Vents et magnétisme des étoiles de type solaire : influence sur la rotation stellaire, la couronne et les (exo) planètes

Solar-like stars are believed to generate magnetic fields in their convective envelope through dynamo processes. Magnetic energy is injected in their extended atmosphere, the corona, which is heated up to few million Kelvin. The outward pressure gradient drives a magnetized stellar wind that induces a rotational braking on the star.We first focus on the consequences of this magnetized outflow on stellar rotation. Thanks to 2.5D MHD wind simulations, we quantify the influence of complex topologies of the magnetic field on the efficiency of the braking. We derive a general formulation that accounts for arbitrary complex magnetic topologies using the open magnetic flux. We propose a way to estimate the open magnetic flux for solar-like stars thanks to semi-analytical models, in order to use our formulation in rotational evolution models. We then use 3D simulations constrained by spectropolarimetric maps to study the evolution of stellar winds with age. Our simulations, thanks to prescriptions on the evolution of the coronal base density and temperature, are in good agreement with empirical rotational models. Moreover, we unravel the complex structure of realistic coronae made of dead zones and open regions. We also demonstrate that young and fast rotating stars have a trimodal wind speed distribution due to the magneto-centrifugal effect and superradial flux tube expansion.The last part of this thesis discusses the interaction of stellar winds with planets. We demonstrate that close-in planets, such as hot Jupiters, experience star-planet magnetic interactions that have a significant influence on their migration time scale toward the star. We then quantify the radio emission due to energy transfer between the stellar (or solar) wind and electrons of the planetary magnetospheres through the example of Mercury. This study is a first step toward the characterization of exoplanetary magnetospheres.Les étoiles de type solaire génèrent un champ magnétique dans leur enveloppe convective grâce à l'effet dynamo. De l'énergie magnétique est injectée dans leur atmosphère étendue, la couronne, qui est chauffée à quelques millions de Kelvin. Le gradient de pression entre la base de la couronne et le milieu interstellaire produit alors un vent de particules chargées responsable du freinage rotationnel de l'étoile sur la séquence principale. Après une première partie introduisant les concepts fondamentaux de la magnétohydrodynamique stellaire, cette thèse se consacre à l'influence du vent magnétisé sur la rotation stellaire et la couronne. À l'aide d'un ensemble de 60 simulations MHD axisymétriques, nous quantifions en premier lieu l'influence de la topologie magnétique sur le freinage. Nous démontrons l'efficacité d'une nouvelle formulation de freinage qui permet de prendre en compte des topologies arbitrairement complexes grâce au flux ouvert magnétique. Nous proposons ensuite une méthode pour estimer le flux ouvert des étoiles de type solaire à partir de modèles analytiques de reconstruction coronale, qui permettent l'utilisation de cette formulation dans les modèles d'évolution rotationnelle. Enfin, à l'aide de simulations entièrement tridimensionnelles contraintes par des champs magnétiques observés, nous étudions l'évolution des propriétés du vent avec l'âge des étoiles. En modélisant l'évolution de la température et de la densité coronale en fonction du taux de rotation de l'étoile, nous retrouvons les prescriptions usuelles des modèles d'évolution rotationnelle. Les simulations 3D permettent également d'accéder à la structure complexe de la couronne organisée en régions ouvertes et fermées. Nous démontrons également que, pour les étoiles jeunes, la distribution de vitesse du vent est trimodale du fait de l'effet magnéto-centrifuge et de l'expansion superradiale des lignes de champ magnétique.La troisième partie de cette thèse aborde les interactions magnétiques étoile-planète sous deux aspects. Tout d'abord, lorsque la planète est proche, un couplage magnétique permet un échange de moment cinétique entre les deux corps. Nos travaux quantifient pour la première fois ces couples magnétiques en fonction des paramètres stellaires et des paramètres orbitaux de la planète, grâce à des simulations MHD 2D et 3D. Ce couple apparaît comme un facteur non négligeable de la migration de Jupiter chauds vers leur étoile hôte. Puis, dans le cas d'une planète plus lointaine, nous nous intéressons aux émissions radios créées dans les magnétosphères planétaires à travers l'exemple de Mercure, ouvrant la voie à la détection et à la caractérisation de magnétosphères exoplanétaires