Résumé
Il est maintenant bien établi que les vents des étoiles chaudes et très lumineuses de type spectral O présentent à la fois des inhomogénéités à petite échelle (les 'clumps') et dans la plupart des cas des structures à plus grande échelle en corotation avec la surface stellaire. Cependant, jusqu'ici d'un point de vue observationnel il y a très peu de contraintes concernant les sources de ces deux types de structures. Le laboratoire idéal pour effectuer ce genre de diagnostic est la supergéante de type O précoce Zeta Puppis (O4I(n)fp; V=2.26): étant l'étoile O la plus brillante et la plus chaude visible à l'oeil nu sur la voûte céleste, elle a fait l'objet de nombreuses études observationnelles à travers presque tous les domaines du spectre électromagnétique, si bien qu'elle est devenue au fil du temps l'archétype des étoiles O de masses 20-100 Mo et la référence en matière de vents stellaires des étoiles massives. Sur ce, nous avons mené une campagne d'observations sans précédent dans le visible sur Zeta Pup: en parallèle avec ~5.5 mois de photométrie à haute précision à partir de l'espace avec les nanosatellites BRITE qui sondent les variations au niveau de la photosphère de l'étoile, nous avons suivi à partir du sol, moyennant une campagne spectroscopique multisite (8 sites Pro-Am, N=1054 spectres, R>~10000, S/N~300-750), les variations de sa raie d'émission HeII 4686 formée proche de la base du vent stellaire. Nous détectons alors pour la première fois dans une étoile O: [1] le lien entre les structures à grande échelle dans le vent stellaire et leurs sources photosphériques (des taches claires), et [2] un signal photosphérique de nature stochastique intrinsèque à l'étoile, s'avérant être à l'origine des clumps dans le vent stellaire. Je discuterai de ces résultats qui nous ouvrent une nouvelle vision sur notre compréhension des étoiles O à vents forts, notamment leurs comportements à l'interface photosphère-vent stellaire, là où le vrai moteur du vent domine.