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This thesis work focuses on the study at the astronomical scale of young stars and their protoplanetary disks with infrared interferometry. This work includes both observational and instrumental aspects. In the observational part, we focus on the accretion outburst occuring in the formation of young stars through a temporal monitoring of FU Orionis with 20 years of near-infrared interferometric data, in order to put constraints on the instability mechanisms at play in the disk. Although infrared interferometry is a powerful technique to constrain the structure of the inner region of young objects, its capability to perform complete image reconstruction of protoplanetary disk is still limited. In the instrumental part of this work, we explore the extension of infrared interferometers to the recombination of a large number of telescopes and kilometric baselines in the mid-infrared, such as proposed in the framework of the Planet Formation Imager (PFI) initiative. In this perspective, infrared heterodyne interferometry represents a potential interesting technology, despite its lower sensitivity. In this work, we propose the revisit the architecture of an infrared heterodyne interferometric system at the light of the recent progresses in the field of mid-infrared technologies. On a theoretical level, we analyze the sensitivity performances of a interferometer integrating these recent progresses, and clarify the fundamental limitations in sensitivity due to the intrinsic quantum noise of this technique. Among the different technological challenges of heterodyne interferometry, we propose to address the problem of bandwidth limitation and of the correlation of a large number of wideband radiofrequency signals by introducing the use of analog photonic correlation. We describe the principles and the experimental demonstration of a simple, double-sideband analog correlator. We then present the extension of this concept to a wideband multi-delay correlator for RF signal processing based on a bidirectional fiber frequency shifting loop. In a last part, we present the preliminary implementation of a laboratory demonstrator at 10μm dedicated to the validation of the complete detection and correlation chain devised in this thesis. Finally, based on the scalability of this technique, we describe the concept of a technological pathfinder combining the 8 telescopes of the Very Large Telescopes Interferometer (VLTI) at 10μm. We discuss its potential application to the imaging of bright young stars and its implication in the perspective of a PFI., Ce travail de thèse porte sur l'étude des étoiles jeunes et de leur disque protoplanétaire à l'échelle de l'unité astronomique par interférométrie infrarouge. Il inclut à la fois des aspects observationnels et instrumentaux. Dans la partie observationnelle, nous nous concentrons sur les sursauts d'accrétion intervenant dans la formation des étoiles jeunes, à travers l'analyse de 20 ans de données d'observations interferométriques de l'étoile FU Orionis, afin d'apporter des contraintes sur le mécanisme d'instabilité à l'oeuvre dans son disque d'accrétion. Bien que l'interferométrie soit une technique puissante pour contraindre les parties internes des objets jeunes, sa capacité de reconstruction d'images de disques protoplanétaires est encore limitée. Dans la partie instrumentale de ce travail, nous explorons la capacité d'étendre la technique d'interférométrie infrarouge à un grand nombre de télescopes et des lignes de bases kilométriques dans le moyen-infrarouge, comme proposé dans le cadre de l'initiative internationale "Planet Formation Imager" (PFI). Dans cette perspective, la technique d'interferométrie hétérodyne présente un potentiel intéressant, malgré ses limites de sensibilité intrinsèque. Dans ce travail, nous proposons de revoir l'architecture d'un système interferométrique hétérodyne à la lumière des récents progrès dans le domaine des technologies moyen-infarouge. D'un point de vue théorique, nous analysons les performances en sensibilité attendues d'un système intégrant ces progrès techniques récents, et proposons de clarifier les limites de sensibilité fondamentales de cette technique dues au bruit quantique inhérent à ce schéma de détection. Parmi les différents défis technologiques de l'interferométrie hétérodyne, nous proposons d'aborder le problème de la limitation en bande-passante et de corrélation d'un grand nombre de signaux radio-fréquences (RF) à large bande passante, en introduisant l'utilisation d'un schéma de corrélation analogique photonique. Nous commençons par décrire le fonctionnement et l'implémentation d'un corrélateur analogique (double-sideband) simple. Nous présentons ensuite l'extension de ce concept à un corrélateur multi-délai de signaux RFs à grande bande passante, reposant sur une architecture de boucle à décalage de fréquence bi-directionnelle. Dans une dernière partie, nous présentons l'implémentation d'un démonstrateur de laboratoire à 10μm dédié à la validation de la chaîne complète de détection et de corrélation proposée dans cette thèse. Pour finir, nous décrivons le concept d'un instrument pouvant combiner les 8 télescopes de l'interferomètre du Very Large Telescope (VLTI) à 10μm. Nous discutons l'application potentielle de ce concept à l'imagerie d'étoiles jeunes brillantes, et les implications de ce concept dans la perspective d'un grand interferomètre destiné à l'imagerie de la formation planétaire tel que le Planet Formation Imager.

The star formation process usually proceeds with protoplanetary disks. These disks contain a mixture of gas, accounting for 99 % of the disk mass, and of solid particles called dust grains (1 % of the disk mass). These grains, initially at sub-micro metric sizes, gradually coagulate, grow, and potentially allow for the formation of planets about the star.The study of the dust and molecular composition of young disks is fundamental to constraint the physical and chemical initial conditions of planetary formation and the origins of the chemical composition of the planetary cores.The goal of this thesis was to build state-of-the-art models of typical young disks consisting of gas and of a population of grains of multiple sizes, then, in a new approach, to test with the use of numerical simulations the implication of the size and temperature distributions on the chemical evolution of disks.To achieve this, we have coupled the 3D Monte-Carlo radiative transfer code POLARIS to the time-dependent gas-grain code NAUTILUS. The radiative transfer code allowed us to finely compute the grain temperature as a function of the size and location as well as the UV flux within the disk. The gas-grain code was able to simulate the evolution of the chemical abundances in our disk models. Moreover, the computation of the UV flux by POLARIS coupled to a set of molecular cross-sections extracted from a comprehensive database allowed us to compute as a function of the frequency the rates of molecular photoabsorption, photodissociation, and photoionization., La formation des étoiles s’accompagne généralement de la formation d'undisque où peuvent se former les planètes. Ces disques protoplanétaires contiennent un mélange de 99 % de gaz et de 1 % de particules solides appelées grains de poussière. Initialement de taille sub-micrométrique, ces grains vont progressivement s’agglomérer, grossir, et potentiellement permettre la formation de planètes autour de l’étoile.L’étude de la composition en molécules et en grains des disques jeunes est fondamentale pour contraindre les conditions physico-chimiques initiales de la formation planétaire et l’origine de la composition chimique des planètes.L’objectif de la thèse a été de construire des modèles sophistiqués de disques jeunes typiques constitués de gaz et d’une population de grains de différentes tailles puis, de manière inédite, de tester par simulations numériques l’implication de cette distribution en taille et en température sur l’évolution chimique.Pour ce faire, nous avons couplé le code de transfert radiatif 3D Monte-Carlo POLARIS au code de simulation gaz-grain dépendant du temps NAUTILUS. Le code de transfert radiatif nous a permis de calculer finement la température des grains en fonction de leur taille et de leur position ainsi que le flux UV au sein du disque. Le code gaz-grain, quant à lui, a ensuite pu simuler l’évolution des abondances chimiques dans nos modèles de disques. De plus, le calcul du flux UV effectué par POLARIS couplé à l’utilisation de section efficaces moléculaires provenant de bases de données a permis le calcul en fonction de la fréquence des taux de photoabsorption, de photodissociation et de photoionisation des molécules.

The star formation process usually proceeds with protoplanetary disks. These disks contain a mixture of gas, accounting for 99 % of the disk mass, and of solid particles called dust grains (1 % of the disk mass). These grains, initially at sub-micro metric sizes, gradually coagulate, grow, and potentially allow for the formation of planets about the star.The study of the dust and molecular composition of young disks is fundamental to constraint the physical and chemical initial conditions of planetary formation and the origins of the chemical composition of the planetary cores.The goal of this thesis was to build state-of-the-art models of typical young disks consisting of gas and of a population of grains of multiple sizes, then, in a new approach, to test with the use of numerical simulations the implication of the size and temperature distributions on the chemical evolution of disks.To achieve this, we have coupled the 3D Monte-Carlo radiative transfer code POLARIS to the time-dependent gas-grain code NAUTILUS. The radiative transfer code allowed us to finely compute the grain temperature as a function of the size and location as well as the UV flux within the disk. The gas-grain code was able to simulate the evolution of the chemical abundances in our disk models. Moreover, the computation of the UV flux by POLARIS coupled to a set of molecular cross-sections extracted from a comprehensive database allowed us to compute as a function of the frequency the rates of molecular photoabsorption, photodissociation, and photoionization.; La formation des étoiles s’accompagne généralement de la formation d'undisque où peuvent se former les planètes. Ces disques protoplanétaires contiennent un mélange de 99 % de gaz et de 1 % de particules solides appelées grains de poussière. Initialement de taille sub-micrométrique, ces grains vont progressivement s’agglomérer, grossir, et potentiellement permettre la formation de planètes autour de l’étoile.L’étude de la composition en molécules et en grains des disques jeunes est fondamentale pour contraindre les conditions physico-chimiques initiales de la formation planétaire et l’origine de la composition chimique des planètes.L’objectif de la thèse a été de construire des modèles sophistiqués de disques jeunes typiques constitués de gaz et d’une population de grains de différentes tailles puis, de manière inédite, de tester par simulations numériques l’implication de cette distribution en taille et en température sur l’évolution chimique.Pour ce faire, nous avons couplé le code de transfert radiatif 3D Monte-Carlo POLARIS au code de simulation gaz-grain dépendant du temps NAUTILUS. Le code de transfert radiatif nous a permis de calculer finement la température des grains en fonction de leur taille et de leur position ainsi que le flux UV au sein du disque. Le code gaz-grain, quant à lui, a ensuite pu simuler l’évolution des abondances chimiques dans nos modèles de disques. De plus, le calcul du flux UV effectué par POLARIS couplé à l’utilisation de section efficaces moléculaires provenant de bases de données a permis le calcul en fonction de la fréquence des taux de photoabsorption, de photodissociation et de photoionisation des molécules.

To this day, thousands of planets have been identified outside of our own solar system. Theirformation is thus not an unlikely occurence. A number of still-forming young stars are also known,circled by remnants of gas and dust which are shaped by centrifugal forces into disk-like objects. Inthose disks, planets are born as they accumulate nearby material. Although the successive steps of thisevolution, from micrometric grains to planet-sized objects are relatively well identified, the remainingchallenges are numerous. Indeed, small size solids tend to rapidly accrete (in a few million years) ontothe star. It is also the case (albeit for different reasons) of planet-mass objects, which concede theirangular momentum to the circumstellar disk. In this thesis, I study possible solutions to such problemsthrough hydrodynamical simulations. I show that, contrary to a received idea, migration of giantplanets does not follow the viscous spreading in the disk. Moreover, I highlight that planetary accretiondoes not significantly affect migration rates. Then, I deal with a scenario that favours constructiveagregation of dust, namely Rossby vortices, whose existence is still debated for we lack observationalconstraints. I show that such structures could be identified through a handful of observables, amongwhich dynamical signatures seen in Doppler shifts. Using radiative transfer as a post-processing meth-od,I provide additional predictions for signatures in interferometric observations of thermal emission, aswell as polarimetric features of those vortices. Finally, I dedicate my last chapter to describing my maincontributions to open source projects that I used throughout my thesis.; A ce jour, plusieurs milliers de planètes ont été identifiées hors de notre propre système solaire. Leur formation n’est donc pas un événement rare. On connait également nombre de très jeunes étoiles en pleine formation, entourée de reliquats de gaz et de poussière, prenant la forme de disques sont l’action de la force centrifuge. C’est dans ces disques que les planètes naissent, accumulant la matière environnante. Si les différentes étapes de la croissance de ces agrégats, de grains micrométriquesjusqu’à des dimensions planétaires sont relativement bien identifiées, de nombreux obstacles parsèment ce chemin. En effet, les solides de petites tailles ont tendance à accreter rapidement (en quelques millions d’années) sur l’étoile. C’est aussi le cas (mais pour des raisons différentes) des objets de masses planétaires, qui cèdent leur moment cinétique au disque qui entoure l’étoile. Dans cette thèse, j’étudie des solutions possibles à de tels problèmes au moyen de simulations hydrodynamiques. Je montre que, contrairement à une idée reçue, la migration des planètes géantes n’accompagne pas le transportvisqueux du disque. De plus, je mets en évidence que l’accrétion de la planète elle-même n’affecte pas significativement sa vitesse de migration. Ensuite, je traite d’un scenario favorable à l’aggrégation constructive de la poussière, à savoir les vortexs de Rossby, dont l’existence est encore débattue du fait d’un manque de contrainte observationnelle. Je montre que de telles structures pourraient être identifiées à travers plusieurs observables, parmi lesquelles les signatures dynamiques par effet Doppler. En m’appuyant sur un post-traitement par transfert radiatif, je prédis en outre des signatures détectablespar des observations interférométriques de l’émission thermique, ainsi que les structures polarimé-triques attendues pour ces vortexs. Enfin, je consacre un ultime chapitre à la description de mes plus importantes contributions aux logiciels libres que j’ai utilisé au cours de ma thèse.

Observations of hundreds of exoplanetary systems have produced a huge sample of orbital configurations, and the orbital periods are one of their better constrained and most astonishing properties. A common type of exoplanets are the Super-Earths, which have a mass between 1 and 20 Earth masses and a typical period of less than 100 days. The period ratio distribution of these planets poses a challenge to astrophysicists: during their formation, still embedded in the protoplanetary disc, we expect them to form chains of mean motion resonances, where the period ratio of neighbouring planets is close to a low-integer ratio. However, most Super-Earth systems are not close to resonance. In this thesis, I discuss key dynamical aspects of resonant chains: their formation, their evolution and their stability. I first give an overview of our current understanding of planetary formation, and an introduction of the methods used in the thesis: the tools of Hamiltonian dynamics, the planetary problem and perturbation theory. Then, I present the process of capture of planets migrating in protoplanetary discs into first order k : k − 1 mean motion resonances, including a novel analytical description of the corresponding planetary evolution, and I describe the relevant aspects of resonant dynamics in the planar approximation. The analytical treatment is supported by numerical N-body simulations which include the planet-disc interactions. Next, I expand on previous results on two-planet dissipative evolution in mean motion resonance and the resulting divergence of the planets’ semi-major axes. With a similar approach, I present a statistical method which allows to determine to what extent the observed architecture of a three-planet system is compatible with a dissipative resonant dynamical history. I then address the main problem of the stability of resonant chains. Previous works have shown that the over-all lack of resonances in the exoplanet sample is not in contradiction with resonant capture, if a post-disc phase of planetary instabilities is extremely common. Higher rates of instabilities are observed in synthetic systems where planets are most massive and the configurations most compact. Specific N-body experiments on the stability of resonant chains found that there is a critical planetary mass allowed for stability, which decreases with increasing number of planets and/or increasing value of k in the chain. The origin of these instabilities was however not discussed. I study the stability of resonant chains of equal-mass planets in terms of their mass, investigating analytically and numerically specific cases of two- and threeplanet systems. I find a dynamical mechanism which can trigger an excitation of the system, leading to mutual close-encounters and collisions. This can be generalised to an arbitrary number of planets and/or value of k in the resonant chain, and gives an analytical prediction for the critical mass allowed for stability which agrees qualitatively with the aforementioned numerical experiments. Finally, I describe a dynamical scenario that can explain the pollution of White Dwarfs with heavy elements. The idea is that compact planetary systems become unstable during the mass-loss phase characterising the end of the stellar evolution, so that impacts among planets lead to the generation of collisional debris. Expanding on previous works, I show that debris residing in mean motion resonance with an outer planetary perturber can have their orbital eccentricity excited to largeenough values to be engulfed by the host star, causing the observed pollution.; Les observations de centaines de systèmes d’exoplanètes nous ont fourni un large échantillon de configurations orbitales. Les périodes orbitales figurent parmi les données les mieux connues et les plus étonnantes. Les Super-Terres, ces planètes caractérisées par une masse entre 1 et 20 masses terrestres et une période typiquement de moins de 100 jours, sont présentes autour de la plupart des étoiles. La distribution des rapports de leurs périodes orbitales défie les astrophysiciens : pendant leur formation et migration au sein de leur disque protoplanétaire, elles devraient former des chaînes de résonances de moyen mouvement, c’est-à-dire que les rapports des périodes orbitales de planètes voisines devraient être proches de fractions simples. Toutefois, la plupart des systèmes de Super-Terres ne sont pas résonants. Dans cette thèse, je traite les aspects clés des chaînes résonantes : leur formation, leur évolution et leur stabilité. Premièrement, j’introduis les idées modernes en théorie de formation planétaire, et les méthodes utilisées dans la thèse : la mécanique Hamiltonienne, le problème planétaire et la théorie perturbative. Deuxièmement, je présente le processus de capture en résonance de moyen mouvement du premier ordre k : k − 1 par migration convergente des planètes, avec une nouvelle description analytique de l’évolution planétaire qui en suit, et je décris la dynamique résonante dans le plan orbital commun. La description analytique est confirmée par des intégrations N-corps qui incluent les interactions disque-planète. Ensuite, je me base sur des résultats existants concernant l’évolution dissipative de deux planètes en résonance qui engendre la divergence de leurs demi-grands axes. Par une approche similaire, je présente une méthode statistique qui permet de déterminer dans quelle mesure l’architecture observée d’un système de trois planètes est compatible avec une histoire dynamique résonante dissipative. Je considère par la suite la stabilité des chaînes résonantes. Des études antérieures ont montré que l’absence de systèmes exoplanétaires résonants n’est pas en contradiction avec le modèle de capture en résonance par migration dans le disque, si une phase d’instabilité est très commune après la disparition du disque. On observe un taux d’instabilité plus élevé dans les systèmes synthétiques plus compacts et peuplés par des planètes plus massives. Des simulations N-corps dédiées à l’étude de la stabilité des chaînes résonantes ont montré qu’il y a une masse planétaire maximale qui garantit la stabilité ; cette masse limite diminue si les planètes sont plus massives et/ou si la chaîne résonante est plus compacte. J’étudie la stabilité des chaînes résonantes de planètes en fonction de leur masse commune, et j’examine de façon analytique et numérique des cas spécifiques de systèmes comprenant deux ou trois planètes. Je découvre un mécanisme dynamique qui peut déclencher une excitation du système, et qui mène à une phase de rencontres proches et collisions. Ce mécanisme se généralise à différents nombres de planètes et/ou à des chaînes résonantes plus ou moins compactes, et donne une prédiction analytique de la masse critique qui est en accord qualitatif avec les expériences numériques mentionnées précédemment. Enfin, je décris un scénario dynamique qui peut expliquer la pollution des naines blanches en éléments lourds. Les systèmes planétaires compacts peuvent devenir instables pendant la phase de perte de masse qui marque la fin de l’évolution stellaire, et les impacts entre planètes génèrent des débris. En m’appuyant sur des résultats précédents, je montre que l’excentricité orbitale des débris qui résident en résonance de moyen mouvement avec une planète externe peut devenir suffisamment élevée pour que les débris soient engloutis par l’étoile, ce qui peut expliquer la pollution observée.

Observations of hundreds of exoplanetary systems have produced a huge sample of orbital configurations, and the orbital periods are one of their better constrained and most astonishing properties. A common type of exoplanets are the Super-Earths, which have a mass between 1 and 20 Earth masses and a typical period of less than 100 days. The period ratio distribution of these planets poses a challenge to astrophysicists: during their formation, still embedded in the protoplanetary disc, we expect them to form chains of mean motion resonances, where the period ratio of neighbouring planets is close to a low-integer ratio. However, most Super-Earth systems are not close to resonance. In this thesis, I discuss key dynamical aspects of resonant chains: their formation, their evolution and their stability. I first give an overview of our current understanding of planetary formation, and an introduction of the methods used in the thesis: the tools of Hamiltonian dynamics, the planetary problem and perturbation theory. Then, I present the process of capture of planets migrating in protoplanetary discs into first order k : k − 1 mean motion resonances, including a novel analytical description of the corresponding planetary evolution, and I describe the relevant aspects of resonant dynamics in the planar approximation. The analytical treatment is supported by numerical N-body simulations which include the planet-disc interactions. Next, I expand on previous results on two-planet dissipative evolution in mean motion resonance and the resulting divergence of the planets’ semi-major axes. With a similar approach, I present a statistical method which allows to determine to what extent the observed architecture of a three-planet system is compatible with a dissipative resonant dynamical history. I then address the main problem of the stability of resonant chains. Previous works have shown that the over-all lack of resonances in the exoplanet sample is not in contradiction with resonant capture, if a post-disc phase of planetary instabilities is extremely common. Higher rates of instabilities are observed in synthetic systems where planets are most massive and the configurations most compact. Specific N-body experiments on the stability of resonant chains found that there is a critical planetary mass allowed for stability, which decreases with increasing number of planets and/or increasing value of k in the chain. The origin of these instabilities was however not discussed. I study the stability of resonant chains of equal-mass planets in terms of their mass, investigating analytically and numerically specific cases of two- and threeplanet systems. I find a dynamical mechanism which can trigger an excitation of the system, leading to mutual close-encounters and collisions. This can be generalised to an arbitrary number of planets and/or value of k in the resonant chain, and gives an analytical prediction for the critical mass allowed for stability which agrees qualitatively with the aforementioned numerical experiments. Finally, I describe a dynamical scenario that can explain the pollution of White Dwarfs with heavy elements. The idea is that compact planetary systems become unstable during the mass-loss phase characterising the end of the stellar evolution, so that impacts among planets lead to the generation of collisional debris. Expanding on previous works, I show that debris residing in mean motion resonance with an outer planetary perturber can have their orbital eccentricity excited to largeenough values to be engulfed by the host star, causing the observed pollution.; Les observations de centaines de systèmes d’exoplanètes nous ont fourni un large échantillon de configurations orbitales. Les périodes orbitales figurent parmi les données les mieux connues et les plus étonnantes. Les Super-Terres, ces planètes caractérisées par une masse entre 1 et 20 masses terrestres et une période typiquement de moins de 100 jours, sont présentes autour de la plupart des étoiles. La distribution des rapports de leurs périodes orbitales défie les astrophysiciens : pendant leur formation et migration au sein de leur disque protoplanétaire, elles devraient former des chaînes de résonances de moyen mouvement, c’est-à-dire que les rapports des périodes orbitales de planètes voisines devraient être proches de fractions simples. Toutefois, la plupart des systèmes de Super-Terres ne sont pas résonants. Dans cette thèse, je traite les aspects clés des chaînes résonantes : leur formation, leur évolution et leur stabilité. Premièrement, j’introduis les idées modernes en théorie de formation planétaire, et les méthodes utilisées dans la thèse : la mécanique Hamiltonienne, le problème planétaire et la théorie perturbative. Deuxièmement, je présente le processus de capture en résonance de moyen mouvement du premier ordre k : k − 1 par migration convergente des planètes, avec une nouvelle description analytique de l’évolution planétaire qui en suit, et je décris la dynamique résonante dans le plan orbital commun. La description analytique est confirmée par des intégrations N-corps qui incluent les interactions disque-planète. Ensuite, je me base sur des résultats existants concernant l’évolution dissipative de deux planètes en résonance qui engendre la divergence de leurs demi-grands axes. Par une approche similaire, je présente une méthode statistique qui permet de déterminer dans quelle mesure l’architecture observée d’un système de trois planètes est compatible avec une histoire dynamique résonante dissipative. Je considère par la suite la stabilité des chaînes résonantes. Des études antérieures ont montré que l’absence de systèmes exoplanétaires résonants n’est pas en contradiction avec le modèle de capture en résonance par migration dans le disque, si une phase d’instabilité est très commune après la disparition du disque. On observe un taux d’instabilité plus élevé dans les systèmes synthétiques plus compacts et peuplés par des planètes plus massives. Des simulations N-corps dédiées à l’étude de la stabilité des chaînes résonantes ont montré qu’il y a une masse planétaire maximale qui garantit la stabilité ; cette masse limite diminue si les planètes sont plus massives et/ou si la chaîne résonante est plus compacte. J’étudie la stabilité des chaînes résonantes de planètes en fonction de leur masse commune, et j’examine de façon analytique et numérique des cas spécifiques de systèmes comprenant deux ou trois planètes. Je découvre un mécanisme dynamique qui peut déclencher une excitation du système, et qui mène à une phase de rencontres proches et collisions. Ce mécanisme se généralise à différents nombres de planètes et/ou à des chaînes résonantes plus ou moins compactes, et donne une prédiction analytique de la masse critique qui est en accord qualitatif avec les expériences numériques mentionnées précédemment. Enfin, je décris un scénario dynamique qui peut expliquer la pollution des naines blanches en éléments lourds. Les systèmes planétaires compacts peuvent devenir instables pendant la phase de perte de masse qui marque la fin de l’évolution stellaire, et les impacts entre planètes génèrent des débris. En m’appuyant sur des résultats précédents, je montre que l’excentricité orbitale des débris qui résident en résonance de moyen mouvement avec une planète externe peut devenir suffisamment élevée pour que les débris soient engloutis par l’étoile, ce qui peut expliquer la pollution observée.

The architecture of a planetary systems is a signpost of their formation and history.Moreover, the large number of recent and future exoplanets discoveries allows to study the exoplanet system population.Besides, the observations of exoplanet systems has enriched the diversity of planetary system architecture, revealing that the Solar System shape is far from being the norm.However, the organization of planetary systems is heavily affected by dynamical stability, making individual studies particularly challenging.Since planets dynamics are chaotic, a detailed stability analysis study is computationally expensive.In this thesis, I develop analytic stability criteria for planet dynamics.In the secular system, the conservation of the total angular momentum and semi-major axes imply the conservation of the Angular Momentum Deficit (AMD).The AMD is a measure of a system’s eccentricities and mutual inclinations and act as a dynamical temperature of the system.Based on this consideration, we make the simplifying assumption that the dynamics can be replaced by AMD exchanges between the planets.In the first chapter we define the concept of AMD-stability. The AMD-stability criterion allows to discriminate between a priori stable planetary systems and systems for which the stability is not granted and needs further investigations.We show how AMD-stability can be used to establish a classification of the multiplanet systems in order to exhibit theplanetary systems that are long-term stable because they are AMD-stable, and those that are AMD-unstable which then require someadditional dynamical studies to conclude on their stability. We classify 131 multiplanet systems from the exoplanet.eu database with sufficiently well-known orbital elements.While the AMD criterion is rigorous, AMD conservation is only granted in absence of mean-motion resonances (MMR).If the MMR islands overlap, the system experiences chaos leading to instability.In the second chapter, we extend the AMD-stability criterion to take into account the overlap of first-order MMR.I derive analytically a new overlap criterion for first-order MMR.This stability criterion unifies the previous criteria proposed in the literature and admits the criteria obtained for initially circular and eccentric orbits as limit cases.In the third chapter I explain how the Hill stability can be understood in the AMD framework.Widely used, the Hill stability is a topological stability criterion for the three body system.However, most studies only use the coplanar and circular orbit approximation.We show that the general Hill stability criterion can be expressed as a function of only semi-major axes, masses, and total AMD of the system.The proposed criterion is only expanded in the planets-to-star mass ratio and not in the orbital elements.When studying AMD-unstable system, numerical simulations are mandatory.However the long timescales in planet dynamics make necessary the use of symplectic methods.These methods provide very accurate and fast integration when a system is stable.Their downside is that they are limited to fixed time-step integration.For unstable systems, the integrator may fail to resolve a close encounter and become inaccurate.In the fourth chapter, I propose a time renormalization that allow to use high order symplectic integrator with adaptive time-step at close encounter.The algorithm is well-adapted to systems of few similar masses planets.In the final chapter, I revisit the planet formation toy model developed by J. Laskar.While the AMD is conserved in the secular dynamics, it decreases during planets collisions.Laskar's model can be solved analytically for the average outcome and numerical simulations are very quick allowing to build large system population.I show that this formation model is in good agreement with recent realistic planet formation simulations where the final architecture results from a giant impact phase.; L'architecture des systèmes planétaires nous renseigne sur leur formation et de leur histoire. De plus, le grand nombre de découvertes récentes et futures d’exoplanètes permet d’étudier la population de systèmes exoplanétaires. Cependant, l’organisation des systèmes planétaires est fortement affectée par la stabilité dynamique, ce qui rend les études particulièrement difficiles. Étant donné que la dynamique est chaotique, une analyse détaillée entraîne de long temps de calculs. Dans cette thèse, je développe des critères analytiques de stabilité pour la dynamique des planètes. Dans le système séculaire, la conservation du moment cinétique et des demi-grand axes impliquent la conservation du déficit en moment cinétique (AMD). L’AMD est une mesure pondérée des excentricités et des inclinaisons mutuelles d’un système et agit comme une température dynamique. Dans le premier chapitre, nous définissons le concept de d'AMD-stabilité. Le critère d'AMD-stabilité permet de faire la distinction entre les systèmes planétaires a priori stables et les systèmes pour lesquels la stabilité n’est pas garantie et nécessite plus d'études. Je montre que l'AMD-stabilité peut être utilisée pour établir une classification des systèmes multiplanétaires afin de différencier les systèmes stables à long terme et ceux qui sont AMD-instables, nécessitant alors une étude dynamique supplémentaire. Nous classons 131 systèmes multiplanétaires de la base de données exoplanet.eu ayant des éléments orbitaux suffisamment connus. Bien que le critère AMD soit rigoureux, la conservation de l'AMD n’est garantie qu’en l’absence de résonances en moyen mouvement (MMR).Si les îles des MMR se chevauchent, le système devient chaotique et instable.Dans le deuxième chapitre, nous élargissons le critère de stabilité AMD pour prendre en compte le recouvrement de MMR du premier ordre.Je déduis analytiquement un nouveau critère qui unifie ceux précédemment proposés dans la littérature et admet comme cas limite les critères obtenus pour les orbites initialement circulaires et excentriques. Dans le troisième chapitre, j'explique comment la stabilité de Hill peut être comprise via la notion d'AMD. Largement utilisée, la stabilité de Hill est un critère de stabilité topologique pour le système à trois corps.Cependant, la plupart des études utilisent uniquement l'approximation pour des orbites coplanaire et circulaire.Je montre que le critère général de Hill peut être exprimé en fonction des seuls demi-grand axes, des masses et de l'AMD total du système.Le critère proposé n'est développé que dans le rapport de masse des planètes à l'étoile et non dans les éléments orbitaux.Lors de l'étude d'un système AMD-instable, le recours aux simulations numériques est nécessaire. Cependant, les grand temps d'évolution dans la dynamique planétaire rendent nécessaire l'utilisation de méthodes symplectiques. Ces méthodes permettent une intégration très précise et rapide lorsqu'un système est stable. Leur inconvénient est qu'elles sont limités à une intégration à pas de temps fixe, i.e. l'intégrateur peut ne pas résoudre les rencontres proches et devient inexact. Dans le quatrième chapitre, je propose une renormalisation du temps qui permet d’utiliser un intégrateur symplectique d’ordre élevé avec un pas de temps adaptatif aux rencontres proches. L'algorithme est bien adapté aux systèmes de masses de planètes similaires.Dans le dernier chapitre, je revisite le modèle-jouet de formation planétaire de J. Laskar. Tandis que l'AMD est conservé par la dynamique séculaire, il diminue lors des collisions planétaires. Le modèle de Laskar peut être résolu de manière analytique pour obtenir le résultat moyen et les simulations numériques sont très rapides, ce qui permet de créer une grande population de systèmes. Je montre que ce modèle de formation est en bon accord avec les simulations réalistes récentes de formation, dans lesquelles l'architecture finale résulte d'une phase d'impacts géants.

The architecture of a planetary systems is a signpost of their formation and history.Moreover, the large number of recent and future exoplanets discoveries allows to study the exoplanet system population.Besides, the observations of exoplanet systems has enriched the diversity of planetary system architecture, revealing that the Solar System shape is far from being the norm.However, the organization of planetary systems is heavily affected by dynamical stability, making individual studies particularly challenging.Since planets dynamics are chaotic, a detailed stability analysis study is computationally expensive.In this thesis, I develop analytic stability criteria for planet dynamics.In the secular system, the conservation of the total angular momentum and semi-major axes imply the conservation of the Angular Momentum Deficit (AMD).The AMD is a measure of a system’s eccentricities and mutual inclinations and act as a dynamical temperature of the system.Based on this consideration, we make the simplifying assumption that the dynamics can be replaced by AMD exchanges between the planets.In the first chapter we define the concept of AMD-stability. The AMD-stability criterion allows to discriminate between a priori stable planetary systems and systems for which the stability is not granted and needs further investigations.We show how AMD-stability can be used to establish a classification of the multiplanet systems in order to exhibit theplanetary systems that are long-term stable because they are AMD-stable, and those that are AMD-unstable which then require someadditional dynamical studies to conclude on their stability. We classify 131 multiplanet systems from the exoplanet.eu database with sufficiently well-known orbital elements.While the AMD criterion is rigorous, AMD conservation is only granted in absence of mean-motion resonances (MMR).If the MMR islands overlap, the system experiences chaos leading to instability.In the second chapter, we extend the AMD-stability criterion to take into account the overlap of first-order MMR.I derive analytically a new overlap criterion for first-order MMR.This stability criterion unifies the previous criteria proposed in the literature and admits the criteria obtained for initially circular and eccentric orbits as limit cases.In the third chapter I explain how the Hill stability can be understood in the AMD framework.Widely used, the Hill stability is a topological stability criterion for the three body system.However, most studies only use the coplanar and circular orbit approximation.We show that the general Hill stability criterion can be expressed as a function of only semi-major axes, masses, and total AMD of the system.The proposed criterion is only expanded in the planets-to-star mass ratio and not in the orbital elements.When studying AMD-unstable system, numerical simulations are mandatory.However the long timescales in planet dynamics make necessary the use of symplectic methods.These methods provide very accurate and fast integration when a system is stable.Their downside is that they are limited to fixed time-step integration.For unstable systems, the integrator may fail to resolve a close encounter and become inaccurate.In the fourth chapter, I propose a time renormalization that allow to use high order symplectic integrator with adaptive time-step at close encounter.The algorithm is well-adapted to systems of few similar masses planets.In the final chapter, I revisit the planet formation toy model developed by J. Laskar.While the AMD is conserved in the secular dynamics, it decreases during planets collisions.Laskar's model can be solved analytically for the average outcome and numerical simulations are very quick allowing to build large system population.I show that this formation model is in good agreement with recent realistic planet formation simulations where the final architecture results from a giant impact phase.; L'architecture des systèmes planétaires nous renseigne sur leur formation et de leur histoire. De plus, le grand nombre de découvertes récentes et futures d’exoplanètes permet d’étudier la population de systèmes exoplanétaires. Cependant, l’organisation des systèmes planétaires est fortement affectée par la stabilité dynamique, ce qui rend les études particulièrement difficiles. Étant donné que la dynamique est chaotique, une analyse détaillée entraîne de long temps de calculs. Dans cette thèse, je développe des critères analytiques de stabilité pour la dynamique des planètes. Dans le système séculaire, la conservation du moment cinétique et des demi-grand axes impliquent la conservation du déficit en moment cinétique (AMD). L’AMD est une mesure pondérée des excentricités et des inclinaisons mutuelles d’un système et agit comme une température dynamique. Dans le premier chapitre, nous définissons le concept de d'AMD-stabilité. Le critère d'AMD-stabilité permet de faire la distinction entre les systèmes planétaires a priori stables et les systèmes pour lesquels la stabilité n’est pas garantie et nécessite plus d'études. Je montre que l'AMD-stabilité peut être utilisée pour établir une classification des systèmes multiplanétaires afin de différencier les systèmes stables à long terme et ceux qui sont AMD-instables, nécessitant alors une étude dynamique supplémentaire. Nous classons 131 systèmes multiplanétaires de la base de données exoplanet.eu ayant des éléments orbitaux suffisamment connus. Bien que le critère AMD soit rigoureux, la conservation de l'AMD n’est garantie qu’en l’absence de résonances en moyen mouvement (MMR).Si les îles des MMR se chevauchent, le système devient chaotique et instable.Dans le deuxième chapitre, nous élargissons le critère de stabilité AMD pour prendre en compte le recouvrement de MMR du premier ordre.Je déduis analytiquement un nouveau critère qui unifie ceux précédemment proposés dans la littérature et admet comme cas limite les critères obtenus pour les orbites initialement circulaires et excentriques. Dans le troisième chapitre, j'explique comment la stabilité de Hill peut être comprise via la notion d'AMD. Largement utilisée, la stabilité de Hill est un critère de stabilité topologique pour le système à trois corps.Cependant, la plupart des études utilisent uniquement l'approximation pour des orbites coplanaire et circulaire.Je montre que le critère général de Hill peut être exprimé en fonction des seuls demi-grand axes, des masses et de l'AMD total du système.Le critère proposé n'est développé que dans le rapport de masse des planètes à l'étoile et non dans les éléments orbitaux.Lors de l'étude d'un système AMD-instable, le recours aux simulations numériques est nécessaire. Cependant, les grand temps d'évolution dans la dynamique planétaire rendent nécessaire l'utilisation de méthodes symplectiques. Ces méthodes permettent une intégration très précise et rapide lorsqu'un système est stable. Leur inconvénient est qu'elles sont limités à une intégration à pas de temps fixe, i.e. l'intégrateur peut ne pas résoudre les rencontres proches et devient inexact. Dans le quatrième chapitre, je propose une renormalisation du temps qui permet d’utiliser un intégrateur symplectique d’ordre élevé avec un pas de temps adaptatif aux rencontres proches. L'algorithme est bien adapté aux systèmes de masses de planètes similaires.Dans le dernier chapitre, je revisite le modèle-jouet de formation planétaire de J. Laskar. Tandis que l'AMD est conservé par la dynamique séculaire, il diminue lors des collisions planétaires. Le modèle de Laskar peut être résolu de manière analytique pour obtenir le résultat moyen et les simulations numériques sont très rapides, ce qui permet de créer une grande population de systèmes. Je montre que ce modèle de formation est en bon accord avec les simulations réalistes récentes de formation, dans lesquelles l'architecture finale résulte d'une phase d'impacts géants.

The dust- and gas-rich disks surrounding numerous pre-main-sequence stars are of key interest for unveiling how planetary system are formed; they are the initial conditions for planetary formation. Protoplanetary disks have a rich structure, with different physics playing a role in different regions of the disk. The dynamic ranges involved span two to five orders of magnitudes on spatial scales, orbital times, temperatures, and much more in dust- or gas-densities. The extreme dynamic ranges involved in the structure and composition of these objects mean that very different observational techniques have to be combined together to probe their various regions.This PhD makes use of new K, L and M-band imaging and Sparse-Aperture-Masking (SAM) Interferometric measurements, 3-4 micron spectroscopy, together with published 8.6 and 18.7 micron images and spectral energy distribution (SED) fluxes from UV to mm-wavelength to instruct a new comprehension of the famous IRS-48 object, and uncover the delicate balance of physical processes at stake.This PhD reports the first ever direct imaging of the full extents of a polycyclic aromatic hydrocarbon (PAH) and very small grains (VSG) ring in a young circumstellar disk, presents a revised model for the IRS-48 object to explain the rich and complex dust- and gas-environment observed from near-infrared to centimeter wavelengths, and sets limits on how much silicates grains - hence replenishment - is to be expected in the PAH and VSG ring.Radiative transfer modelling of the disk-structure and grains compositions converges to a classical-grains outer-disk from 55 AU combined with an unsettled VSG & PAH-ring, where the inner- and outer-rim are resolved: 11 and 26 AU. A brighter hence larger central-star with modified extinction parameters accounts for the near-infrared flux observed in the SED: the inner-most disk at ~1 AU is not needed. The revised stellar parameters place this system on a 4 Myr evolutionary track, much younger than the previous estimations, in better agreement with the surrounding region and disk-dispersal observations. Using closure-phases, two over-luminosities are found in the PAH-ring, at color-temperatures consistent with the radiative transfer simulations; one follows a sub-Keplerian circular orbit. This PhD also shows that only very few settled thermal silicates can be co-located with the PAH-ring, with a depletion factor of ~5-6 compared to classical circumstellar dust-to-PAH abundances. A ~3 Jupiter-masses companion on a 40 AU orbit is compatible with the new disk structure and the previous mm-grains asymmetry.The IRS-48 disk is found to be void of dust-grains in the first 55 AU, except for a 3.7e-10 Solar-masses of a mixture of ionized and neutral PAH, and VSG. This places IRS-48 at the final stage of transition disks, when photo-evaporation dominates the disk evolution and eventually causes dispersal. Given the highly radiating environment, this PhD also highlights the probable replenishment of the inner PAH & VSG-ring through the channeling of such particles from the outer reservoir, due to the on-going accretion on the companion.; La poussière et le gaz qui entourent beaucoup d'étoiles jeunes sont d'un intérêt critique pour comprendre la formation planétaire ; ils représentent les conditions initiale de la formation planétaire. Les disques proto-planétaire ont une structure riche, avec différents processus physiques à l'oeuvre dans différentes régions du disque. Les grandeurs en jeu s'étalent sur 2 à 5 ordres de grandeur en échelles spatiales, période orbitale, températures, et bien plus en ce qui concerne la densité de gaz et poussière. Les variations extrêmes de ces paramètres clés impliqués dans la structure et la compositions de ces objets implique nécessairement l'utilisation combinée de différentes techniques d'observation.Cette recherche se base sur l'utilisation de nouvelles données d'imagerie et de masquage de pupille (SAM) en bandes K, L et M, de spectres entre 3 et 4 microns, en plus d'images à 8.6 et 18.7 microns et de données de densité spectrale de flux (SED) issus de la littérature. Ces données des UV aux longueurs d'ondes millimétriques ont permis de construire une nouvelle compréhension de l'objet IRS-48, et de mettre en avant l'équilibre subtil des processus physiques en jeu. Ce travail a permis d'imager pour la première fois l'intégralité spatiale d'un disque composé d'hydrocarbures polycyclique aromatique (PAH) et de très petits grains (VSG) autour d'un objet stellaire jeune. Il propose un modèle révisé pour cet objet de façon à expliquer l'environnement riche et complexe de gaz et poussières observé en proche infrarouge et en ondes millimétriques, et pose des limites sur la quantité attendue de grains silicatés - synonymes de renouvelle du disque - qui peut se trouver dans ce disque de PAH/VSG.Une modélisation en transfert radiatif de la structure du disque et de la composition des grains converge vers un disque externe à 55 AU composé de grains classiques, en plus d'un disque non-sédimenté de PAH et VSG dont les bords internes et externes sont résolus: 11 et 26 AU. Une étoiles plus brillante - donc plus large - associée à une adaptation des courbes de rougissement permet d'expliquer les flux observés dans le proche-infrarouge: le disque très interne à l'étoile, à 1 AU environ, n'est plus nécessaire. Les nouveaux paramètres stellaire permettent d'estimer un âge de 4 millions d'années pour cet objet, beaucoup plus jeune que les estimations précédentes, et en meilleur accord avec l'environnement direct de l'étoile et les statistiques de dispersion de tels disques. L'utilisation de clôtures de phase a permis de détecter deux sur-brillance au sein du disque de PAH, dont la température de couleur correspond à la température de ce disque trouvé grâce au transfert radiatif. Une sur-brillance suit une orbite circulaire sous-Keplerienne. Ce travail a permis de montrer qu'une quantité limitée de grains classiques silicatés pouvait être localisé dans le disque de PAH, avec un facteur de déplétion de 5-6 par rapport aux abondances classiques de poussière-à-PAH. Un compagnon d'environ 3 masses de Jupiter sur une orbite à 40 AU est compatible avec la nouvelle structure du disque et l'observation précédente d'une asymétrie de grain millimétriques.Le disque d'IRS-48 est dépourvu de poussière dans ses premiers 55 AU, à l'exception de 3.7e-10 masses solaire d'une mixture de PAH neutres et ionisés, et de VSG. Ceci place IRS-48 au stade final des disques de transition, alors que la photo-evaporation commence à dominer l'évolution du disque jusqu'à provoqué sa dispersion. Etant donné le fort environnement radiatif, the doctorat permet aussi de mettre en avant un probable renflouement du disque interne de PAH et VSG par le disque externe grâce à des effets gravitationnels induits par le compagnon.

Studying exoplanets, and in particular gaseous giant planets, is a new field of modern astrophysics. Understanding how the giant planets form, evolve with time, and have an impact on potential other planets within a stellar system are part of the biggest challenges of this science. The develop- ment of the most ecient observational techniques and optimal analysis tools have been necessary to bring answers to these problematics. This is the context in which I realized my PhD thesis. I present in this manuscript the three projects that I led during these last three years.First, I studied the occurrence rate of the giant planets that orbit around M dwarfs. To rea- lize this statistical study, I used NaCo data from two surveys. The first survey was composed of M dwarfs, the second was made of AF stars that were already studied by members of our team. I developed a Monte Carlo code, and used contrapositive logic to lead a comparative analysis of these two surveys. I also associated star to planet mass ratios to planetary formation scenarios. My conclusions are that giant planets can more easily be formed by core accretion around AF stars than around M dwarfs, for separations between 8 and 400 astronomical units. Wide-orbit giant planets are rare whatever the stellar mass (, L’étude des exoplanètes, et en particulier celle des planètes géantes gazeuses, est une branche jeune et florissante de l’astrophysique moderne. Les grandes problématiques qui ont émergé des études sur cette population de planètes consistent à comprendre comment elles se sont formées, comment elles ont spatialement et temporellement évolué, et comment elles influencent d’éventuelles autres planètes au sein des systèmes stellaires. Afin d’apporter des réponses à ces questions, il a été nécessaire de développer des techniques d’observation et des outils d’analyse des données les plus performants possibles. C’est dans ce cadre que j’ai eectué mon travail de thèse, qui s’est articulé autour de trois projets.En premier lieu, je me suis intéressée à étudier le taux d’occurrence des planètes géantes gazeuses en orbite autour des naines M. Pour réaliser cette étude statistique, j’ai utilisé des données de deux relevés NaCo, le premier étant consacré aux naines M, et le second étant constitué d’étoiles AF et ayant été précédemment étudié par des membres de notre équipe. J’ai développé un code Monte Carlo, et me suis servie de la logique de la contraposition pour mener une étude comparative des résultats de ces deux relevés. J’ai également associé des gammes de rapports de masses entre la planète et son étoile à des mécanismes de formation privilégiés. J’en ai conclu que la formation des planètes géantes gazeuses formée par accrétion sur coeur était favorisée si ces planètes se si- tuaient autour d’étoiles AF plutôt que des naines M, pour des séparations allant de 8 à 400 unités astronomiques. La fréquence des planètes géantes gazeuses reste toutefois faible quelque soit la masse de l’étoile considérée (typiquement

At least 20% of Main-Sequence stars are known to harbor debris disks analogs to the Kuiper Belt. These disks are proof that the accretion of solids has permitted the formation of at least km-sized bodies. It is thus not surprising that several of these disks are accompanied by planets, which may reveal themselves by setting their dynamical imprints on the spatial structure of debris disks. Therefore, the detection of an eccentric debris disk surrounding Zeta² Ret by the Herschel space telescope provides evidence for the presence of a massive perturber in this system.Zeta² Ret being a mature Gyr-old system, and in that sense, analogous to our own Solar System, it offers a different example of long-term dynamical evolution. This thesis includes a detailed modeling of the structure of the debris disk of Zeta² Ret, which leads to constraints on the mass and orbital characteristics of the putative perturber. This study also reveals that eccentric structures in debris disks can survive on Gyr timescales.Detailed modeling of the structure of debris disks can allow the posterior discovery of hidden planets as is the case for the Fomalhaut system. The eccentric shape of the debris disk observed around this star was first attributed to Fom b, a companion detected near the belt inner-edge, which revealed to be highly eccentric (e~0.6-0.9), and thus very unlikely shaping the belt. This hints at the presence of another massive body in this system, Fom c, which drives the debris disk shape. The resulting planetary system is highly unstable, which involves a recent scattering of Fom b on its current orbit, potentially with the yet undetected Fom c. This scenario is investigated in this thesis and its study reveals that by having resided in inner mean-motion resonance with a Neptune or Saturn-mass belt-shaping eccentric Fom c and therefore have suffered a gradual resonant eccentricity increase on timescales comparable to the age of the system (~440 Myr), Fom b could have been brought close enough to Fom c and suffered a recent scattering event, which, complemented by a secular evolution with Fom c, explains its current orbital configuration. This three-step scenario also implies that significant amounts of material may have been set on extremely eccentric orbits such as this of Fom b through this mechanism, which in return could feed in dust the inner parts of the system. Therefore, this mechanism may also explain the presence of inner dust belts in the Fomalhaut system, but also the discovery a significant population of very bright hot dust belts in systems older than 100 Myr.The planetary systems discovered so far exhibit a great variety of architectures, and our solar system is far from being a generic model. One of the main mechanism that determines a planetary system morphology is planetary migration. The presence of a stellar binary companion - which our solar system is deprived of - is expected to affect planetary migration conditions, and potentially lead to the formation of very different planetary systems. This phenomenon is obviously non-negligible since binary systems represent at least half of stellar systems. At late stages of planetary systems formation, planetary migration may occur as the result of interactions with remaining solid planetesimals and the impact of binarity on this planetesimal-driven migration is explored in this thesis. A stellar binary companion may in fact reverse the tendency for planets in single star systems to migrate inwards, and bring them closer to regions perturbed by the binary companion, where they could not have formed in situ. This may give an explanation for the presence of planets which present signs of outward migration towards a circumstellar companion in the Gamma Cephei and HD 196885 systems., Au moins 20% des étoiles de la séquence principale abritent des disques de débris, analogues à la ceinture de Kuiper. Ces disques sont la preuve que l'accumulation de solides a au moins permis la formation de corps de taille kilométrique. Il n'est donc pas surprenant que plusieurs de ces disques soient accompagnés de planètes, qui, en laissant leur empreinte dynamique sur la structure spatiale de ces disques, révèlent leur présence. Par conséquent, la détection d'un disque de débris excentrique entourant Zeta² Ret par le télescope spatial Herschel indique la présence d'un perturbateur massif dans ce système. Zeta² Ret étant un système mature, âgé de 2-3 Gyr, et en ce sens, analogue à notre propre système solaire, il offre un exemple différent d'évolution dynamique à long terme. Cette thèse comprend une modélisation détaillée de la structure du disque de débris de Zeta² Ret, ce qui conduit à des contraintes sur la masse et l'orbite du perturbateur suspecté. Cette étude révèle également que les structures excentriques dans les disques de débris peuvent survivre sur des échelles de temps Gyr.La modélisation de disques de débris peut permettre la découverte postérieure de planètes comme c'est le cas pour le système de Fomalhaut. La forme excentrique de son disque de débris fut d'abord attribuée à Fom b, un compagnon détecté près du bord interne du disque, mais qui se révèle finalement trop excentrique (e~0.6-0.9) pour lui donner sa forme, indiquant la présence d'un autre corps massif, Fom c. Le système planétaire qui en résulte est très instable, ce qui implique une diffusion récente de Fom b sur son orbite actuelle, éventuellement par Fom c. L'étude de ce scénario révèle qu'en ayant résidé dans une résonance de moyen-mouvement interne avec une Fom c excentrique et de masse comparable à Neptune ou Saturne, Fom b aurait subi une augmentation progressive de son excentricité sur des périodes comparables à l'âge du système (~440 Myr), ce qui l'aurait amenée assez proche de Fom c pour subir une diffusion récente, qui, complétée par une évolution séculaire avec Fom c, explique sa configuration orbitale actuelle. Ce mécanisme en trois étapes pourrait également avoir généré d'importantes quantités de matériel en orbites très excentriques, ce qui en retour pourrait alimenter en poussière les parties internes du système. Par conséquent, ce mécanisme pourrait aussi expliquer la présence de ceintures de poussières internes dans le système de Fomalhaut, mais aussi la découverte d'une importante population de ceintures de poussières chaudes et massives dans les systèmes âgés de plus de 100 Myr.Les systèmes planétaires découverts jusqu'ici présentent une grande variété d'architectures, et notre système solaire est loin d'être un modèle générique. Un des principaux mécanismes déterminant la morphologie d'un système planétaire est la migration planétaire. On attend d'un compagnon stellaire - ce que notre système solaire ne possède pas - qu'il affecte les conditions de migration planétaire, et conduise potentiellement à la formation de systèmes planétaires très différents. Ce phénomène est évidemment non négligeable puisque les systèmes binaires représentent au moins la moitié des systèmes stellaires. Dans les systèmes planétaires matures, la migration planétaire peut se produire suite à l'interaction avec le matériel solide et l'impact de la binarité sur cette migration tardive est exploré dans cette thèse. Un compagnon circumstellaire pourrait inverser la tendance à la migration interne des planètes dans les systèmes stellaires simples, et rapprocher ces planètes des régions perturbées par le compagnon binaire, où elles ne pourraient pas s'être formées in situ. Cela pourrait fournir une explication à la présence de planètes qui présentent des signes de migration externe vers un compagnon circumstellaire dans les systèmes de Gamma Cephei et HD 196885.

The dead zone, a quiescent region enclosed in the turbulent flow of a protoplanetary disk, seems to be a promising site for planet formation. Indeed, the development of a density maximum at the dead zone inner edge, that has the property to trap the infalling dust, is a natural outcome of the accretion mismatch at this interface. Moreover, the flow here may be unstable and organize itself into vortical structures that efficiently collect dust grains. The inner edge location is however loosely constrained. In particular, it depends on the thermodynamical prescriptions of the disk model that is considered. It has been recently proposed that the inner edge is not static and that the variations of young stars accretion luminosity are the signature of this interface displacements. This thesis address the question of the impact of the gas thermodynamics onto its dynamics around the dead zone inner edge. MHD simulations including the complex interplay between thermodynamical processes and the dynamics confirmed the dynamical behaviour of the inner edge. A first measure of the interface velocity has been realised. This result has been compared to the predictions of a mean field model. It revealed the crucial role of the energy transport by density waves excited at the interface. These simulations also exhibit a new intriguing phenomenon: vortices forming at the interface follow a cycle of formation-migration-destruction. This vortex cycle may compromise the formation of planetesimals at the inner edge. This thesis claims that thermodynamical processes are at the heart of how the region around the dead zone inner edge in protoplanetary disks works.; La zone morte, région laminaire confinée au coeur des disques protoplanétaires dont la turbulence de l'écoulement à petite échelle explique l'accrétion de matière sur l'étoile en formation, semble être un lieu propice à la formation planétaire. En effet, au bord interne de la zone morte la différence d'accrétion entraîne le développement d'une sur-densité capable de piéger les grains de poussière qui dérivent vers l'étoile. L'écoulement à cet endroit est de plus potentiellement instable. Le cas échéant, il s'organise en structures tourbillonnaires appelées ''vortex'' qui collectent efficacement la poussière. La position du bord interne est toutefois très incertaine et dépend en particulier de la thermodynamique du modèle de disque considéré. Récemment, le déplacement du bord interne a été envisagé pour expliquer la variabilité de l'accrétion des étoiles jeunes. Cette thèse aborde le problème posé par l'influence de la thermodynamique sur la dynamique du bord interne de la zone morte. Des simulations MHD qui incluent le couplage entre les processus thermodynamiques avec la dynamique de l'écoulement ont tout d'abord permis de confirmer le comportement dynamique du bord interne ainsi que de réaliser la mesure inédite de sa vitesse typique de déplacement. La comparaison de ces résultats avec les prédictions données par un modèle de champ moyen a révélé le rôle du transport d'énergie par des ondes excitées au bord interne de la zone morte. Ces simulations présentent de plus un phénomène nouveau: les vortex formés à l'interface suivent un cycle de formation-migration-destruction. Cette découverte est susceptible de modifier notre vision du scénario de formation planétaire. En résumé, cette thèse met en évidence le fait que les processus thermodynamiques sont au coeur du fonctionnement de la région du bord interne de la zone morte dans les disques protoplanétaires.

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 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.

A debris disk around a main sequence star is made of planetesimals, which are the remnant of the planet formation process according to the core-accretion theory. In the Solar system, the main asteroid belt and the Kuiper belt are examples of debris disks. Around other stars, debris disks are observable if they are massive enough for collisions between planetesimals to produce continuously enough dust to be detected, by their thermal emission in the far infrared, or by scattered light in the visible spectrum. In this work, we have studied the stripping, the dynamical excitation and the structuring of debris disksundergoing the gravitational interaction with a planet inside a system, a stellar companion in a binary system, and a passing star in the dense environment of an open cluster during the first 100 millions years after the birth of the star. We have addressed these problems by the numerical simulation of the dynamics of a disk of planetesimals in these various conditions. We have finally carried out a study to determine the characteristics of the debris disk population around stars of different types, with the standard collisional evolution model, our results about dynamical excitation of disks and the data of the Spitzer surveys. We show that the lack of debris disks detected around low mass M type stars can be explained by planetesimals 10 times smaller than around solar type or more massive stars.; 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.

A debris disk around a main sequence star is made of planetesimals, which are the remnant of the planet formation process according to the core-accretion theory. In the Solar system, the main asteroid belt and the Kuiper belt are examples of debris disks. Around other stars, debris disks are observable if they are massive enough for collisions between planetesimals to produce continuously enough dust to be detected, by their thermal emission in the far infrared, or by scattered light in the visible spectrum. In this work, we have studied the stripping, the dynamical excitation and the structuring of debris disksundergoing the gravitational interaction with a planet inside a system, a stellar companion in a binary system, and a passing star in the dense environment of an open cluster during the first 100 millions years after the birth of the star. We have addressed these problems by the numerical simulation of the dynamics of a disk of planetesimals in these various conditions. We have finally carried out a study to determine the characteristics of the debris disk population around stars of different types, with the standard collisional evolution model, our results about dynamical excitation of disks and the data of the Spitzer surveys. We show that the lack of debris disks detected around low mass M type stars can be explained by planetesimals 10 times smaller than around solar type or more massive stars., 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.

En collaboration avec le consortium WASP (Wide Angle Search for Planets) composés d'universités britanniques, une cinquantaine de nouvelles planètes semblables à Jupiter, mais situées sur des orbites de quelques jours seulement, ont été découvertes autour d'étoiles proche et brillantes, dans le ciel de l'hémisphère Sud. La luminosité de l'étoile hôte permet une caractérisation approfondie de ces objets. Le signal lumineux produit lors du passage d'une planète devant son étoile donne la possibilité de déduire une grande quantité de paramètres physiques et orbitaux. Utilisant l'effet Rossiter-McLaughlin, il est possible notamment de déterminer l'angle entre le plan orbital de la planète et le plan équatorial de l'étoile. En découvrant que près de la moitié des planètes découvertes se situent sur des orbites inclinées, voir même rétrograde, il est possible de déduire les processus qui menèrent à la présence de ces géantes gazeuses si proche de leur étoile et de confronter les modèles de migration planétaire par intéractions avec le disque primordial de gaz et de matière dans lequel elles se sont formées.

Only a small fraction of the 400 exoplanets discovered are orbiting stars more massive than solar-type stars. Detection of planets around such stars are needed to constrain planetary systems formation and evolution scenarii. This thesis was focused on A and F main-sequence stars. Precise enough radial velocities (RV) are difficult to get for those stars (few lines, high rotational velocity), and pulsations and magnetic activity may disturb those measurements and mimic the presence of planets. New observational surveys allowed us to detect planet candidates and to draw the first statistics of the presence of planets around A-F stars. Numerical simulations allowed us to simulate the effet of spots, plages and pulsations on RV, photometric and astrometric variations. We then performed a comprehensive and quantitative study of the effect of a spot on stars with various spectral types and for various configurations (location, size, vsini). We also simulated the effect of spots and plages (extracted from observations) on the sun RV as they would have been measured for more than one activity cycle. Thanks to these simulations, we studied the detectability of earth-mass planets in the habitable zone of solar-type stars.; Parmi les 400 exoplanètes découvertes, seulement une petite fraction sont en orbites autour d'étoiles plus massives que les étoiles de type solaire. Afin de contraindre les scénarios de formation et d'évolution des systèmes planétaires dans leur globalité il est cependant nécessaire de s'intéresser à la détection de planètes autour de telles étoiles. Dans le cadre de cette thèse je me suis focalisé sur les étoiles A et F de la séquence principale. La mesure de vitesses radiales (VR) précises est délicate pour ces étoiles (peu de raies, rotation élevée), de plus la présence de pulsations ou d'activité magnétique perturbent les mesures et peuvent faire croire à la présence de planètes. D'une part, des relevés systématiques ont permis la détection de plusieurs candidats et la détermination des premières statistiques sur la présence de planètes autour des étoiles A-F. D'autre part, des simulations numériques nous ont permis de simuler l'effet des taches, plages et pulsations sur les variations de VR, photométrie et astrométrie. Grâce à cela, nous avons effectué une étude quantitative complète de l'effet d'une tache à la surface d'étoiles de types spectraux variés et pour différentes configurations (position, taille, vsini). Nous avons aussi simulé l'effet des taches et plages (extraites des observations) sur les VR du Soleil telles qu'elles auraient pu être mesurées sur plus d'un cycle d'activité. A l'aide de ces simulations, nous avons étudié la détectabilité de planètes de masse terrestre dans la zone habitable d'étoiles de type solaire.

This thesis is divided in two main parts, oriented toward planet formation inside circumstellar disks around young solar analogs. First, I will present results obtained using Spitzer/IRS mid-infrared spectroscopic data. These spectra (5-35µm) display a large number of emission features, attributed to silicate dust grains, either in their amorphous or crystalline form. Based on large sample, I led two complementary statistical studies concerning the dust grains mineralogy. First, I show that crystalline grains are widespread inside circumstellar disks, and I show a so-called "crystallinity paradox" concerning the radial distribution of crystals, less crystals being detected in the inner regions (place of preferred formation) compared to outer regions. Amorphization processes can be responsible for these differences. Second, I also show a flattening of grain size distributions, taking place inside circumstellar disks (which was usually interpreted as grain growth). One explanation could be a change in the equilibrium between coagulation and fragmentation. In the second part of this thesis, I present results of pioneering interferometric observations, with the AMBER instrument, for two TTauri stars. These observations enable us to confirm, and refine, two existing models: i) the presence of a gap inside a transitional disk, with an inner disk close to the star, ii) the importance of scattered light when interpreting interferometric data. These works help us better understanding and constraining planet-forming regions.; Cette thèse se découpe en deux volets complémentaires, orientés sur la formation planétaire dans les disques autour d'étoiles jeunes. Dans une première partie je présente les résultats obtenus avec des données spectroscopiques du satellite Spitzer. Ces spectres (5-35 µm) montrent un grand nombre de raies en émission, attribuées à des poussière silicatées, amorphes ou cristallines. Sur un large échantillon, j'ai mené deux analyses statistiques complémentaires sur la minéralogie des grains de poussière. Je montre tout d'abord que les silicates cristallins sont très présents dans les disques proto-planétaires, et je mets en évidence un paradoxe de cristallinité sur la distribution radiale de ces cristallins, avec moins de cristaux dans les régions internes (lieu de leur formation préférentiel) que dans les régions externes. Des processus d'amorphisation peuvent être responsables de cet écart. Par la suite, j'ai montré qu'un applatissement des distributions en taille de grain a lieu dans les disques (ce qui était souvent interprété comme un grossissement de grains). Cela peut s'expliquer soit par un changement d'équilibre entre les processus de fragmentation et de coagulation, soit par une évacuation des petits grains par la pression de radiation ou les vents stellaires. Dans une seconde partie, je présente les résultats d'observations pionières, par la méthode d'interférométrie dans le proche infrarouge, avec l'instrument AMBER, pour deux étoiles TTauri. Ces observations ont permis de confirmer deux modèles existants dans la litérature : i) la présence d'un sillon dans un disque en transition, avec un disque interne proche de l'étoile, ii) l'importance de la lumière diffusée dans l'interprétation de données interférométriques. Ces travaux permettent de mieux connaître les régions de formation planétaire.

This thesis is divided in two main parts, oriented toward planet formation inside circumstellar disks around young solar analogs. First, I will present results obtained using Spitzer/IRS mid-infrared spectroscopic data. These spectra (5-35µm) display a large number of emission features, attributed to silicate dust grains, either in their amorphous or crystalline form. Based on large sample, I led two complementary statistical studies concerning the dust grains mineralogy. First, I show that crystalline grains are widespread inside circumstellar disks, and I show a so-called "crystallinity paradox" concerning the radial distribution of crystals, less crystals being detected in the inner regions (place of preferred formation) compared to outer regions. Amorphization processes can be responsible for these differences. Second, I also show a flattening of grain size distributions, taking place inside circumstellar disks (which was usually interpreted as grain growth). One explanation could be a change in the equilibrium between coagulation and fragmentation. In the second part of this thesis, I present results of pioneering interferometric observations, with the AMBER instrument, for two TTauri stars. These observations enable us to confirm, and refine, two existing models: i) the presence of a gap inside a transitional disk, with an inner disk close to the star, ii) the importance of scattered light when interpreting interferometric data. These works help us better understanding and constraining planet-forming regions., Cette thèse se découpe en deux volets complémentaires, orientés sur la formation planétaire dans les disques autour d'étoiles jeunes. Dans une première partie je présente les résultats obtenus avec des données spectroscopiques du satellite Spitzer. Ces spectres (5-35 µm) montrent un grand nombre de raies en émission, attribuées à des poussière silicatées, amorphes ou cristallines. Sur un large échantillon, j'ai mené deux analyses statistiques complémentaires sur la minéralogie des grains de poussière. Je montre tout d'abord que les silicates cristallins sont très présents dans les disques proto-planétaires, et je mets en évidence un paradoxe de cristallinité sur la distribution radiale de ces cristallins, avec moins de cristaux dans les régions internes (lieu de leur formation préférentiel) que dans les régions externes. Des processus d'amorphisation peuvent être responsables de cet écart. Par la suite, j'ai montré qu'un applatissement des distributions en taille de grain a lieu dans les disques (ce qui était souvent interprété comme un grossissement de grains). Cela peut s'expliquer soit par un changement d'équilibre entre les processus de fragmentation et de coagulation, soit par une évacuation des petits grains par la pression de radiation ou les vents stellaires. Dans une seconde partie, je présente les résultats d'observations pionières, par la méthode d'interférométrie dans le proche infrarouge, avec l'instrument AMBER, pour deux étoiles TTauri. Ces observations ont permis de confirmer deux modèles existants dans la litérature : i) la présence d'un sillon dans un disque en transition, avec un disque interne proche de l'étoile, ii) l'importance de la lumière diffusée dans l'interprétation de données interférométriques. Ces travaux permettent de mieux connaître les régions de formation planétaire.

Stars are forming when clouds of gas and dust collapse. In the close environment of the new star, the matter is concentrated in an equatorial plane which is called protoplanetary disk. The astronomers think that planets are formed within this mass of gas and dust orbiting around the star. To probe these disks at scales corresponding to the orbits of the future planets, it is necessary to observe at very high spatial resolution in the infrared wavelength domain. Infrared interferometry is therefore an ideal tool to study the physical conditions in protoplanetary disks. In this document, I describe the first steps of infrared interferometry, from the beginning of the small interferometers PTI and IOTA until the construction of the AMBER instrument at the focus of the VLT Interferometer. I describe also the results of a technological research track, particularly attractive in the case of infrared interferometry, and coming from the information freeway: the integrated optics applies to the combination of several beams in astronomy. I show then how from observations obtained from these instruments, it is possible to constrain the physics of disks around young stars. Thanks to the spectral resolution recently available on these instruments, for the first time, we can separate the physical phenomena as different as accretion of matter onto the star and the ejection of particles by winds whose precise origin is still not well known. The results presented in this document were obtained mainly from observations on the young systems FU Ori and MWC 297 and performed by AMBER on the VLTI, but also by the small infrared interferometers PTI and IOTA. I tackle also the modeling of the vertical structure of those disks in order to show the wealth of obtained information. Finally I draw the contours of a research program that will allow first the VLTI astrophysical return to be maximized, and then the first interferometric images of these circumstellar environments to be obtained. I also propose to build a second generation instrument for the VLTI which will bring detailed interferometric images by aperture synthesis of these compact sources., Les étoiles se forment lors de l'effondrement de nuages de gaz et de poussière. Dans l'environnement proche de l'étoile naissante la matière se concentre dans un plan équatorial que l'on appelle disque protoplanétaire. Les astronomes pensent que les planètes se forment au sein de cette masse de gaz et de poussière orbitant autour de l'étoile. Pour sonder ces disques à des échelles correspondant aux orbites des futures planètes, il convient d'observer dans l'infrarouge à très haute résolution spatiale. L'interférométrie infrarouge est donc un outil idéal pour étudier les conditions physiques des disques protoplanétaires. Dans ce mémoire, je décris les premiers pas de l'interférométrie infrarouge, depuis la mise au point des petits interféromètres PTI et IOTA jusqu'à la construction de l'instrument AMBER au foyer de l'interféromètre du VLT. Je décris aussi les résultats d'une piste de recherche technologique particulièrement attrayante dans le cas de l'interférométrie infrarouge et issue des technologies des autoroutes de l'information: l'optique intégrée appliquée à la combinaison de plusieurs faisceaux en astronomie. Je montre ensuite comment à partir des observations obtenues à partir de ces instruments, il est possible de contraindre la physique des disques autour des étoiles jeunes. Grâce à la résolution spectrale nouvellement disponible sur ces instruments, pour la première fois nous pouvons séparer des phénomènes physiques aussi différents que l'accrétion de matière sur l'étoile et l'éjection de particules par des vents dont l'origine précise est encore mal connue. Les résultats présentés dans ce mémoire ont été obtenus principalement à partir d'observations sur les systèmes jeunes FU Ori et MWC 297 effectuées par AMBER sur le VLTI, mais aussi par les petits interféromètres infrarouges PTI et IOTA. Je développe aussi les travaux de modélisation de la structure verticale des disques associés afin de montrer la richesse des renseignements obtenus. Finalement je trace les contours d'un programme de recherche qui permettra tout d'abord de maximiser le retour astrophysique sur un instrument comme le VLTI, puis d'obtenir de premières images interférométriques de ces environnements circumstellaires. Je propose aussi la réalisation d'un instrument de seconde génération qui permettra de fournir des images interférométriques détaillées de ces sources compactes par synthèse d'ouverture.

Planetary migration seems to be unavoidable during planet formation in protoplanetary disks. Gravitational interactions between the planet embryos and the gas disk make the angular momentum of the embryo decrease, so that it spirals towards the central star. As the migration timescale is shorter than the disk life time, no planet should survive (chapters 1 and 2). In this thesis, we try to find mechanisms that prevent or slow down migration.In chapter 3, we show that a jump in the gas disk density stops migration and acts like a planet trap. Trapped there, a massive solid core may accrete a gaseous atmosphere and give birth to a giant planet. The planet is then massive enough to repel the gas and open a gap around its orbit. Through analysis of computer simulations, we enlighten the role of pressure effects in this process in chapter 4 ; a new generalized gap opening criterion is derived. After the presentation of a new, reliable and performing algorithm for numerical simulations in chapter 5, we use it in chapter 6 to study the migration of a giant planet and its influence on the disk evolution. The formation of a cavity appears to be less easy than previously expected, but we find a way of preventing migration. Last, in chapter 7, we focus on the case of Jupiter and Saturn, and we find in which conditions the interactions between both planets prevent their migration.; La migration planétaire est un phénomène apparemment inévitable lors de la formation des planètes dans les disques protoplanétaires. Les interactions gravitationnelles entre les embryons de planète et le disque de gaz font décroître le moment cinétique de l'embryon, qui spirale vers l'étoile centrale. Le temps de migration étant plus court que la durée de vie du disque, aucune planète ne devrait survivre (chapitres 1 et 2). Dans cette thèse, nous essayons de trouver des mécanismes qui empêchent ou ralentissent la migration.Dans le chapitre 3, nous montrons qu'un saut dans le profil de densité du disque de gaz bloque la migration et agit comme un piège à planète. Ainsi bloqué, un coeur solide massif peut accrèter une atmosphère gazeuse et devenir une planète géante. La planète est alors assez massive pour repousser le gaz et ouvrir un sillon autour de son orbite. En analysant des simulations numériques, nous mettons en évidence le rôle des effets de pression dans ce processus dans le chapitre 4 ; un nouveau critère unifié d'ouverture du sillon en découle. Après la présentation dans le chapitre 5 d'un nouvel algorithme fiable et performant pour réaliser des simulations numériques, nous l'utilisons dans le chapitre 6 pour étudier la migration d'une planète géante et son impact sur l'évolution du disque. La formation d'une cavité s'avère moins facile que prévu, mais une possibilité d'arrêter la migration apparaît. Enfin, dans le chapitre 7, nous étudions le cas de Jupiter et Saturne, et trouvons dans quelles conditions les interactions entre les deux planètes en empêchent la migration.

Gas and dust discs around young stars are probably the birth place of planets. Details of the evolution of such discs toward planetary systems are nevertheless not well understood. In this thesis, the dusty phase of circumstellar environments, from which planets will form, is studied with the aim to obtain quantitative contraints on the processes of disc evolution.Present observational facilities offer the opportunity to study discs with an unprecedented level of details and bring essential information on the first steps of planet formation: dust growth by coagulation and settling toward the disc midplane. In order to interpret the observed properties of discs, we have developped a radiative transfer code which can synthetise coherently scattered light and/or thermal emission images, polarisation maps and spectral energy distributions of protoplanetary discs.In a second step, the code was used to reproduce multi-wavelengths and multi-techniques observations of several discs surrounding T Tauri stars: IM Lup, IRAS 04158+2805 and GG Tau. A multi-parametric approach allowed us to precisely constrain discs parameters. Thus, we put quantitative constraints on grain growth and settling of dust grains, witnessing dust evolution, in two of these discs: IM Lup and GG Tau whereas analyses of the disc of IRAS 04158+2805 suggest, to the contrary, that dust has only marginally evolved in that disc.The coupling of the radiative transfer code with a hydrodynamical code allows us to predict observational signatures of dust settling and radial migration. Applying these results to the circumbinary ring of GG Tau gives good agreement with observations and shows the potential of such kind of modeling to constrain physical processes within discs.Finally, studies of the magnetospheric accretion process, of discs around brown dwarfs and Herbig Ae/Be stars as well as of more evolved discs (debris disks) mark the starting point of a systematic modeling of a growing number of discs in order to make statistical analyses of discs properties, at different spatial scales and as a function of the central object mass and of the evolutionnary state of the system.; Les disques de poussière et de gaz autour des étoiles jeunes sont très probablement les lieux de naissance des planètes. Les détails de l'évolution de ces disques vers des systèmes planétaires restent cependant très mal compris. Cette thèse aborde l'étude de la phase de poussière des environnements circumstellaires, à partir de laquelle se formeront les planètes, avec pour objectif d'obtenir des contraintes quantitatives sur les processus d'évolution des disques. Les moyens d'observations actuels permettent d'étudier les disques avec un niveau de détail sans précédent et fournissent des informations essentielles sur les premières étapes de la formation planétaire : la croissance des grains de poussière par coagulation et leur sédimentation vers le plan du disque. Afin d'interpréter les propriétés observées des disques, nous avons développé un code de transfert radiatif qui permet de modéliser de manière cohérente les images en lumière diffusée et/ou émission thermique, les cartes de polarisation et les distributions spectrales d'énergie des disques protoplanétaires. Dans un second temps, le code a été utilisé pour modéliser les données multi-longueurs d'onde et multi-techniques de plusieurs disques entourant des étoiles T Tauri : IM Lup, IRAS 04158+2805 et GG Tau. Une approche multi-paramétrique a permis de contraindre précisément les paramètres des disques. Nous avons ainsi mis en évidence et quantifié une croissance et une sédimendation des grains de poussière, qui témoignent de l'évolution de la poussière, dans deux de ces disques : IM Lup et GG Tau alors que les analyses du disque de IRAS 04158+2805 suggèrent au contraire que la poussière n'a que peu évolué dans ce dernier. Le couplage du code de transfert radiatif avec un code hydrodynamique nous a permis de prédire les signatures observationnelles de la sédimentation et de la migration radiale des grains. L'application de ces résultats à l'anneau circumbinaire de GG Tau donne un bon accord avec les observations et démontre le potentiel de ce type de modélisation pour contraindre les processus physiques qui règnent au sein des disques. Enfin, des études du processus d'accrétion magnétosphérique, de disques autour de naines brunes et d'étoiles Herbig Ae/Be ainsi que de disques plus évolués (disques de débris) ont permis d'initier un travail de modélisation systématique d'un nombre croissant de disques afin de démarrer une analyse statistique des propriétés des disques, à différentes échelles spatiales et en fonction de la masse de l'objet central et de l'état d'évolution du système.

Gas and dust discs around young stars are probably the birth place of planets. Details of the evolution of such discs toward planetary systems are nevertheless not well understood. In this thesis, the dusty phase of circumstellar environments, from which planets will form, is studied with the aim to obtain quantitative contraints on the processes of disc evolution.Present observational facilities offer the opportunity to study discs with an unprecedented level of details and bring essential information on the first steps of planet formation: dust growth by coagulation and settling toward the disc midplane. In order to interpret the observed properties of discs, we have developped a radiative transfer code which can synthetise coherently scattered light and/or thermal emission images, polarisation maps and spectral energy distributions of protoplanetary discs.In a second step, the code was used to reproduce multi-wavelengths and multi-techniques observations of several discs surrounding T Tauri stars: IM Lup, IRAS 04158+2805 and GG Tau. A multi-parametric approach allowed us to precisely constrain discs parameters. Thus, we put quantitative constraints on grain growth and settling of dust grains, witnessing dust evolution, in two of these discs: IM Lup and GG Tau whereas analyses of the disc of IRAS 04158+2805 suggest, to the contrary, that dust has only marginally evolved in that disc.The coupling of the radiative transfer code with a hydrodynamical code allows us to predict observational signatures of dust settling and radial migration. Applying these results to the circumbinary ring of GG Tau gives good agreement with observations and shows the potential of such kind of modeling to constrain physical processes within discs.Finally, studies of the magnetospheric accretion process, of discs around brown dwarfs and Herbig Ae/Be stars as well as of more evolved discs (debris disks) mark the starting point of a systematic modeling of a growing number of discs in order to make statistical analyses of discs properties, at different spatial scales and as a function of the central object mass and of the evolutionnary state of the system., Les disques de poussière et de gaz autour des étoiles jeunes sont très probablement les lieux de naissance des planètes. Les détails de l'évolution de ces disques vers des systèmes planétaires restent cependant très mal compris. Cette thèse aborde l'étude de la phase de poussière des environnements circumstellaires, à partir de laquelle se formeront les planètes, avec pour objectif d'obtenir des contraintes quantitatives sur les processus d'évolution des disques. Les moyens d'observations actuels permettent d'étudier les disques avec un niveau de détail sans précédent et fournissent des informations essentielles sur les premières étapes de la formation planétaire : la croissance des grains de poussière par coagulation et leur sédimentation vers le plan du disque. Afin d'interpréter les propriétés observées des disques, nous avons développé un code de transfert radiatif qui permet de modéliser de manière cohérente les images en lumière diffusée et/ou émission thermique, les cartes de polarisation et les distributions spectrales d'énergie des disques protoplanétaires. Dans un second temps, le code a été utilisé pour modéliser les données multi-longueurs d'onde et multi-techniques de plusieurs disques entourant des étoiles T Tauri : IM Lup, IRAS 04158+2805 et GG Tau. Une approche multi-paramétrique a permis de contraindre précisément les paramètres des disques. Nous avons ainsi mis en évidence et quantifié une croissance et une sédimendation des grains de poussière, qui témoignent de l'évolution de la poussière, dans deux de ces disques : IM Lup et GG Tau alors que les analyses du disque de IRAS 04158+2805 suggèrent au contraire que la poussière n'a que peu évolué dans ce dernier. Le couplage du code de transfert radiatif avec un code hydrodynamique nous a permis de prédire les signatures observationnelles de la sédimentation et de la migration radiale des grains. L'application de ces résultats à l'anneau circumbinaire de GG Tau donne un bon accord avec les observations et démontre le potentiel de ce type de modélisation pour contraindre les processus physiques qui règnent au sein des disques. Enfin, des études du processus d'accrétion magnétosphérique, de disques autour de naines brunes et d'étoiles Herbig Ae/Be ainsi que de disques plus évolués (disques de débris) ont permis d'initier un travail de modélisation systématique d'un nombre croissant de disques afin de démarrer une analyse statistique des propriétés des disques, à différentes échelles spatiales et en fonction de la masse de l'objet central et de l'état d'évolution du système.

In the frame of the search for extrasolar planets, this thesis innovates and focuses on the search for extrasolar planets and brown dwarfs around A and F dwarf stars, hotter than these stars. I developped a new method for radial velocity measurements, that I tested and applied in the frame of a survey with the spectrographs ELODIE and HARPS, which lead at the moment to the detection of two planets and one brown dwarf, and to numerous candidates. I also developped diagnostics of the presence of pulsations and activity modifiyng the stellar surface and the radial velocities measured. Besides, I also performed this search with another method, the direct imaging at high angular resolution, complementary to the radial velocity method, using the instruments PUEO and NACO. The candidate companions detected have to be confirmed. This search will allow to characterize planets and brown dwarfs around A and F-type stars, and the impact of the stellar mass ont the formation processes., Dans le cadre de la recherche de planètes extrasolaires et de naines brunes, cette thèse innove en se focalisant sur le cas d'étoiles naines de type spectral A et F, plus chaudes que le Soleil. J'ai développé une nouvelle méthode de mesure de vitesses radiales, que j'ai testée puis appliquée lors de recherches systématiques avec les spectrographes ELODIE et HARPS, qui a abouti pour le moment à la découverte de deux planètes et d'une naine brune, et de nombreux candidats. J'ai aussi développé des diagnostics de la présence de pulsations ou d'activité affectant la surface stellaire et les vitesses radiales mesurées. J'ai aussi conduit cette recherche en imagerie directe à haute résolution angulaire, en utilisant les instruments PUEO et NACO. Les compagnons candidats détectés doivent être confirmés. Cette recherche permettra d'établir les caractéristiques des planètes et naines brunes autour d'étoiles A et F, et l'influence de la masse de l'étoile-hôte sur les processus de formation.

Turbulence is a major physical process of the solar system formation. However, its direct numerical simulation by available computers remains impossible, due to the dramatic range of dynamical scales in the flow. To circumvent this difficulty, a model enabling an effective reduction of the degrees of freedom of the problem is actually used. For accretion disks it is classically done by calculating only the mean quantities of the flow and parameterizing the fluctuations with a turbulent viscosity. We have used this approach to isolate the main physical processes governing the whole process of planetary formation. By using the constraint relying in the D/H fractionation between water and hydrogen, we have precisely defined the thermodynamical properties of the solar nebula in which comets and giant planets formed. Especially, we have been able to interpret current observational data on giant planets composition. However, the outer solar system bodies exhibit a large variety in their compositions which seems closely related to turbulent fluctuations in the solar nebula. Since fluctuations are explicitally excluded from the standard approach, it seems necessary to develop a new model in which they are calculated. The theoretical basis of such model has been defined and applied to the simplest shear flow : the plane Couette flow.; La turbulence est un phénomène physique majeur de la formation du système solaire. Malheureusement, la simulation numérique d'un fluide astrophysique réaliste est hors de portée des meilleurs super-calculateurs actuels. Pour surmonter cet écueil, on a généralement recours à des modèles qui permettent de réduire le nombre de degrés de liberté du problème. Nous avons utilisé une approche traditionnelle, de type champ moyen avec viscosité turbulente, pour identifier les phénomènes physiques directeurs de la formation du système solaire externe. En utilisant le fractionnement isotopique du rapport D/H entre l'eau et l'hydrogène moléculaire, nous avons déterminé avec précision les conditions thermodynamiques sous-jacentes à la formation des comètes et des planètes géantes. En particulier, nous avons pu reproduire les mesures actuelles sur la composition élémentaire des planètes géantes. Cependant, les objets du système solaire externe montrent une grande disparité de compositions qui semble être intimement liée aux fluctuations turbulentes dans la nébuleuse solaire primitive. Ces fluctuations étant explicitement evincées de l'approche traditionnelle, nous devons développer un modèle les prenant en compte. Les fondements théoriques d'un tel modèle ont été définis, puis appliqués à un écoulement cisaillé simple : l'écoulement de Couette plan.

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 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.

Stars are forming when clouds of gas and dust collapse. In the close environment of the new star, the matter is concentrated in an equatorial plane which is called protoplanetary disk. The astronomers think that planets are formed within this mass of gas and dust orbiting around the star. To probe these disks at scales corresponding to the orbits of the future planets, it is necessary to observe at very high spatial resolution in the infrared wavelength domain. Infrared interferometry is therefore an ideal tool to study the physical conditions in protoplanetary disks. In this document, I describe the first steps of infrared interferometry, from the beginning of the small interferometers PTI and IOTA until the construction of the AMBER instrument at the focus of the VLT Interferometer. I describe also the results of a technological research track, particularly attractive in the case of infrared interferometry, and coming from the information freeway: the integrated optics applies to the combination of several beams in astronomy. I show then how from observations obtained from these instruments, it is possible to constrain the physics of disks around young stars. Thanks to the spectral resolution recently available on these instruments, for the first time, we can separate the physical phenomena as different as accretion of matter onto the star and the ejection of particles by winds whose precise origin is still not well known. The results presented in this document were obtained mainly from observations on the young systems FU Ori and MWC 297 and performed by AMBER on the VLTI, but also by the small infrared interferometers PTI and IOTA. I tackle also the modeling of the vertical structure of those disks in order to show the wealth of obtained information. Finally I draw the contours of a research program that will allow first the VLTI astrophysical return to be maximized, and then the first interferometric images of these circumstellar environments to be obtained. I also propose to build a second generation instrument for the VLTI which will bring detailed interferometric images by aperture synthesis of these compact sources.; Les étoiles se forment lors de l'effondrement de nuages de gaz et de poussière. Dans l'environnement proche de l'étoile naissante la matière se concentre dans un plan équatorial que l'on appelle disque protoplanétaire. Les astronomes pensent que les planètes se forment au sein de cette masse de gaz et de poussière orbitant autour de l'étoile. Pour sonder ces disques à des échelles correspondant aux orbites des futures planètes, il convient d'observer dans l'infrarouge à très haute résolution spatiale. L'interférométrie infrarouge est donc un outil idéal pour étudier les conditions physiques des disques protoplanétaires. Dans ce mémoire, je décris les premiers pas de l'interférométrie infrarouge, depuis la mise au point des petits interféromètres PTI et IOTA jusqu'à la construction de l'instrument AMBER au foyer de l'interféromètre du VLT. Je décris aussi les résultats d'une piste de recherche technologique particulièrement attrayante dans le cas de l'interférométrie infrarouge et issue des technologies des autoroutes de l'information: l'optique intégrée appliquée à la combinaison de plusieurs faisceaux en astronomie. Je montre ensuite comment à partir des observations obtenues à partir de ces instruments, il est possible de contraindre la physique des disques autour des étoiles jeunes. Grâce à la résolution spectrale nouvellement disponible sur ces instruments, pour la première fois nous pouvons séparer des phénomènes physiques aussi différents que l'accrétion de matière sur l'étoile et l'éjection de particules par des vents dont l'origine précise est encore mal connue. Les résultats présentés dans ce mémoire ont été obtenus principalement à partir d'observations sur les systèmes jeunes FU Ori et MWC 297 effectuées par AMBER sur le VLTI, mais aussi par les petits interféromètres infrarouges PTI et IOTA. Je développe aussi les travaux de modélisation de la structure verticale des disques associés afin de montrer la richesse des renseignements obtenus. Finalement je trace les contours d'un programme de recherche qui permettra tout d'abord de maximiser le retour astrophysique sur un instrument comme le VLTI, puis d'obtenir de premières images interférométriques de ces environnements circumstellaires. Je propose aussi la réalisation d'un instrument de seconde génération qui permettra de fournir des images interférométriques détaillées de ces sources compactes par synthèse d'ouverture.

The study of the transition between proto-planetary gas-rich disks and debris disks, where gas has disappeared in a few millions years, is crucial to constrain the planet formation mechanisms. More ans more gas-rich debris disks are detected. I have studied some of those disks where observations suggest that gas is still primordial. Thanks to radio interferometers suche as ALMA and NOEMA, i have observed in details the debris disk around the ten millions year okd HD 141569 star, of spectral type A0V. My observations reveal the gas disk is primordial and is dissipating, which makes the disk a hybrid system. The milimeter dust has also evolved, since its emission is weak and has e spectral index beta typical of large grains. To detect more hybrid disks, i have observed th CO gas in 25 disks with APEX and the IRAM 30 m. Around HD 23642, CO emission is detected at 4 sigma and coukd correspond to a peculiar disk, since it surrounds binary stars in the Pleiades cluster, which age is estimate around 125-130 millions years. The emission of the gas and dust is correlated for all types of disks but hybrids, where the high flux ratio might be due to a rapid dust evolution. It remains to know whether this phase is common to all disks to understand the implications of this phenomenon.; L"étude de la transition entre les disques proto-planétaires riches en gaz et les disques de débris, dans lesquels le gaz a disparu au bout de quelques millions d'année, est essentielle pour contraindre les mécanismes de formation planétaire. De plus en plus de disques de débris riches en gaz sont détectés. Certains de ces disques possèdent même des caractéristiques qui laissent présumer que le gaz y est d'origine primordiale à la différence de la poussière. C'est à ces diques hybrides que je m'intéresse tout particulièrement dans cette thèse. Grâce aux interféromètres ALMA et NOEMA, j'ai pu observer en détails le disque de débris autour de l'étoile HD 141569, de type spectral A0V, âgée d'une dizaine de millions d'années. Mes observations révèlent un disque de gaz d'origine primordiale en cours de dissipation, ce qui fait de ce disque un système hybride. La poussière millimétrique y a aussi évolué, puisque son émission est faible et possède un indice spectral caractéristique de grains qui ont grossi. Afin de détecter de nouveaux disques hybrides, j'ai observé le gaz CO dans 25 disques de débris avec APEX et de 30 m de l'IRAM. Autour de HD 23642, le gaz semble être détecté à 4 sigma et pourrait correspondre à un disque singulier, puisqu'il entoure une binaire de l'amas Pléiades, dont l'âge est estimé à 125-130 millions d'années. Pour différents stades d'évolution des disques, l'émission du gaz et de la poussière est corrélée sauf pour les disques hybrides dont le rapport de flux est plus élevé, peut-être à cause une évolution rapide de la poussière. Il reste à savoir si cette phase est généralisable à tous les disques pour comprendre les imolications de ce phénomène.