaire ordonnée pour des fractions surfaciques autour de 0.40.Au cours de cette thèse nous avons travaillé à plus haute densité pour étudier la cristallisation de ce liquide actif. Nous avons observé une dynamique fortement intermittente au cours de laquelle des agrégats denses et ordonnés se forment mais se fragmentent sans cesse. Ce régime perdure jusqu'à la fraction surfacique de 0.83, la plus élevée que nous ayons pu atteindre dans un premier temps.Pour étudier l'existence éventuelle d'une phase cristalline stable, nous avons réalisé des expériences dans une enceinte hexagonale, où il est possible d'imposer des fractions surfaciques de l'ordre de 0.89 proche de celle de l'empilement hexagonal compact. Nous observons un cristal dans le cas où l'enceinte est totalement remplie, en revanche lorsque que l'on retire quelques disques le cristal se met à tourner de manière spectaculaire tout en conservant un ordre positionnel.Enfin, nous avons réalisé des expériences de mesures de pression mécanique. Nous avons observé que la pression mécanique exercée par les disques polaires dépend de la nature des murs de l'enceinte. On conclu que la pression mécanique n'est pas une variable d'état pour ce système. / During this thesis, we studied experimentally the dense phases of vibrated polar disks, a good model of active liquid.The experiment involves vibrating hard discs with two different front and rear legs. This provides them with a polarity such that they perform persistent directed motion when they are shaken vertically.These polar discs has been shown to be a good active particle model. Moreover, it has been observed that these disks form an ordered polar liquid for surface fractions around 0.40.During this thesis we worked at a higher density to study the crystallization of this active liquid. We observed a highly intermittent dynamics during which dense and ordered aggregates form but are constantly fragmented. This regime lasts until the surface fraction of 0.83, the highest that we have been able to reach at first.In order to study the possible existence of a stable crystal phase, we carried out experiments in a hexagonal arena, where it is possible to impose surface fractions of the order of 0.89 close to that of the compact hexagonal packing. We observe a crystal in the case where the arena is completely filled, however when removing a few discs the crystal flows and rotates spectacularly while maintaining a positional order.Finally, we carried out mechanical pressure measurement experiments. We have observed that the mechanical pressure exerted by the polar disks depends on the nature of the walls of the arena. We conclude that mechanical pressure is not a state variable for this system.

Les conceptions récentes de turbomachines ont tendance à évoluer vers des liaisons entre étages de plus en plus souples et des niveaux d'amortissement faibles, donnant lieu à des configurations où les modes sont susceptibles de présenter des niveaux de couplages inter-étages forts. En général, les ensembles disques aubes multi-étagés n'ont aucune propriété de symétrie cyclique d'ensemble et l'analyse doit porter sur un modèle de la structure complète donnant lieu à des calculs très coûteux. Pour palier ce problème, une méthode récente appelée symétrie cyclique multi-étages peut être utilisée pour réduire le coût des calculs des rotors composés de plusieurs étages, même lorsque les étages ont un nombre différent de secteurs. Cette approche profite de la symétrie cyclique inhérente à chaque étage et utilise une hypothèse spécifique qui aboutit à des sous-problèmes découplés pour chaque ordre de Fourier spatial. La méthodologie proposée vise à étudier l'effet des incertitudes sur le comportement dynamique des rotors en utilisant l'approche de symétrie cyclique multi-étages et l'expansion en Chaos Polynomial. Les incertitudes peuvent découler de l'usure des aubes, des changements de température ou des tolérances de fabrication. En première approche, seules les incertitudes provenant de l'usure uniforme de l'ensemble des aubes sont étudiées. Celles-ci peuvent être modélisées en considérant une variation globale des propriétés du matériau de l'ensemble des aubes d'un étage particulier. L'approche de symétrie cyclique multi-étages peut alors être utilisée car l'hypothèse de secteurs identiques est respectée. La positivité des matrices aléatoires concernées est assurée par l'utilisation d'une loi gamma très adaptée à la physique du problème impliquant le choix des polynômes de Laguerre comme base pour le chaos polynomial. Dans un premier temps des exemples numériques représentatifs de différents types de turbomachines sont introduits dans le but d'évaluer la robustesse de la méthode de symétrie cyclique multi-étages. Ensuite, les résultats de l'analyse modale aléatoire et de la réponse aléatoire obtenus par le chaos polynomial sont validés par comparaison avec des simulations de Monte-Carlo. En plus des résultats classiquement rencontrés pour les fréquences et réponses forcées, les incertitudes considérées mettent en évidence des variations sur les déformées modales qui évoluent entre différentes familles de modes dans les zones de forte densité modale. Ces variations entraînent des modifications sensibles sur la dynamique globale de la structure analysée et doivent être considérées dans le cadre des conceptions robustes.

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 Beta 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.

Le processus d'accrétion joue un rôle crucial dans le scénario de formation stellaire. Il régit l'interaction des étoiles jeunes avec leurs disques, en régulant l'échange de masse et de moment cinétique; ainsi, il a un impact durable sur leur évolution. De plus, l'accrétion est un ingrédient essentiel de la physique des systèmes étoile-disque à l'époque de formation planétaire. Selon le modèle d'accrétion magnétosphérique, une cavité de quelques rayons stellaires s'étend de la surface de l'étoile au bord interne du disque. L'interaction se produit donc par le champ magnétique stellaire, qui pénètre le disque interne et l'attèle à l'objet central. Des colonnes d'accrétion se développent du disque interne suivant les lignes de champ, et atteignent l'étoile à des vitesses presque de chute libre. L'impact à la surface crée des chocs localisés, qui sont responsables de l'excès de luminosité UV distinctif des systèmes accrétants par rapport aux objets non-accrétants. L'évolution temporelle intrinsèque et l'effet d'alternance du côté visible des objets au cours de leur rotation se mélangent dans la variabilité photométrique typique des étoiles jeunes, révélée par les campagnes de suivi.Durant ma thèse, j'ai mené une étude statistique du processus d'accrétion et de sa variabilité dans la région NGC 2264 (3 Myr). Cet amas contient plus de 700 membres, repartis entre étoiles avec disque (45%) et sans disque. J'ai qualifié l'accrétion par la diagnostique de l'excès UV; les étoiles de l'amas privées de disque définissent le niveau d'émission de référence au-dessus duquel l'excès UV provenant du choc d'accrétion est décelé et mesuré. Mon étude se base sur un jeu de données photométriques obtenues au télescope Canada-France-Hawaii (CFHT), comprenant un relevé profond en 4 filtres (u,g,r,i) et un suivi simultané de variabilité optique (bande r) et UV (bande u) d'une durée de 2 semaines et avec échantillonnage de l'ordre des heures. Dans une première étape de cette étude, je convertis les excès UV en taux d'accrétion pour obtenir une image globale du processus à travers l'amas et examiner sa dépendance envers les paramètres stellaires. Le taux d'accrétion moyen corrèle avec la masse de l'étoile, bien qu'une dispersion significative autour de cette tendance moyenne soit observée à chaque masse. Je montre que cet étalement ne peut pas être justifié par la variabilité des objets; une diversité de mécanismes d'accrétion et de stades évolutifs dans l'amas pourrait contribuer à la vaste gamme de régimes d'accrétion décelés. Ensuite, j'explore les signatures dans l'UV propres à des types distincts d'étoiles jeunes variables. Je montre que les étoiles accrétantes présentent en général une variabilité plus prononcée que les objets sans disque, et que les respectives variations de couleur sont cohérentes avec une origine différente de la variabilité associée aux deux groupes. Pour le premier groupe, ce sont les chocs d'accrétion à dominer, alors que le deuxième est dominé par des taches froides à la surface, dérivant de l'activité magnétique stellaire. Je compare les variations photométriques mesurées sur bases de quelques heures, quelques jours et quelques années, afin de déterminer quelles soient les composantes de variabilité les plus importantes. L'échelle de temps de quelques jours prévaut sur les autres délais investigués dans la variabilité enregistrée pour ces étoiles jeunes, avec une contribution majeure provenant de l'effet de modulation rotationnelle. Enfin, j'analyse les propriétés de rotation des étoiles de l'amas à partir d'un jeu de courbes de lumière optiques, d'une durée de 38 jours, obtenues avec le satellite CoRoT près de la campagne d'observation au CFHT. Je reconstruis la distribution de périodes de l'amas et montre que les objets sans disque tournent statistiquement plus vite que les objets accrétants. Cette connexion entre les propriétés d'accrétion et celles de rotation peut être interprétée dans le scénario de disk-locking. / Disk accretion plays a most important role in the star formation scenario. It governs the interaction of young stars with their disks, with a long-lasting impact on stellar evolution, by providing both mass and angular momentum regulation. Accretion is also a central ingredient in the physics of star-disk systems at the epoch when planets start to form. In the picture of magnetospheric accretion, a cavity of a few stellar radii extends from the star surface to the inner disk rim. The star-disk interaction is then mediated by the stellar magnetic field, whose lines thread the inner disk and couple it to the central object. Material from the inner disk is channeled along the field lines in accretion columns that reach the star at near free-fall velocities. The impact produces localized hot shocks at the stellar surface, which determine the distinctive UV excess emission of accreting objects relative to non-accreting sources. Intrinsic time evolution, and varying visibility of surface features during stellar rotation, combine in the characteristic photometric variability of young stars, revealed by monitoring surveys.In this thesis, I investigate the statistical properties of disk accretion and of its variability in the young open cluster NGC 2264 (3 Myr). This comprises a population of over 700 objects, about similarly distributed between disk-bearing (45%) and disk-free sources. I characterize accretion from the UV excess diagnostics; disk-free cluster members define the reference emission level over which the UV excess linked to accretion is detected and measured. The study is based on a homogeneous photometric dataset obtained at the Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT), composed of a deep mapping of the region in four different bands (u,g,r,i) and of simultaneous optical (r-band) and UV (u-band) monitoring on timescales from hours to days for a period of 2 weeks. In the first part of the study, UV excesses are converted to accretion luminosities and mass accretion rates to derive a global picture of the accretion process across the cluster, and to investigate the dependence of the typical accretion properties on stellar parameters such as mass and age. A robust correlation is detected between the average accretion rate and stellar mass, but a significant dispersion in accretion rates is observed around this average trend at any given mass. I show that the extent of this spread cannot be accounted for by typical variability on week timescales; I discuss several aspects, including a diversity in accretion mechanisms and a non-negligible evolutionary spread among cluster members, which may contribute to the broad range of accretion regimes detected. In the second part of the study, I explore the variability signatures in the UV that pertain to different types of variable young stars. I show that accreting objects typically exhibit stronger variability than non-accreting objects, and that the color properties associated with the two groups are consistent with a statistically distinct origin of the variability features in the two cases. These are dominated, in the first case, by hot accretion spots, and in the second, by cold spots linked to magnetic activity. I compare the amounts of variability on timescales of hours, days and years, to assess the dominant components. The mid term (days) appears to be the leading timescale for variability in young stars up to years, with a major contribution from rotational modulation. In the third part of the study, I use a set of 38 day-long optical light curves obtained with the CoRoT satellite, close to the epoch of the CFHT survey, to investigate periodicity and rotation properties in NGC 2264. I derive the period distribution for the cluster and show that accreting and non-accreting objects exhibit statistically distinct properties: the second rotate on average faster than the first. I then illustrate the connection between accretion and rotation properties in the disk-locking scenario.

On s'intéresse dans ce travail à la description des enrichissements des disques de Siegel d'une fraction rationnelle f. Dans un premier temps nous étudions les enrichissements qui sont définis sur un ouvert de la grande orbite d'un disque de Siegel donné. Ce sont nécessairement des applications qui commutent à f là où les compositions ont un sens. Ce sont donc des applications linéaires en coordonnées linéarisantes. Le résultat principal de ce travail est que l'on peut obtenir toutes les applications linéaires en coordonnées linéarisantes définies sur un sous-disque du disque de Siegel de f. Pour démontrer ce résultat nous utilisons la compacité des applications linéarisantes normalisées, le théorème des fonctions implicites dans l'espace des fractions rationnelles de degré fixé et une étude du comportement du rayon d'univalence des applications linéarisantes. Nous identifions également les approches donnant lieu à des enrichissements définis ou à valeurs dans le disque de Siegel tout entier (enrichissements maximaux). Au passage nous généralisons aux limites avec ordre de contact fini par rapport au cercle unité un théorème de JC.Yoccoz sur le comportement du rayon d'univalence pour la famille quadratique lorsque le paramètre converge vers un nombre complexe de module un et d'argument un nombre de Brjuno.Ensuite, nous nous intéressons au cas où f a plusieurs cycles de disques de Siegel. Nous utilisons le théorème de transversalité d'A.Epstein pour décrire les enrichissements de f dans ce cas là. La linéarisabilité de f et la convergence des applications linéarisantes permet de transférer le problème de la description des enrichissements de Siegel de f à un problème de limite géométrique de sous-semigroupes de l'ensemble des nombres complexes non-nuls engendrés par un élément. Nous donnons dans ce travail un modèle topologique de l'adhérence de cet ensemble de sous-semigroupes. Nous déduisons de ces résultats une interprétation en terme de convergence géométrique de dynamiques de polynômes quadratiques et une description des points d'accumulation, pour la topologie de Hausdorff sur les compacts non-vides, des ensembles de Julia lorsque le paramètre tend vers un paramètre de Siegel. / In this work we are interested in giving the description of Siegel discs enrichments of a rational map f. We first study the case of enrichments that are defined on an open subset of the grand orbit of a given Siegel disc. These maps commute with f where it makes sense. Thus they are linear in linearizing coordinates. The main result of this work is that we can obtain all linear maps in linearizing coordinates that are defined in a subdisc of the Siegel disc. For this we use the compactness of the set of normalized linearizing maps, the implicit functions theorem in the space of rational maps with fixed degree and a study on the behaviour on the univalent radius of the linearizing maps. We identify approaches giving enrichments that are defined or take values on the whole Siegel disc (maximal enrichments). We generalize to finite order of contact approaches with respect to the unit circle a theorem of JC.Yoccoz on the behaviour of the univalent radius for the quadratic family when the parameter converges to a complex number of modulus one with argument a Brjuno number.We then focus on the case where f has more than one Siegel disc. We make use of A.Epstein's transversality theorem to describe Siegel enrichments of f in this case. The linearisability of f and the convergence of the linearizing maps reduces the problem of Siegel enrichments description to a geometric limit problem on one generated closed sub-semigroups ofthe set of non zero complex numbers. We give in this work a topological model fot the closure of this set of sub-semigroups.We deduce from these results an interpretation in terms of geometric convergence of quadratic polynomial dynamics and we describe the accumulation points (for the Hausdorff topology on non empty compact subsets) of Julia sets when the parameter converges to a Siegel parameter.

Dans les disques protoplanétaires, les grains micrométriques croissent jusqu'à atteindre des tailles de planétésimaux avant de finalement former des planètes. Cependant,des études dynamiques ont montré qu'une fois que les grains atteignent une taille critique, ils dérivent rapidement vers l'étoile et y sont accrétés. Ce problème est connu comme la barrière de dérive radiale. De plus, des expériences en laboratoire ont montré que les grains peuvent fragmenter ou rebondir et ainsi arrêter la croissance avant les tailles kilométriques.Afin de passer outre ces barrières, plusieurs méthodes ont été proposés comme les pièges à particules (dans les vortex ou les sillons planétaires) qui demandent des évolutions dynamiques à grande échelle. Dans ce travail, nous choisissons d'étudier les propriétés intrinsèques de la poussière pendant leur croissance et plus particulièrement leur porosité.Nous développons un modèle d'évolution de la porosité pendant la croissance en fonction de la masse des grains pour plusieurs régimes d'expansion/compression (Kataoka et al. 2013, Okuzumi et al. 2012) et l'implémentons dans notre code SPH bifluide (Barrière-Fouchet et al. 2005). Nous trouvons que la croissance des grains poreux est accélérée en comparaison aux grains compacts et leur taille peut atteindre plusieurs kilomètres. De surcroît,la dérive est légèrement ralentie pour les grains poreux qui peuvent croître jusqu'à de plus grandes tailles avant de commencer à dériver vers l'étoile. Nous constatons aussi que les grains des régions externes du disque grossissent plus que quand l'effet de la porosité est négligé. Ces deux mécanismes peuvent aider les grains à outrepasser la barrière de dérive radiale, notamment en passant dans le régime de traînée de Stokes, et ainsi former des planétésimaux.Nous étudions aussi l'effet de la fragmentation et du rebond sur le comportement des grains. En considérant un seuil de fragmentation constant, nous observons que la croissance de grains poreux est retardée un temps par la fragmentation mais qu'elle se poursuit vers de grandes tailles et par conséquent, permet de passer outre les problèmes dus à la fragmentation et à la dérive radiale. Cependant, les grains très poreux sont plus fragiles et peuvent se fragmenter plus facilement entraînant une accrétion massive des poussières dans l'étoile. De plus, nous montrons que les effets du rebond peuvent être négligés devant ceux de la fragmentation.Enfin, nous observons également que la taille des monomères et du paramètre de viscosité turbulente peut avoir une influence sur l'évolution de la porosité et donc de la poussière dans le disque.La porosité permet donc de favoriser la croissance des grains et accélérer le découplage des grains. Les grains très poreux peuvent être plus sensibles à la fragmentation.Cependant, les effets collectifs de la poussière couplés à la porosité peuvent aider les grains à outrepasser les barrières de formation planétaire. La barrière de rebond peut être négligée dans le cas de grains poreux devant les autres barrières. Enfin,l'intensité de la turbulence altère la croissance et ainsi le devenir de la poussière.La taille des monomères modifie le facteur de remplissage sans toutefois impacter le découplage des grains dans les parties internes / In protoplanetary discs, micron-sized grains should grow up to planetesimal sizes in order to ultimately form planets. However, dynamical studies show that once they reach a critical size, they drift rapidly into the accreting star. This is known as the radial-drift barrier. Moreover, laboratory experiments have shown that grains can fragment or bounce, stopping the growth towards planetesimal sizes.In order to overcome those barriers, several methods have been proposed such as particles traps (e.g. vortices or planet gaps) which all involve large-scale dynamics.In this work, we choose to investigate the intrinsic properties of the grains during their growth, in particular their porosity.We thus consider the growth of grains with variable porosity as a function of their mass in several regimes of compression/expansion (Kataoka et al. 2013, Okuzumiet al. 2012) and implement it in our 3D SPH two-fluid code (Barrière-Fouchetet al. 2005).We find that growth is accelerated for porous grains that can reach kilometersizes. On the other hand, drift is slightly slowed down for porous grains that can grow up to larger sizes before drifting towards the star. As a result, grains in the outer regions of the disc reach larger sizes than when porosity is neglected. Those two mechanisms can help grains overcome the radial-drift barrier and form planetesimals.The Stokes drag regime appears to play a substantial part in maintaining grains in the disc.Considering a constant fragmentation threshold, we also find out that growth is delayed because of fragmentation but reaching large sizes and thus overcoming problems due to fragmentation and radial drift is still possible. However, very fluffy grains are fragile and can be easily disrupted leading to a massive accretion of dust into the star. Moreover, we show that the effects due to dust bouncing can be neglected compared to fragmentation.Finally, we investigate the influence of the size of monomers and -parameter on the evolution of porosity and then dust in the disc.Dust growth is accelerated by porosity and thus promotes grains decoupling. Very fluffy grains are more affected by fragmentation. However, dust collective effects and porosity can help grains to overcome planet formation barriers. Besides,the bouncing barrier can be neglected in the case of porous dust compared to other barriers. Finally, the intensity of turbulence can alter the growth and so the outcome of dust. The size of monomers modifies the grain filling factor without impacting dust decoupling in the inner parts of the disc