In this thesis I study the magnetic activity of young stars via observations of stellar prominences on single stars and by applying the Zeeman Doppler imaging (ZDI) technique to map the magnetic fields and measure differential rotation of a young binary system. Stellar prominences can be observed as absorption transients in the rotationally broadened chromospheric lines of rapidly rotating stars. Observations of Speedy Mic(K3V) reveal a densely packed prominence system at heights far above the stellar co-rotation radius. Further observations were used to estimate prominence column densities and masses. From very high signal-to-noise observations, loops of emission are found that trace the path of prominences seen transiting the stellar disc. I also present what appears to be the first observation of an erupting stellar prominence on AB Doradus (K0V). I modify an existing ZDI code so that it can recover the magnetic maps of a binary system. The new code is applied to observations of the pre-main sequence binary system HD 155555 (G5IV+K0IV). The radial magnetic maps reveal a complex surface magnetic topology with mixed polarities at all latitudes and rings of azimuthal field present on both stars. The evolution of the relative field strengths between observations in 2004 and 2007 could be indicative of a magnetic activity cycle. I adapt the sheared image technique for measuring differential rotation parameters to the binary case. Both stellar components of HD 155555 are found to have rates of differential rotation similar to those of the same spectral type main sequence single stars. This is in apparent conflict with previous work on evolved binary systems where low rates of differential rotation were found, leading to the suggestion of suppression by binary tidal forces. I find that the depth of convection zone alone can likely explain the differential rotation results without invoking tidal forces.

In the last few decades, the emergence of large-scale infrared surveys has led to a revolution in the study of star formation. In particular, NASA’s Spitzer Space Telescope has recently carried out mid- and far-infrared observations of numerous star formation regions with unprecedented resolution and sensitivity, and has uncovered thousands of forming stars. In combination with present and future large-scale near-infrared and sub-mm surveys, spectral energy distributions from near-infrared to mm wavelengths will be available for these thousands of young stars. Never before has there been such a wealth of multi-wavelength data for so many young stars. Traditional techniques for studying the physical properties of young stars through their spectral energy distributions have usually focused either on the analysis of many sources using simple observational diagnostics such as colours or spectral indices, or on the analysis of a few sources through the detailed modelling of their full spectral energy distributions. The work presented in the first part of this thesis aims to bridge these two techniques through the efficient modelling of the spectral energy distributions of many young stars. In particular, the technique developed for this work makes it straightforward to find out how well different physical parameters are constrained, whether any parameters are degenerate, and whether additional data would resolve the degeneracies. In the second part of this thesis, a census of intrinsically red sources observed by Spitzer in the Galactic plane is presented, including a catalogue of over 11,000 likely young stellar objects. This sample of sources is the largest uniformly selected sample of young stars to date, and effectively provides a map of the sites of star formation in the mid-plane of the Milky-Way. In parallel, this census has uncovered over 7,000 candidate asymptotic giant branch stars, of which over 1,000 are variable at 4.5 or 8.0 microns.

Afin de mieux comprendre l'évolution des étoiles jeunes, nous avons utilisé un code Monte Carlo simulant leur environnement afin d'étudier une nouvelle distribution chez les étoiles Herbig Ae/Be et pour reproduire des cartes d'intensité et de polarisation linéaire obtenues au télescope Canada-France-Hawaii (TCFH) en novembre 2003. Le code datant de la fin des années 80, nous avons dû non seulement le corriger, mais aussi ajouter quelques éléments afin de tenir compte des dernières avancées dans le domaine de la polarisation provenant du milieu circumstellaire. Les étoiles à l'étude étant jeunes (moins de quelques millions d'années), leur voisinage est toujours constitué de grains de poussière mélangés avec du gaz. Selon leur âge, nous retrouvons cette poussière sous différentes structures soit, par exemple, par un disque entouré d'une enveloppe (objets jeunes de classe I) ou par un simple disque (objets de classe II et III). Selon la structure que prend la poussière, les cartes de polarisation et d'intensité qui en résultent vont changer. Nous allons discuter de cette variation des cartes de polarisation selon la distribution de poussière. Suite aux modifications apportées au code, il a fallu s'assurer que celui-ci fonctionne bien. Pour ce faire, nous avons mis au point quelques critères qui nous assurent, s'ils sont satisfaits, que le code Monte Carlo produit de bons résultats. Après avoir validé le code, il est maintenant possible de l'utiliser aux fins d'avancer le domaine de la polarisation. En effet, Dullemond et al.(2001) proposent une nouvelle distribution de grain autour des étoiles Herbig Ae/Be afin de mieux expliquer leur distribution d'énergie spectrale. Par contre, qu'en est-il des cartes de polarisation résultantes? C'est sur cette question que nous nous sommes arrêtés. Par la suite, nous avons essayé de reproduire du mieux possible, tenant compte des limitations du code, les cartes de polarisation obtenues au TCFH. Nous avons étudié en détail les données de R Mon (résultats qui seront présentés sous forme d'article pour fin de publication) et de V376 Cas. De plus, notre étude de V376 Cas nous a permis d'amener des conclusions sur les processus causant les vecteurs parallèles aux disques des étoiles jeunes. / To further understand the evolution of young stellar objects, we used a Monte Carlo code simulating their environment in order to study a new density distribution for the Herbig Ae/Be stars and to reproduce intensity and linear polarization maps obtained at the Canada-France-Hawaii telescope (CFHT) in November 2003. As the code was first created in the 80's, we had to correct some bugs and add new elements in order to take into account the latest advances in studies of polarization produced by circumstellar matter. Since the stars studied are young (less than a few million years), their neighborhood still contains dust mixed with gas which will be distributed according to their age. Younger stars will have a disk structure inside a bigger envelope (class I) while older stars will exhibit only a disk (class II and III). As we can expect, different structures create different intensity and polarization maps. We will discuss the variations induced in the polarization and intensity maps when changing the dust distribution. Following the modifications to the code, we ran some tests to check its functionality. We developed some criteria that once they are satisfied, we can safely assume the Monte Carlo code is operational and that it will produce good results. The code can now be used to increase our knowledge of circumstellar matter around young stellar objects. Indeed, Dullemond et al.(2001) proposed a new dust distribution around Herbig Ae/Be stars which explains better their spectral energy distribution (SED). However, there are still no studies to find out if the polarization maps resulting of this new distribution was also compatible with the observations. This problem was treated with our Monte Carlo code. We then tried to reproduce, as well as possible and taking into account the limits of the code, the polarization and intensity maps obtained at the TCFH. Our study was focused on R Mon, which is presented as an article to be submitted, and V376 Cas. Also, our study of V376 Cas helped us to shed some light on the causes for aligned polarization vectors seen on our maps.

A Milky Way region in the direction of the North America and Pelican Nebulae is investigated using CCD photometry of 2600 stars in the Vilnius seven-color system. Its central part was covered with a CCD camera on the Maksutov wide-field telescope of the Moletai Observatory. Deeper CCD exposures for most interesting selected targets were taken with the 1 m telescope of the USNO Flagstaff Station. The author developed a new method for CCD data processing trying to reduce systematic errors and to increase photometric accuracy. This allowed us to measure M67 stars with high precision and use it as a CCD standard region in all our subsequent observations. To investigate interstellar extinction law in the area we obtained spectra for 33 B-type stars with the 2.3 m telescope of Steward Observatory at Kitt Peak. We also used near-infrared 2MASS data and other data sources when they were available. From photometric results in the Vilnius system we determined two-dimensional spectral types, color excesses, interstellar extinctions and distances of ~1300 stars. For more accurate determination of open cluster ages we recalibrated the zero-age main sequence in absolute magnitude vs. color diagram of the Vilnius system. We also investigated the possible connection between two open clusters in the area and surrounding star-forming region. Young stellar objects and possible ionizing sources of the NAP gas clouds were identified. / Naudojant CCD fotometriją, ištirta Paukščių Tako sritis Šiaurės Amerikos ir Pelikano ūkų kryptimi. Vilniaus fotometrinėje sistemoje išmatuota 2600 žvaigždžių. Didesnė sritis, apimanti abu ūkus ir tarp jų esantį dulkių debesį L935 buvo eksponuojama Molėtų observatorijos plataus lauko Maksutovo sistemos teleskopu. Mažesnės sritys, turinčios svarbių objektų, buvo eksponuojamos JAV laivyno observatorijos Flagstafo stoties 1 m. teleskopu. Autorius sukūrė metodiką. kaip ženkiai sumažinti sistematines redukcijos paklaidas ir padidinti CCD fotometrijos tikslumą. Tiksliai išmatuoti CCD fotometriniai standartai padrikąjame spiečiuje M67 bus naudojami tolimesniuose stebėjimuose. Ekstinkcijos dėsnio tyrimui buvo gauti 33 O-B žvaigždžių spektrai Stiuarto observatorijos 2.3 m teleskopu. Taip pat buvo panaudota 2MASS infraraudonosios fotometrijos katalogas ir kiti duomenys. Iš CCD ekspozicijų Vilniaus sistemoje fotometrijos daugumai fotometruotų žvaigždžių nustatyta: spektrinė ir šviesio klasė (MK sistemoje), spalvos ekscesas, tarpžvaigždinė ekstinkcija ir nuotolis. Tikslesniam padrikųjų spiečių amžiaus nustatymui iš naujo sukalibruota nulinio amžiaus pagrindinė seka Vilniaus fotometrinėje sistemoje. Ištirti du padrikieji žvaigždžių spiečiai esantys Šiaurės Amerikos ūko kryptimi ir patikrintas jų ryšys su aplinkine žvaigždėdaros sritimi. Aptikta apie 30 jaunų emisinių žvaigždžių ir 4 ar 5 žvaigždės, kurios galėtų būti ūkų jonizacijos šaltiniai.

Naudojant CCD fotometriją, ištirta Paukščių Tako sritis Šiaurės Amerikos ir Pelikano ūkų kryptimi. Vilniaus fotometrinėje sistemoje išmatuota 2600 žvaigždžių. Didesnė sritis, apimanti abu ūkus ir tarp jų esantį dulkių debesį L935 buvo eksponuojama Molėtų observatorijos plataus lauko Maksutovo sistemos teleskopu. Mažesnės sritys, turinčios svarbių objektų, buvo eksponuojamos JAV laivyno observatorijos Flagstafo stoties 1 m. teleskopu. Autorius sukūrė metodiką. kaip ženkiai sumažinti sistematines redukcijos paklaidas ir padidinti CCD fotometrijos tikslumą. Tiksliai išmatuoti CCD fotometriniai standartai padrikąjame spiečiuje M67 bus naudojami tolimesniuose stebėjimuose. Ekstinkcijos dėsnio tyrimui buvo gauti 33 O-B žvaigždžių spektrai Stiuarto observatorijos 2.3 m teleskopu. Taip pat buvo panaudota 2MASS infraraudonosios fotometrijos katalogas ir kiti duomenys. Iš CCD ekspozicijų Vilniaus sistemoje fotometrijos daugumai fotometruotų žvaigždžių nustatyta: spektrinė ir šviesio klasė (MK sistemoje), spalvos ekscesas, tarpžvaigždinė ekstinkcija ir nuotolis. Tikslesniam padrikųjų spiečių amžiaus nustatymui iš naujo sukalibruota nulinio amžiaus pagrindinė seka Vilniaus fotometrinėje sistemoje. Ištirti du padrikieji žvaigždžių spiečiai esantys Šiaurės Amerikos ūko kryptimi ir patikrintas jų ryšys su aplinkine žvaigždėdaros sritimi. Aptikta apie 30 jaunų emisinių žvaigždžių ir 4 ar 5 žvaigždės, kurios galėtų būti ūkų jonizacijos šaltiniai. / A Milky Way region in the direction of the North America and Pelican Nebulae is investigated using CCD photometry of 2600 stars in the Vilnius seven-color system. Its central part was covered with a CCD camera on the Maksutov wide-field telescope of the Moletai Observatory. Deeper CCD exposures for most interesting selected targets were taken with the 1 m telescope of the USNO Flagstaff Station. The author developed a new method for CCD data processing trying to reduce systematic errors and to increase photometric accuracy. This allowed us to measure M67 stars with high precision and use it as a CCD standard region in all our subsequent observations. To investigate interstellar extinction law in the area we obtained spectra for 33 B-type stars with the 2.3 m telescope of Steward Observatory at Kitt Peak. We also used near-infrared 2MASS data and other data sources when they were available. From photometric results in the Vilnius system we determined two-dimensional spectral types, color excesses, interstellar extinctions and distances of ~1300 stars. For more accurate determination of open cluster ages we recalibrated the zero-age main sequence in absolute magnitude vs. color diagram of the Vilnius system. We also investigated the possible connection between two open clusters in the area and surrounding star-forming region. Young stellar objects and possible ionizing sources of the NAP gas clouds were identified.

Afin de mieux comprendre l'évolution des étoiles jeunes, nous avons utilisé un code Monte Carlo simulant leur environnement afin d'étudier une nouvelle distribution chez les étoiles Herbig Ae/Be et pour reproduire des cartes d'intensité et de polarisation linéaire obtenues au télescope Canada-France-Hawaii (TCFH) en novembre 2003. Le code datant de la fin des années 80, nous avons dû non seulement le corriger, mais aussi ajouter quelques éléments afin de tenir compte des dernières avancées dans le domaine de la polarisation provenant du milieu circumstellaire. Les étoiles à l'étude étant jeunes (moins de quelques millions d'années), leur voisinage est toujours constitué de grains de poussière mélangés avec du gaz. Selon leur âge, nous retrouvons cette poussière sous différentes structures soit, par exemple, par un disque entouré d'une enveloppe (objets jeunes de classe I) ou par un simple disque (objets de classe II et III). Selon la structure que prend la poussière, les cartes de polarisation et d'intensité qui en résultent vont changer. Nous allons discuter de cette variation des cartes de polarisation selon la distribution de poussière. Suite aux modifications apportées au code, il a fallu s'assurer que celui-ci fonctionne bien. Pour ce faire, nous avons mis au point quelques critères qui nous assurent, s'ils sont satisfaits, que le code Monte Carlo produit de bons résultats. Après avoir validé le code, il est maintenant possible de l'utiliser aux fins d'avancer le domaine de la polarisation. En effet, Dullemond et al.(2001) proposent une nouvelle distribution de grain autour des étoiles Herbig Ae/Be afin de mieux expliquer leur distribution d'énergie spectrale. Par contre, qu'en est-il des cartes de polarisation résultantes? C'est sur cette question que nous nous sommes arrêtés. Par la suite, nous avons essayé de reproduire du mieux possible, tenant compte des limitations du code, les cartes de polarisation obtenues au TCFH. Nous avons étudié en détail les données de R Mon (résultats qui seront présentés sous forme d'article pour fin de publication) et de V376 Cas. De plus, notre étude de V376 Cas nous a permis d'amener des conclusions sur les processus causant les vecteurs parallèles aux disques des étoiles jeunes. / To further understand the evolution of young stellar objects, we used a Monte Carlo code simulating their environment in order to study a new density distribution for the Herbig Ae/Be stars and to reproduce intensity and linear polarization maps obtained at the Canada-France-Hawaii telescope (CFHT) in November 2003. As the code was first created in the 80's, we had to correct some bugs and add new elements in order to take into account the latest advances in studies of polarization produced by circumstellar matter. Since the stars studied are young (less than a few million years), their neighborhood still contains dust mixed with gas which will be distributed according to their age. Younger stars will have a disk structure inside a bigger envelope (class I) while older stars will exhibit only a disk (class II and III). As we can expect, different structures create different intensity and polarization maps. We will discuss the variations induced in the polarization and intensity maps when changing the dust distribution. Following the modifications to the code, we ran some tests to check its functionality. We developed some criteria that once they are satisfied, we can safely assume the Monte Carlo code is operational and that it will produce good results. The code can now be used to increase our knowledge of circumstellar matter around young stellar objects. Indeed, Dullemond et al.(2001) proposed a new dust distribution around Herbig Ae/Be stars which explains better their spectral energy distribution (SED). However, there are still no studies to find out if the polarization maps resulting of this new distribution was also compatible with the observations. This problem was treated with our Monte Carlo code. We then tried to reproduce, as well as possible and taking into account the limits of the code, the polarization and intensity maps obtained at the TCFH. Our study was focused on R Mon, which is presented as an article to be submitted, and V376 Cas. Also, our study of V376 Cas helped us to shed some light on the causes for aligned polarization vectors seen on our maps.

Les disques de gaz et de poussières entourant les étoiles jeunes sont d'une importance capitale pour notre compréhension de la formation planétaire. Les observations de ces disques permettent d'avoir un niveau de détails sans précédent sur ces derniers et apportent des contraintes toujours plus fortes sur leur structure et sur les modèles de formation planétaire. Les parties de ces disques les plus proches de l'étoile sont néanmois encore assez mal connues; en effet, pour pouvoir résoudre ces parties internes pour les étoiles jeunes les plus proches de la Terre, un télescope de 100 mètres de diamètre serait nécessaire, ce qui est technologiquement et financièrement impossible actuellement. L'interférométrie permet de contourner ce problème en combinant la lumière de paires de télescopes, permettant ainsi un plus grand pouvoir de résolution. Ma thèse à portée sur l'observation et l'étude des parties internes des disques circumstellaire d'étoiles de type T Tauri. Une étude statistique sur l'environnement de ces étoiles y est présentée, ainsi que leur modélisation par un modèle prenant en compte les mécanisme d'émission et de diffusion de la lumiere par la poussière. La modélisation de disque circumstellaires par un code de transfert radiatif et en combinant des données interférométriques, photométriques et spectroscopiques est aussi abordée. / Observing gas and dusty disks around young stars are of utmost importance for our knowledge about planetary formation. Observations of these disks bring unprecedented details about their structure and composition, and provide stronger and stronger constrains on planetary formation models. However, the inner parts of these disk are still barely known. indeed, a 100 m diameter telescope would be required in order to resolve these inner region, for the closest young stars; nowaday, the construction of such telescope is impossible technologically and financially. By combining the light of pairs of telescopes, the interferometry technique is able to reach the sufficient resolving power, and permits us to observe the inner parts of circumstellar disks. My thesis has been focused on the observation and study of the inner part of TTauri's circumstellar disks. I present in this manuscript a statistical study on the environment around these stars, along with its modeling by taking into account thermal emission and light scattering of the disk. Finally, I present a more complete modelling for some of these stars, done by constraining spectroscopic, interferometric and photometric datasets with a radiative transfer code.

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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.

La recherche des exoplanètes traverse aujourd'hui une période décisive. D'un côté, notre connaissance des planètes géantes gazeuses s'est considérablement développée, et l'objectif de la recherche est maintenant de caractériser leurs propriétés physiques et de mieux comprendre leurs mécanismes de formation et d'évolution. D'un autre côté, la précision et la stabilité des instruments ont atteint un niveau qui rend techniquement possible la détection de planètes telluriques situées dans la zone habitable de leur étoile. Cependant, les perturbations du signal dues à l'étoile elle-même constituent un obstacle important à cette avancée. Mon travail de thèse se situe à la rencontre de ces problématiques. Il a consisté d'une part en l'analyse de deux relevés de vitesses radiales visant des étoiles relativement exotiques pour la recherche d'exoplanètes: les étoiles naines de type AF massives. Ce travail a donné lieu à la première caractérisation de la population de planètes géantes autour de ces étoiles et a montré que les mécanismes de migration planétaire étaient au moins partiellement inhibés autour de ces étoiles par rapport aux étoiles de type FGKM. Dans un second temps, j'ai conduit les observations et l'analyse des premiers résultats de deux grands relevés de vitesses radiales débutés pendant ma thèse et visant à détecter des planètes géantes en orbite autour d'étoiles jeunes et proches. Ces étoiles jeunes sont les seules sources pour lesquelles une exploration complète des planètes géantes à toutes les séparations devient possible, par combinaison des techniques de vitesses radiales et de l'imagerie. Cette combinaison permettra de tester de manière unique les modèles de formation et d'évolution planétaire. Les résultats provisoires de ces relevés indiquent une absence de planètes géantes à très courte séparation (Jupiters chauds) autour de nos cibles. Un autre résultat intéressant est la découverte d'une binaire spectroscopique eccentrique au centre d'un système planétaire imagé à grande séparation. Pour compléter cette approche observationnelle et mieux évaluer la détectabilité des exoplanètes semblables à la Terre, j'ai étalonné et caractérisé un modèle entièrement paramétré de l'activité d'une étoile semblable au Soleil et de son impact sur les vitesses radiales. Je l'ai dans un premier temps étalonné en comparant ses résultats à ceux obtenus à partir d'observations des zones actives du Soleil, puis je l'ai utilisé pour caractériser l'impact de l'inclinaison de l'étoile sur le signal induit par l'activité. Ce modèle paramétré ouvre de très nombreuses possibilités, étant en effet potentiellement adaptable à des types d'étoiles et d'activité différents. Il permettrait ainsi de caractériser les perturbations en vitesses radiales attendues pour chaque cas testé, et donc à la fois de déterminer quelles étoiles et quels types d'activité sont les plus favorables pour la détection de planètes de masse terrestre dans la zone habitable. En explorant ces trois problématiques en apparence très diverses mais complémentaires, j'y ai retrouvé un motif commun, celui de l'importance des étoiles elles-mêmes et de la physique stellaire pour la recherche d'exoplanètes. / The search for exoplanets has reached a decisive moment. On the one hand, our knowledge of giant gaseous planets has significantly developed, and the aim of the research is now to characterize their physical properties and to better understand the formation and evolution processes. On the other hand, the instrumental precision and stability have reached a level that makes it technically possible to detect telluric planets in the habitable zone of their host star. However, the signal alterations induced by the star itself definitely challenge this breakthrough. My PhD stands at the crossroads of these problems. It consisted first in the analysis of two radial velocity surveys dedicated to stars somewhat exotic to exoplanet searches: the massive AF dwarf stars. This work has led to the first characterization of the giant planet population found around these stars and has showed that the planetary migration mechanisms were at least partially inhibited around these stars compared to FGKM stars. I then made the observations and the first analysis of two radial velocity surveys dedicated to the search for giant planets around young, nearby stars. Young stars are the only sources for which a full exploration of the giant planets at all separations can be reached, through the combination of radial velocities techniques and direct imaging. Such a combination will allow to test uniquely the planetary formation and evolution processes. The first results of these surveys show an absence of giant planets at very short separations (Hot Jupiters) around our targets. Another interesting result is the detection of an eccentric spectroscopic binary at the center of a planetary system imaged at a wide separation. To complete this observational approach and better estimate the detectability of Earth-like planets, I calibrated and characterized a fully parameterized model of the activity pattern of a Sun-like star and its impact on the radial velocities. I first calibrated it by comparing it to the results obtained with observations of the solar active structures, and then characterized the impact of stellar inclination on the activity-induced signal. Such a fully parameterized model is potentially adaptable to different types of stars and of activity and would thus allow to characterize the expected radial velocity jitter for each tested case, and then allow both to determine which types of stars and of activity patterns are the most favorable for detecting Earth-like planets in the habitable zone. While investigating these three seemingly different but complementary topics, I found that they shared a basic feature, namely the importance of the stars themselves and of stellar physics in exoplanet searches.