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.