Academic literature on the topic 'Compagnons de faible masse'

De nombreuses pathologies cérébrales neurodégénératives ou tumorales devraient pourvoir bénéficier des progrès thérapeutiques impressionnants des anticorps médicaments. Malheureusement, en raison de leur très faible passage dans le cerveau, de nombreux développements cliniques d’anticorps dont la cible thérapeutique se situe dans le parenchyme cérébral ont été arrêtés par manque d’efficacité. La barrière hémato-encéphalique (BHE), douée de propriétés extrêmement sélectives et restrictives, est à l’origine de la faible pénétration cérébrale des molécules de haute masse moléculaire, telles que les anticorps thérapeutiques. L’objectif de cette revue est de présenter les propriétés de la BHE et les dernières avancées dans le domaine de l’ingénierie de nouveaux formats d’anticorps susceptibles d’améliorer leur passage intracérébral.

Une masse surrénalienne est découverte fortuitement chez un patient âgé de 49 ans dans le cadre d'une investigation de pneumonie par tomographie computérisée. En raison d'une investigation ultérieure par résonnance magnétique et analyses de sang, le diagnostic d'un adénome surrénalien hormonellement inactif est posé. Un examen de résonnance magnétique de contrôle après deux ans met en évidence une augmentation de la taille de cette masse avec en plus une suspicion de lésion de la paroi postérieure de l'estomac. En raison de l'augmentation de la taille, la décision est prise de réséquer chirurgicalement cette masse. Durant l'opération on constate que la glande surrénalienne est intacte mais que, par contre, il existe une tumeur de la paroi postérieure de l'estomac qui se révèle à l'examen histologique être maligne avec une faible activité mitotique. Ce travail présente le problème de l'imagerie diagnostique ainsi que les propriétés cliniques et histologiques des tumeurs de l'estomac.

En physique des particules, la chiralité permet de caractériser les particules fondamentales de spin 1/2 qui constituent la matière : d’une part les quarks, d’autre part les leptons. Dans le cadre du Modèle Standard, une seule interaction fondamentale, l’interaction faible, distingue les chiralités gauche et droite. Cela a des conséquences expérimentales profondes et très différentes pour les quarks et les leptons, concernant d’une part, l’asymétrie entre matière et antimatière et d’autre part, la nature et la masse des neutrinos.

RESUMELa chèvre noire Marocaine peuple les régions arides et semi-arides du Maroc où elle survit et produit du lait et de la viande pour la population rurale des zones défavorisées. L'objectif du présent article est de présenter cette race tout en mettant l'accent sur ses capacités d'adaptation aux conditions arides d'élevage. Il ressort des études réalisées que cette race possède un faible turnover de l'eau corporelle et une autorégulation précise de la masse corporelle. Ceci lui permet une grande mobilité et agilité pour chercher de l'eau et de la nourriture dans son biotope. La production laitière est faible mais le lait sécrété est concentré. Durant les périodes de privation d'eau ou d'aliments (2 jours), cette chèvre montre une bonne capacité àpréserver le poids corporel. D'autres études sont nécessaires (effet du stress thermique) afin d'élucider d'éventuelles capacités adaptatives.

À la suite du tristement célèbre massacre de la Saint-Barthélemy d’août 1572 à Paris, les communautés de huguenots d’au moins une douzaine de villes françaises ont subi des actes de violence au cours des jours et des semaines qui ont suivi. L’un d’entre eux a eu lieu à Troyes, en Champagne, où une quarantaine de huguenots ont été emmenés dans les prisons et, le 4 septembre, tués de sang-froid alors que certains de leurs compagnons étaient morts dans les rues les jours précédents. Bien que le nombre de victimes soit relativement faible par rapport aux événements survenus ailleurs, nous sommes bien informés sur ceux qui ont péri grâce à la survie des récits locaux du massacre. L’un des récits les plus importants est celui d’un témoin oculaire anonyme qui n’a jamais été publié dans son intégralité. Pour remédier à cet oubli, il est présenté ici avec une courte introduction et des notes fournissant des informations complémentaires provenant d’autres sources d’archives.

Peptides were studied at the seed-filling stage in field-grown soybean, Glycine max (L.) Merr cv. Amsoy 71. Separation of peptides was obtained by dialysis through a thin membrane (porosity, 10 000) and filtration on a Sephadex G-15 column. In the leaflet, peptides were more abundant than free amino acids and their composition was slightly different from that of proteins. After foliar 14CO2 incorporation, labelling showed that peptides were partly translocated towards the pods. In the petiole and pod walls, peptides were less abundant than in the leaflet and their lysine content was higher. In the seeds, the amount of peptides also increased and their percentage composition in histidine was greater, indicating high metabolic activity directed toward storage protein synthesis.

Les entérobactéries résistantes aux céphalosporines de troisième génération (ERC3G) constituent un fardeau sanitaire majeur pour les humains et les animaux dans l’océan Indien. Les rats, au mode de vie synanthrope, en sont des réservoirs avérés. Nous avons utilisé les rats comme des bioindicateurs environnementaux de l’occurrence d’ERC3G. L’objectif principal de cette étude exploratoire était de générer des hypothèses concernant la contamination environnementale par les ERC3G dans les deux territoires français de l’océan Indien. Cet objectif a été poursuivi à travers a) l’estimation de la prévalence des ERC3G et des entérobactéries productrices de bêta-lactamases à spectre étendu (EBLSE) chez les rats des deux territoires en 2013-2014, et b) l’identification des déterminants de ce portage chez les rats (traits d’histoire de vie et occupation du sol). En 2013-2014, des rats ont été échantillonnés selon un gradient altitudinal à la Réunion et à Mayotte sur plusieurs sites peu anthropisés. Sur un échantillon de convenance de 198 et 138 rats, respectivement à la Réunion et à Mayotte, la prévalence des ERC3G s’élevait à 5,1 % et 8,7 %, et celle des EBLSE à 0,5 % et 0,8 %. La masse, la longueur de la queue et la proportion de terrains agricoles dans le domaine vital du rat étaient des déterminants du portage d’ERC3G à la Réunion. A Mayotte, les déterminants de ce portage étaient une masse faible et le site de capture du rat avec un regroupement de cas positifs dans une localité spécifique. Finalement, les résultats obtenus semblent indiquer une faible contamination de l’environnement par les ERC3G à la Réunion et à Mayotte en 2013-2014. A la Réunion l’hypothèse d’une contamination de l’environnement par l’épandage de lisier a été soulevée nécessitant des investigations complémentaires.

Résumé L’adoption de politiques et de directives alimentaires dans les écoles canadiennes permet d’accroître l’offre et la consommation d’aliments riches en nutriments tout en réduisant l’accès à des aliments et des boissons riches en sucres, en sodium et en gras saturés. Ces politiques favorisent des changements positifs pour la santé des enfants et des adolescents, tels qu’un meilleur indice de masse corporelle. Cependant, elles ont des effets mitigés sur la performance scolaire. Le présent document de principes présente les principaux éléments des politiques alimentaires en milieu scolaire, notamment les normes nutritionnelles. Ces politiques doivent respecter les recommandations du Guide alimentaire canadien et promouvoir la consommation d’aliments et de boissons riches en nutriments, dont la teneur en gras saturé, en sucre et en sodium est plus faible.

Au cours de cette dernière décennie, le domaine de la recherche et l'étude de compagnons froids autour des étoiles du voisinage solaire s'est beaucoup accéléré. L'étude des compagnons stellaires de faible masse et des compagnons naines brunes apportent d'importantes contraintes sur la compréhension de la formation stellaire. L'étude des systèmes planétaires, quant à elle, permet de comprendre la formation de notre propre système solaire. Jusqu'à présent, la technique des vitesses radiales a permis de découvrir la plupart des nouveaux systèmes. Il s'agit d'une méthode indirecte qui ne permet pas l'analyse des photons du compagnon froid. La prochaine étape consiste à analyser directement les photons de compagnons. Pour ce faire, de nombreux projets d'instruments imageurs à haut contraste ont vu le jour récemment. Cette thèse s'inscrit dans la préparation scientifique et le développement de l'un de ces projets: l'instrument SPHERE qui sera installé au Very Large Telescope au Chili en 2012. Dans une première partie, je présente les questions astrophysiques qui motivent la recherche de compagnons d'étoiles ainsi que les deux techniques observationnelles que j'ai utilisé au cours de ma thèse: l'imagerie à haut contraste et la technique des vitesses radiales. Un état des lieux de la recherche des compagnons planétaires, naines brunes et stellaires est également fait. Dans la deuxième partie, je développe les techniques observationnelles ainsi que l'analyse de donnés utilisées. La troisième partie présente une étude sur le désert des naines brunes autour d'étoiles de type solaires sélectionnées dans un échantillon d'étoiles à dérives en vitesses radiales. La quatrième partie développe un travail observationnel qui consiste à essayer de détecter les compagnons planétaires ou naines brunes autour de naines rouges. La dernière partie est consacrée à la présentation de l'instrument SPHERE et à ma contribution personnelle à l'étude de cet instrument.

Au cours de cette dernière décennie, le domaine de la recherche et l'étude de compagnons froids autour des étoiles du voisinage solaire s'est beaucoup accéléré. L'étude des compagnons stellaires de faible masse et des compagnons naines brunes apportent d'importantes contraintes sur la compréhension de la formation stellaire. L'étude des systèmes planétaires, quant à elle, permet de comprendre la for-mation de notre propre système solaire. Jusqu'à présent, la technique des vitesses radiales a permis de découvrir la plupart des nouveaux systèmes. Il s'agit d'une méthode indirecte qui ne permet pas l'analyse des photons du compagnon froid. La prochaine étape consiste à analyser directement les photons de compagnons. Pour ce faire, de nombreux projets d'instruments imageurs à haut contraste ont vu le jour récemment. Cette thèse s'inscrit dans la préparation scientifique et le développement de l'un de ces projets: l'instrument SPHERE qui sera installé au Very Large Telescope au Chili en 2012. Dans une première partie, je présente les questions astrophysiques qui motivent la recherche de compagnons d'étoiles ainsi que les deux techniques observationnelles que j'ai utilisé au cours de ma thèse: l'imagerie à haut contraste et la technique des vitesses radiales. Un état des lieux de la recherche des compagnons planétaires, naines brunes et stellaires est également fait. Dans la deuxième partie, je développe les techniques observationnelles ainsi que l'analyse de donnés utilisées. La troisième partie présente une étude sur le désert des naines brunes autour d'étoiles de type solaires sélectionnées dans un échantillon d'étoiles à dérives en vitesses radiales. La quatrième partie développe un travail observationnel qui consiste à essayer de détecter les compagnons planétaires ou naines brunes autour de naines rouges. La dernière partie est consacrée à la présentation de l'instru-ment SPHERE et à ma contribution personnelle à l'étude de cet instrument
Ln the last decade, the field of the search and study of cold companions around solar neighborhood stars has greatly improved. The study of low mass stellar compani?ns and brown dwarf companions brings important constraints in the unclerstanding of stellar formation. The study of planetary sys¬tems allows us to understand the formation of our own solar system. Up to now, most systems were cliscovered with the radial velocities technique. This technique is an indirect method that prevents from analysing the photons of a cold companion. The next step consists in detecting and analysing the photons of such companions. Many projects of high contrast imaging instruments have been re¬cently cleveloped in orcier to fulfil this task. This thesis was inspired by the scientific preparation and the development of such a project : the SPHERE instrument that will be installed at the Very Large Telescope in Chile in 2012. Ln the first part, 1 introduce the astrophysical questions that motivate the search for star companions and de scribe the two observation techniques that 1 used during my PhD : high contrast imaging and radial velocities techniques. A state of art about the status of the search for low mass stellar compa¬nions, brown clwarf companions and planetary companions is also done. Ln the second part, 1 clescribe the observation, data reduction and analysis techniques 1 used. The third part presents a study on the brown dwarf desert around around solar type stars that were selected from a sample of stars with radial velocity drift. Ln the fourth part, 1 clevelop an observation work that consists in detecting the planetary or brown dwarf companions around red dwarfs. The last part is devoted to the description of the SPHERE instrument and to my own contribution into this instrumental project

Mon travail de thèse se place dans le contexte dynamique de la détection directe des compagnons de faible masse (naines brunes, planètes extrasolaires) dans le but de caractériser leurs propriétés physiques et chimiques et de comprendre leurs mécanismes de formation et d'évolution. Cette recherche requiert l'emploi de techniques d'observations à haut contraste et à haute résolution angulaire pour résoudre l'environnement proche des étoiles et ne pas être limité par leur flux. Dans ce cadre, j'ai eu la chance de participer à des campagnes d'observations pour tenter de détecter de nouvelles sources. J'ai élaboré un ensemble d'outils de traitement et d'analyse des données pour extraire les spectres et les flux des objets dans des bandes photométriques. Enfin, j'ai utilisé ces informations pour étudier les propriétés physiques (rayon, masse, âge) et atmosphériques (composition, température effective, gravité de surface) de ces objets. La première partie de ce manuscrit se focalise sur la détection par imagerie des compagnons de faible masse jeunes (< 100 millions d'années). Je décris un ensemble d'outils de réduction et d'analyse, spécifiques à la technique d'imagerie angulaire différentielle, que j'ai mis en place. Ces outils ont été utilisés sur des données provenant de l'instrument NaCo situé au Very Large Telescope (Chili). Ils ont permis de redétecter la planète extrasolaire β Pictoris b. Ce compagnon est le plus proche de son étoile de toutes les exoplanètes détectées directement. Cette découverte fournit la preuve directe que des planètes géantes se forment en moins de 12 millions d'années à l'intérieur de disques. Je présente enfin l'analyse complémentaire que j'ai menée pour initier la caractérisation de cet objet particulier. Le second volet de mon travail, présenté dans la deuxième partie du manuscrit, est axé sur la détermination des propriétés spectroscopiques dans le proche infrarouge (1. 1-2. 5 µm) des objets de faible masse jeunes. Ce travail a débuté par l'optimisation et le développement d'outils de traitement et d'analyse des données du spectrographe intégral de champ SINFONI assisté par optique adaptative. Les efforts déployés ont permis d'analyser le spectre du compagnon naine brune/exoplanète AB Pic b. Ce travail s'est poursuivi par la construction d'une bibliothèque de spectres d'objets jeunes. Cette bibliothèque fournie un ensemble de spectres de référence pour l'étude des compagnons détectés. Elle apporte des contraintes inédites sur les dernières générations de modèles d'atmosphère froids. Enfin, j'ai tiré parti de l'expérience acquise sur les instruments NaCo et SINFONI pour caractériser le système binaire TWA 22AB qui pourrait calibrer les modèles d'évolution des objets de faible masse
My work takes place in the dynamic context of the direct detection of low mass companions (brown dwarfs, extrasolar planets). I intent to characterize their physical and chemical properties, and to understand the mechanisms that lead to their formation and drive their evolution. This requires using high contrast and high angular resolution techniques in order to resolve the close environment of the stars without being limited by their flux. I had the opportunity to participate to observational campaigns so as to detect new sources. I developed a set of data analysis tools designed to extract the spectra and the flux of the objects into photometric bands. Finally, I used this information to study the physical (radius, mass, age) and the atmospheric (composition, effective temperature, surface gravity) properties of these objects. The first part of this manuscript focus on the detection of young (age < 100 Myrs) low mass companions using imaging. I describe a set of reduction and analysis tools dedicated to the angular differential imaging technique. These tools have been used on data coming from the NaCo instrument located on the Very Large Telescope (Chile). They allowed re-detecting the extrasolar planet β Pictoris b. This companion is closer to its star than any of the extrasolar planets detected directly so far. This discovery brings the definite proof that giant planets can form in less than 12 million years within disks. I finally present a complementary analysis I conducted to initiate the characterization of this valuable object. The determination of the spectroscopic properties of young and low mass objects in the near infrared (1. 1-2. 5 µm) constitutes the second aspect of my work (and is reported in the last part of the manuscript). I started developing analysis and processing tools dedicated to data gathered on the adaptive optics assisted integral field spectrograph SINFONI. These efforts were used to analyze the spectrum of the planet/brown dwarf companion AB Pic b. This work was pursued to built a spectral library of young objects. This library brings a collection of reference spectra, necessary for the study of other young companions. It also brings new constraints on the latest generation of atmospheric models of cool objects. To conclude, I used the instrument NaCo and SINFONI to characterize the binary system TWA 22AB that could calibrate evolutionary models of low mass objects

A partir des modeles theoriques developpes au sein du groupe, j'ai determine les fonctions de masse des etoiles de faible masse du halo et du disque de notre galaxie. J'ai montre que ces fonctions de masse sont croissantes de 0. 6 a approximativement 0. 1 masse solaire, limite des naines brunes, d'ou un nombre probablement substantiel de ces objets dans la galaxie. Cette analyse des comptages d'etoiles a ete combinee, pour la premiere fois a l'analyse des observations de micro-lentilles gravitationnelles en direction du lmc et du bulbe. J'ai ainsi contraint la partie sub-stellaire de ces fonctions de masse. Le disque contient probablement une quantite importante de naines brunes, contrairement au bulbe et au halo. Enfin, j'ai derive un modele de notre galaxie prenant en compte les contraintes dynamiques de la courbe de rotation a l'aide d'une methode originale de calcul. J'ai demontre qu'une courbe de rotation constante peut tres bien etre expliquee par une densite de masse exponentielle, l'echelle de longueur etant proportionnelle a la taille du disque. Les derniers resultats de la collaboration macho sont analyses conjointement avec l'ensemble des contraintes disponibles. Les evenements observes ne peuvent etre expliques ni par des naines brunes, ni par des etoiles de faible masse. Le cas des naines blanches ne peut pas etre exclu

Malgré la faible abondance du deutérium dans l'Univers (D/H ~ 1.5 10e-5), des molécules deutérées sont détectées en grande abondance dans les régions de formation d'étoiles, avec un fractionnement (rapport de l'abondance de la molécule deutérée à celle de son isotope principal) supérieur de plusieurs ordres de grandeur à l'abondance cosmique du deutérium. Ces molécules deutérées représentent des sondes précieuses pour déterminer les conditions physiques régnant lors de la formation d'une étoile. L'incorporation préférentielle d'atomes de deutérium dans les molécules est une conséquence de la différence d'énergie de point zéro entre une espËce deutérée et son isotope principal. Les températures indiquées par les fractionnements observés en phase gazeuse étant bien plus faibles que la température actuelle du gaz, il est généralement admis que ces molécules ont été formées lors d'une phase antérieure froide et dense (phase de coeur préstellaire), par des réactions en phase gazeuse ou à la surface des grains, puis stockées dans les manteaux de glace des grains. Elles sont libérées en phase gazeuse quand la protoétoile nouvellement formée chauffe son enveloppe et évapore les glaces. Nous étudions dans cette thèse les processus physico-chimiques menant à un tel degré de deutération dans les environnements des protoétoiles de faible masse, progéniteurs d'étoiles telles que notre soleil. Nous présentons dans un premier temps des observations de molécules deutérées (en particulier eau, formaldéhyde et méthanol) dans les enveloppes de gaz et de poussière entourant les jeunes protoétoiles. Des observations dans le domaine millimétrique ont permis de mettre en évidence un fort degré de deutération du méthanol dans le gaz constituant l'enveloppe. En particulier, l'isotope triplement deutéré a été détecté avec un fractionnement CD3OH/CH3OH de 1%. Les fractionnements observés sont compatibles avec un scénario de formation du formaldéhyde et du méthanol à la surface des grains de poussière. L'analyse de l'émission de l'eau dans ces memes environnements conduit paradoxalement à un fractionnement environ dix fois plus faible, en accord avec la limite supérieure sur le fractionnement de l'eau dans les glaces constituant les manteaux des grains de poussière, déterminée par des observations dans le proche infrarouge. Nous présentons enfin un modèle de chimie à la surface des grains se proposant de comprendre pourquoi le deutérium est préférentiellement incorporé dans les molécules de formaldéhyde et de méthanol plutot que dans l'eau.

Malgré la faible abondance du deutérium dans l'Univers (D/H ~ 1. 5x10-5), des molécules deutérées sont détectées en grande abondance dans les régions de formation d'étoiles, avec un fractionnement supérieur de plusieurs ordres de grandeur à l'abondance cosmique du deutérium. Nous étudions dans cette thèse les processus physico-chimiques menant à un tel degré de deutération dans les environnements des protoétoiles de faible masse, progéniteurs d'étoiles telles que notre soleil. Nous présentons dans un premier temps des observations de molécules deutérées (eau, formaldéhyde et méthanol) dans les enveloppes de gaz et de poussière entourant les jeunes protoétoiles. Des observations dans le domaine millimétrique ont permis de mettre en évidence un fort degré de deutération du méthanol dans le gaz constituant l'enveloppe. En particulier, l'isotope triplement deutéré a été détecté avec un fractionnement CD3OH/CH3OH de 1%. Les fractionnements observés sont compatibles avec un scénario de formation du formaldéhyde et du méthanol à la surface des grains de poussière. L'analyse de l'émission de l'eau dans ces mêmes environnements conduit paradoxalement à un fractionnement environ dix fois plus faible, en accord avec la limite supérieure sur le fractionnement de l'eau dans les glaces constituant les manteaux des grains de poussière, déterminée par des observations dans le proche infrarouge. Nous présentons enfin un modèle de chimie à la surface des grains se proposant de comprendre pourquoi le deutérium est préférentiellement incorporé dans les molécules de formaldéhyde et de méthanol plutôt que dans l'eau
Despite the low deuterium abundance in the Universe (D/H ~ 1. 5x10-5), high abundances of deuterated molecules are detected in star forming regions, with a fractionation higher than the cosmic abundance of deuterium by several orders of magnitude. We study in this thesis the physical and chemical processes leading to the high molecular deuteration observed in low-mass protostellar environments. We present observations of deuterated molecules (namely methanol, formaldehyde and water) both in the gas and in the icy mantles of dust grains in the envelope surrounding such objects. Millimeter observations unveiled a high deuteration of methanol in the gas of the envelope. In particular, triply-deuterated methanol was detected with a fractionation CD3OH/CH3OH ~ 1% in IRAS16293-2422. The observed fractionations are consistent with the scenario of formation of methanol on dust grain surfaces. Deuterated methanol and formaldehyde were then searched for and detected on a sample of low-mass Class 0 protostars, suggesting that this high deuteration is common in this class of objects. Analysis of the gas-phase water emission in the IRAS16293-2422 envelope leads paradoxically to a fractionation one order of magnitude lower, in agreement with the upper limit on water deuteration in ices, derived by near-infrared observations towards slightly more evolved objects. The last chapter of the thesis presents a grain chemistry model that studies in details water fractionation

Bien qu'elles dominent en nombre la population stellaire de la Galaxie, les étoiles de très faible masse et les naines brunes sont longtemps restées difficiles (voir impossibles) à observer, à cause de leur faible luminosité. Les progrès récents des techniques instrumentales (et en particulier des détecteurs infrarouges) permettent maintenant de s'y intéresser et de commencer à répondre à de nombreuses questions. Parmi celles-ci, deux sont particulièrement importantes et nécessitent une bonne détermination de la fonction de masse (nombre d'objets par intervalle de masse): l'influence de cette population sur la dynamique Galactique, et le comportement de la fonction initiale de masse à l'approche du régime naine brune. Ces objets permettent d'autre part des tests sévères de notre compréhension de la physique des objets dégénérés, et des atmosphères denses et froides dominées par les opacités moléculaires. Dans cette thèse, j'ai d'abord déterminé la fonction de luminosité (nombre d'objets par intervalle de luminosité) jusqu'à la limite étoiles-naines brunes, ce qui est la première étape de la construction de la fonction de masse. Pour cela j'ai utilisé le relevé DENIS (a Deep Near Infrared Southern sky survey qui est parfaitement adapté à la détection de ces objets, et étudié les biais importants de la fonction de luminosité introduits par le bruit. Au cours de ces travaux la première naine brune confirmée du champ a été découverte et une étude spectroscopique des naines brunes froides a été entreprise. Pour passer de cette fonction de luminosité à la fonction de masse, il est ensuite necessaire, 1- de corriger le biais important de la fonction de luminosité causé par les étoiles binaires, et 2- de disposer d'une bonne relation masse-luminosité. Ces deux étapes de la détermination de la fonction de masse passent par une étude de binarité. Une recherche systématique de binaires spectroscopiques a donc été entreprise dans cette thèse. Elle a révélé que le voisinage solaire (à moins de 9 pc) reste mal connu, et qu'un nombre important de compagnons y reste à découvrir (11 ont été mis en évidence ici). La distance des systèmes doubles non identifiés est également sous-estimée. Enfin, l'étude de la rotation des naines M du champ a été un sous-produit important du programme de recherche de binaires. Elle a clairement montré que l'activité chromosphérique de ces objets, depuis longtemps connue, est bien due à leur rotation. L'allongement du temps de freinage aux type spectraux les plus tardifs est ainsi demontrée jusqu'à des âges beaucoup plus grands, et jusqu'à des masses où les étoiles sont entièrement convectives.

Bien qu'elles dominent en nombre la population stellaire de la Galaxie, les étoiles de très faible masse et les naines brunes sont longtemps restées difficiles à observer, à cause de leur faible luminosité. Les progrès récents des techniques instrumentales permettent maintenant de s'y intéresser et de commencer à répondre à de nombreuses questions. Parmi celles-ci, deux sont particulièrement importantes et nécessitent une bonne détermination de la fonction de masse : l'influence de cette population sur la dynamique galactique, et le comportement de la fonction initiale de masse à l'approche du régime naine brune. J'ai d'abord détermine la fonction de luminosité jusqu'à la limite étoiles-naines brunes, ce qui est la première étape de la construction de la fonction de masse. Pour cela j'ai utilisé le relevé infrarouge DENIS qui est parfaitement adapté à ce travail, et étudié les biais importants de la fonction de luminosité introduits par le bruit. Au cours de ces travaux l'une des deux premières naines brunes confirmées du champ a été découverte et une étude spectroscopique des naines brunes froides a été entreprise. Pour passer de cette fonction de luminosité à la fonction de masse, il est ensuite nécessaire de corriger le biais important de la fonction de luminosité causé par les étoiles binaires, et de disposer d'une bonne relation masse-luminosité. Une recherche systématique de binaires spectroscopiques a été entreprise dans cette thèse. Elle a révélé que le voisinage solaire reste mal connu, et qu'un nombre important de compagnons y reste à découvrir (11 ont été mis en évidence ici). La distance des systèmes doubles non identifiés est également sous-estimée. Enfin, l'étude de la rotation des naines M du champ a été un sous-produit important du programme de recherche de binaires. Elle a clairement montré que l'activité chromosphérique de ces objets est bien due à leur rotation. L'allongement du temps de freinage aux types spectraux les plus tardifs est ainsi démontré jusqu'à des âges beaucoup plus grands, et jusqu'à des masses où les étoiles sont entièrement convectives.

Les etoiles de tres faible masse (vlms) constituent la population stellaire dominante de la galaxie et pourtant leurs proprietes fondamentales (fonction de luminosite, taux de multiplicite, masse et luminosite) sont encore mal connues. Toutefois, les progres technologiques realises sur les detecteurs infrarouges (sensibilite et taille), en haute resolution angulaire (interferometrie des tavelures, optique adaptative) ainsi qu'en spectroscopie a haute resolution permettent maintenant d'entreprendre des etudes systematiques de ces objets froids. La recherche de compagnons autour des vlms situees a moins de 9. 25pc dans l'hemisphere nord a ete poursuivie par optique adaptative et par mesure de vitesse radiale precise. Cette strategie est optimisee pour la detection des compagnons de tres faible masse jusqu'au domaine sub-stellaire des naines brunes pour des separations de 0. 05 ua a 330 ua. A partir des resultats de ce suivi, j'ai determine un taux de binarite de 28,6% 4. 7 pour les naines m ce qui laisse presager une dependance du taux de binarite en fonction de la masse de l'etoile primaire. Pour des separations de 0. 9 ua a 4. 0 ua a 9. 25pc, le suivi de naines m multiples par mesure de vitesse radiale et par imagerie a permis de determiner les masses de 16 naines m avec une precision superieure a quelques pourcent et de nettement ameliorer la relation masse-luminosite de la tres basse sequence principale. Enfin, j'expose en detail les observations possibles liees aux objets de tres faible masse qui pourront etre conduites dans un futur proche sur le vlti : d'une part la mesure directe des rayons de naines m les plus proches et d'autre part la determination des parametres orbitaux des binaires les plus serrees. Je m'interesse, finalement a la detection des planetes extra-solaires geantes irradiees par la mesure de la cloture de phase.

Les étoiles telles que notre soleil se forment par l'effondrement gravitationnel de fragments de nuages moléculaires. Pendant les premiers instants de sa formation (ce qu'on appelle la Classe 0), l'étoile est profondément enfouie dans une enveloppe de gaz et de poussières et est seulement visible aux longueurs d'onde infrarouge et millimétrique. Au fur et à mesure de son évolution, l'étoile disperse progressivement cette enveloppe. Un disque résiduel reste autour de l'étoile nouvellement née, qui pourra lui-même donner naissance à un système planétaire. Dans cette thèse, j'étudie la structure physico-chimique des proto-étoiles de faible masse. Cette étude est basée sur des observations du satellite ISO des raies de l'eau, ainsi que des observations avec les télescopes JCMT et IRAM du formaldéhyde. Dans un premier temps, j'étudie l'émission des raies de l'eau proto-étoile NGC1333-IRAS4 observés par ISO-LWS. A l'aide d'un modèle détaillé de l'émission de la proto-étoile, je détermine la structure en densité et température de l'enveloppe, ce qui permet de contraindre la masse centrale et le taux d'accrétion. Je détermine également l'abondance de l'eau dans l'enveloppe, et montre que cette abondance est dix fois plus importante dans la partie interne de l'enveloppe que dans la partie externe. Dans cette région, le manteau des grains s'évapore en injectant de grandes quantité d'eau en phase gazeuse. Dans un second temps, je développe un modèle d'émission d'une autre molécule abondante dans le manteau des grains, le formaldéhyde, et je montre que des transitions de cette molécule peuvent également être utilisées pour déterminer les conditions physico-chimiques dans l'enveloppe. Enfin, je présente un relevé de l'émission du formaldéhyde de dix proto-étoiles de classe 0, obtenu avec l'IRAM et le JCMT. En comparant les prédictions de ce modèle et les observations, je montre que dans toutes les proto-étoiles observées, à l'exception d'une seule, le formaldéhyde est également évaporé du manteau des grains, et est entre deux et trois ordres de grandeur plus abondant que dans la partie externe de l'enveloppe. Ceci montre que toutes les proto-étoiles de faible masse observées possèdent un coeur chaud, où la chimie est probablement très influencée, sinon dominée par l'évaporation du manteau des grains.

Le trou noir supermassif qui se trouve au cœur de notre Voie lactée a une masse modeste de 4 millions de masses solaires. Sa luminosité d’accrétion est étonnamment faible, masquée par l’amas dense d’étoiles brillantes et de géantes rouges qui l’entourent. Cependant, sa proximité compense son activité limitée : aucun autre objet au-delà du système solaire n’a été le sujet d’autant d’études que ce trou noir et son entourage d’étoiles et de gaz.

Les peuples autochtones, les communautés locales et les Afro-descendants (PA, CL & AD) — près de 2,5 milliards de personnes — gèrent de façon coutumière plus de 50% de la masse terrestre mondiale, mais les gouvernements ne reconnaissent la légalité de leur propriété que sur 10% (RRI, 2015). Heureusement, des progrès ont été réalisés ces dernières années pour remédier à cette injustice historique, car les gouvernements ont commencé à adopter des lois et à parvenir à des décisions de justice reconnaissant l’utilisation et la propriété historiques et coutumières de ces terres. Un récent bilan montre que depuis 2002, au moins quatorze nouveaux pays ont adopté des lois obligeant les gouvernements à reconnaître ces droits. De même, des décisions de justice allant dans le bon sens ont été rendues au niveau national et régional dans de nombreux pays en faveur de la reconnaissance officielle des droits fonciers et forestiers collectifs des peuples autochtones, des communautés locales et des Afro-descendants. Les études de RRI démontrent que si seulement sept pays mettaient en œuvre ces nouvelles lois, politiques et décisions de justice, plus de 176 millions d’hectares seraient transférés du gouvernement vers les autochtones, les communautés locales et les Afro-descendants, ce qui bénéficierait à plus de 200 millions de personnes (RRI, 2018). L’objet de ce rapport, et du Cadre de travail lui-même, se limite à la reconnaissance formelle des droits fonciers et forestiers (c’est-à-dire la délimitation, la cartographie, l’enregistrement, etc.). Il n’évalue pas les étapes importantes et ultérieures du renforcement de la gouvernance communautaire ou territoriale, l’application de ces droits par les gouvernements ou les capacités nécessaires pour permettre aux organisations autochtones, locales et d’Afro-descendants de gérer ou d’exploiter leurs ressources ou de s’engager dans des entreprises ou des activités de développement économique – qui sont toutes essentielles pour une conservation et un développement durable et autodéterminé. Ce Cadre de travail se concentre sur la première étape de ce processus plus long.