Дисертації з теми "Étoiles de faible metallicité"

Ce travail de thèse présente plusieurs études qui utilisent la spectroscopie à haute résolution pour déterminer les propriétés chimiques des différentes populations stellaires de la Voie Lactée. Le document est structuré comme suit : Le premier chapitre de la thèse, divisée en 3 sections, est une introduction générale à la structure de la Voie lactée et à ses populations stellaires, suivie d'une partie décrivant les différentes méthodes utilisées pour mesurer les abondances chimiques des étoiles. La première section décrit les différents scénarios concernant la structure et la formation de la Voie Lactée, en présentant en particulier les découvertes les plus récentes. La deuxième section introduit les concepts physiques de base nécessaires et les objectifs des études présentes dans ce travail de thèse. La troisième section décrit les méthodes utilisées dans l'analyse des données spectroscopiques.Le deuxième chapitre présente les travaux effectués dans la cadre du projet MINCE. La première étude concerne l'analyse de la composition chimique d'un échantillon d'étoiles géantes jeunes qui ont été découvertes par hasard au cours des premières missions d'observations du projet MINCE. J'ai déterminé les paramètres stellaires, analysé les spectres, mesuré les vitesses de rotation de ces étoiles et comparé les résultats aux modèles théoriques, en reportant tous ces résultats dans un article. La deuxième étude présente les résultats obtenus par l'analyse du premier échantillon d'étoiles propres au projet MINCE. J'ai contribué à l'analyse d'une partie des spectres stellaires de ce tout premier jeu de spectres MINCE.Le troisième chapitre porte sur les résultats d'une analyse faite dans le contexte du projet CERES. La première partie de ce travail présente une détermination détaillée de la composition chimique de l'étoile RAVE J110842.1-715300, dont le but est de savoir si cette étoile provient de l'amas globulaire Omega Centauri. Ma contribution porte sur la détermination des paramètres stellaires de cette étoile. La deuxième étude menée dans le contexte de ce projet CERES est constituée de l'analyse d'un échantillon d'étoiles. J'ai déterminé les paramètres stellaires, calculé les modèles d'atmosphère et les abondances chimiques, et écrit l'article. Le quatrième chapitre porte sur un travail fait dans le contexte du projet "High-speed stars" s'intéressant aux étoiles à grande vitesse transversales héliocentriques (>= 500 km/s). La première étude porte sur le suivi spectroscopique à haute résolution de deux étoiles jeunes et pauvres en métaux de l'échantillon de Caffau et al. (2020), afin de déterminer si ces étoiles sont des "blue stragglers". J'ai obtenu et analysé les spectres UVES de ces deux étoiles. Les résultats ne sont pas encore publiés. La deuxième étude concerne une analyse détaillée de deux étoiles à grande vitesse observées avec le spectrographe HDS au télescope Subaru. Pour cette étude, j'ai déterminé l'abondance du Carbone.Le cinquième chapitre présente les résultats obtenus à partir de l'analyse d'un échantillon d'étoiles sélectionnées au moyen de la photométrie de PRISTINE. La première étude porte sur la détermination de la composition chimique d'un échantillon d'étoiles qui ont pu être enrichies par les éjectae de l'explosion de supernovae à instabilité de paires. Mon travail a consisté à sélectionner les candidats les plus intéressants, puis d'effectuer une mission d' observation avec le spectrographe SOPHIE à l'Observatoire de le Haute Provence (OHP). La deuxième étude présente les résultats préliminaires de la détermination de la composition chimique d'un échantillon d'étoiles Pristine sélectionnées comme extrêmement pauvres en métaux. Mon travail a porté sur la détermination des paramètres stellaires et le calcul des abondances chimiques. Un article est en préparation.Le sixième chapitre présente les conclusions de ce travail de thèse et apporte quelques reflexions sur les projets à venir
This thesis project presents several studies that are focused on the investigation of the chemical properties of different stellar populations in the Milky Way by means of high-resolution spectroscopy.The thesis is structured as follows:The first chapter is an introduction to the thesis project, and is divided into three sections. The first section describes the structure and formation scenarios of the Milky Way, in particular by referring to the most recent discoveries. The second section introduces the basic concepts and objectives of the studies presented in this thesis work. The third section describes the methods used to analyse the spectroscopic data.The second chapter presents the studies carried out in the context of the MINCE project. The first study is devoted to the chemical analysis of a sample of young giant stars that was serendipitously discovered during the first MINCE observations. My contribution in this work was to derive the stellar parameters, analyse the spectroscopic data, measure the rotational velocities, compare the results with theoretical models and write the paper. The second study presents the results obtained from the analysis of the first sample of MINCE stars. In this work, I contributed to the analysis of some of the stars in the sample.The third chapter presents the results obtained in the context of the CERES project. The first study presents a detailed chemical analysis of the star RAVE J110842.1-715300, with the aim of understanding whether or not it originated in the Omega Centauri globular cluster. My contribution in this study was to derive the stellar parameters of the star. The second study presents the results obtained for the CERES star sample. My contribution was to derive the parameters, compute model atmospheres, measure the chemical abundances, and write the paper.The fourth chapter presents the results obtained in the context of the High-speed stars project. The first study reports the results obtained from the high-resolution follow-up of two young and metal-poor stars in the sample of Caffau et al. (2020), to check whether they are blue stragglers or not. My contribution in this study was to obtain the high-resolution observations with UVES and to analyse the data. These results have not been published yet. The second study presents a detailed analysis of two high-speed stars observed with Subaru. In this study I was involved in the C abundance determination.The fifth chapter presents the results obtained from the chemical analysis of samples of stars selected using the Pristine photometry. The first study presents the chemical analysis of a sample of metal-poor stars that may have been enriched by the explosion of pair instability supernovae. My contribution was to select promising candidates and observe them with the SOPHIE spectrographat Observatoire de le Haute Provence (OHP)in visitor mode. The second study presents the preliminary results obtained from the chemical analysis of a sample of Pristine extremely metal-poor candidates. My contribution in this study was to derive the stellar parameters and the chemical abundances. The paper is in preparation.The sixth chapter concludes the thesis and gathers final reflections and future projects

Les propriétés du milieu interstellaire (MIS) influencent fortement l’environnement et les processus menant à la formation d’étoiles qui, à son tour, dicte l’évolution d’une galaxie. Les galaxies naines du Groupe Local sont de parfaits laboratoires pour comprendre comment le contenu en métaux (ou métallicité) du MIS affecte l’interaction entre le gaz, la poussière et les étoiles. Mon travail de thèse porte sur les propriétés physiques des régions HII et du gaz diffus ionisé de la galaxie naine IC10, de métallicité 1/3 solaire. La proximité de cette galaxie (d=700kpc) permet l’analyse du MIS à différentes échelles spatiales: des nuages brillants compacts (25pc) au corps entier de la galaxie formant des étoiles (650pc). Afin de mesurer les propriétés physiques du MIS, j’ai modélisé les raies d’émission en infrarouge observées avec Spitzer et Herschel grâce à des modèles de photoionisation et de photodissociation. Je présente une exploration complète de plusieurs méthodes pour déterminer, de manière la plus fiable et selon les contraintes disponibles, les propriétés du MIS à diverses échelles. J’ai contraint les propriétés des nuages compacts les plus brillants dans IC10 et montré que l’émission à plus grande échelle (300pc) est dominée par celle de ces nuages. Enfin, je démontre le besoin d’un modèle à plusieurs composantes pour reproduire les observations dans leur ensemble
The properties of the Interstellar Medium (ISM) strongly influence the environment and processes that lead to star-formation, which in turn, drives the evolution of a galaxy. Dwarf galaxies in the Local Group are perfect laboratories to investigate how the metal-poor ISM affects the interplay between gas, dust and stars. In this thesis, I investigate the properties of the HII regions and the diffuse ionized gas of the nearby dwarf galaxy IC10, which has a metallicity of 1/3 solar. Its proximity (d=700 kpc) enables the analysis on different spatial scales: from the compact clumps (~25 pc) to the whole star-forming body of the galaxy (~650pc). In order to measure the physical properties of the ISM, I model the infrared emission lines observed with Spitzer and Herschel with photoionization and photodissociation models. I present an extensive exploration of different methods to determine the most reliable ISM properties, based on the available constraints. I determined the properties of the brightest star-forming clumps within the galaxy and show that the emission at large scales (~300 pc) is dominated by that of the compact, bright clumps that lie within the region. I further demonstrate the need for a multi-component model to fully reproduce the observations

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.

En 1972, Skumanich découvre une relation empirique unique entre la période de rotation de surface des étoiles G et leur âge sur la séquence principale. Cette découverte ouvrit alors une nouvelle voie pour la datation stellaire : la gyrochronologie. Dès lors, bon nombre d'auteurs, entre la fin des années 80 et 90, se sont intéressés à l'évolution de la vitesse de rotation de surface des étoiles de faible masse ($M_*$ = 0.4 $M_{odot}$- 1.1 $M_{odot}$). Les premiers modèles phénoménologies sur le sujet été nés.L'évolution de la vitesse de rotation de ces étoiles commence à être raisonnablement bien reproduite par la classe de modèle paramétrique que je présente dans cette thèse. Par manque de descriptions théoriques satisfaisantes, seuls les effets globaux des mécanismes physiques impliqués sont ici décris. Le principal enjeu est d'étudier le cadre et la façon dont le moment cinétique stellaire est impacté par ces processus tout en contraignant leurs principales caractéristiques.Au cours de ma thèse, j'ai modélisé les trajets rotationnels des enveloppes externes et médianes des distributions de période de rotation de 18 amas stellaire entre 1 Myr et 1 Gyr. Ceci m'a permis d'analyser la dépendance temporelle des mécanismes physiques impliqués dans l'évolution du moment cinétique des étoiles de type solaire. Les résultats que j'ai obtenus montrent que l'évolution de la rotation différentielle interne impact fortement la convergence rotationnelle (relation empirique de Skumanich), l'évolution de l'abondance de surface en lithium, et les intensités du champ magnétique généré par effet dynamo. En plus de reproduire ces enveloppes externes, le modèle que j'ai développé fournit des contraintes sur les mécanismes de redistribution interne du moment cinétique et sur les durées de vie des disques circumstellaires, supposés responsables de la régulation rotationnelle observée durant les quelques premiers millions d'années de la pré-séquence principale. L'extension du modèle aux étoiles moins massives (0.5 et 0.8 $M_{odot}$) que j'ai réalisé, a également fournis la dépendance en masse de ces différents processus physiques.Cette étape à notamment ajoutée de fortes contraintes sur les temps caractéristiques associés au transport de moment cinétique entre le coeur et l'enveloppe, sur l'efficacité du freinage magnétique vraisemblablement reliée à un changement de topologie des étoiles de type solaire vers celles de 0.5 $M_{odot}$, et sur l'histoire rotationnelle, interne comme de surface, des étoiles entre 1 Myr à 1 Gyr
In 1972, Skumanich discovers a unique empirical relationship between the rotation period of the surface of G star and their age on the main sequence. This discovery then opened a new path for stellar dating: the gyrochronology. Therefore, many authors in the late 80's and the begenning 90's, were interested in the evolution of the surface angular velocity of low-mass stars ($M_*$ = 0.4 $M_{odot}$- 1.1 $M_{odot}$). The first phenomenological models on the subject were born.The angular velocity evolution of these stars begins to be reasonably well reproduced by the class of parametrical model that I present in this thesis. Because of the lack of adequate theoretical descriptions, only the overall effects of the physical mechanisms involved are described here. The main issue is to study the framework and how the stellar angular momentum is affected by these processes and to constrain their main characteristics.Over the course of my thesis, I modelled the rotational tracks of external and median envelopes and median of rotation period distributions of 18 stellar clusters between 1 Myr and 1 Gyr. This allowed me to analyse the time dependence of the physical mechanisms involved in the angular momentum evolution of solar-type stars. The results I obtained show that the evolution of the internal differential rotation significantly impact the rotational convergence (empirical Skumanich's relationship), the evolution of the surface lithium abundance, and the intensity of the magnetic field generated by dynamo effect. In addition to the reproduction of these external envelopes, the model I developed provides constraints on the mechanisms of internal redistribution of angular momentum and the lifetimes of circumstellar disks, that are held responsible for the rotational regulation observed during the first few million years of pre-main sequence. The extension of the model to less massive stars (0.5 et 0.8 $M_{odot}$) that I performed also provided the mass dependence of these physical processes. Most specifically, this step added strong constraints on the characteristic time associated to the transport of angular momentum between the core and the envelope, on the efficiency of magnetic braking likely related to a change of topology from solar-type stars to those of 0.5 $M_{odot}$, and on the internal and external rotational history of stars from 1 Myr to 1 Gyr

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 moment cinétique d’une étoile, comme sa masse ou sa composition chimique, est l’une de ses propriétés fondamentales, l’un de celles qui varient à cours du temps et influent sur la structure de l’étoile. Celui-ci peut être global, on l’observe alors à travers la vitesse de rotation de surface d’une étoile, ou local, auquel cas il nous faut sonder l’intérieur stellaire et étudier les processus de redistribution au sein des régions internes du moment cinétique. Au cours de cette thèse dans le cadre du projet ToUpiES, nous nous sommes intéressés en particulier à l’évolution du moment cinétique des étoiles de faible masse au cours de leur jeunesse, qui est une période critique de leur vie en ce qui concerne l’impact et l’évolution du moment cinétique. Nous avons d’abord inclus au sein du code d’évolution STAREVOL les prescriptions les plus à jour pour l’extraction du moment cinétique par les vents magnétisés. L’étude systématique des combinaisons de ce freinage avec différentes prescriptions existantes pour le traitement de la turbulence horizontale et verticale dans la zone radiative des étoiles, nous a permis de sélectionner un jeu de prescriptions capable de reproduire, les périodes de rotation dans les amas ouverts pour une étoile de type solaire. Nous comparons ensuite l’application de ces processus de transport et d’extraction du moment cinétique à un modèle de 1, 2 masse solaire, aux autres processus jugés potentiellement efficaces pour transport le moment cinétique à ce jour (ondes internes de gravités, instabilité MHD de Tayler-Spruit, modes de gravités). Cela nous a permis de présenter dans chacun des cas les spécificités du profil de rotation prédit par ces différents modes de transport. Puis, nous avons mis en place un modèle rotationnel fonctionnel adapté à l’ensemble des étoiles de faible masse, permettant entre autre de reproduire les périodes de rotation observées dans les amas jeunes pour les étoiles de faible masse (avec une masse comprise entre 0, 2 et 1, 1 M⊙). Ceci a donné lieu à une grille de modèle d’évolution unique à ce jour. Enfin, cette grille a été utilisée dans le cadre de travaux dans différents domaines, tels que l’impact de l’évolution stellaire sur l’habitabilité d’un système, la caractérisation d’étoiles-hôte ou encore l’étude de l’évolution de la topologie magnétique au cours des phases jeunes
The angular momentum content of a star, as its mass or its chemical composition is one of the fundamental properties of a star, one of those that evolves with time and modify the stellar structure. The angular momentum can be studied as a global property, we can then observe it through the surface rotation velocity, or a local property that vary inside the star, we therefore have to probe the stellar radiation zone and study the secular angular momentum redistribution processes that happen in this region. During this PhD, in the frame of the ToUpiES project, we have been especially interested in the evolution of the young low-mass stars angular momentum, since this phase of evolution is critical regarding the evolution of extraction and redistribution angular momentum processes. First, we included in the STAREVOL evolution code the most up-to-date prescription for the wind-driven angular momentum extraction. We led a systematic study of the various combination of this braking with the different existing prescriptions for the treatment of horizontal and vertical turbulent motions in stellar radiative zones. This allows us to select a set of prescription able to reproduce the observed rotation periods in young open clusters for a broad mass-range. Next, we analysed how these prescriptions for extraction and transport of angular momentum behave when applied to a 1.2M⊙ model. We compared the result to what is obtained with other processes estimated as potentially very efficient to redistribute angular momentum (internal gravity waves, MHD Tayler-Spruit instability, gravity modes). This allows us to derive in each case, the specificity of the rotation profiles predicted by the different transport processes. Then, we set up a functional rotational model adapted to almost the entire range low-mass stars, allowing to reproduce the observed low-mass stars rotation periods in young open clusters (with 0, 2M⊙ ≤M≤ 1, 1M⊙). This models can also predict the rotational evolution at different metallicities. Eventually, these models have been used in the frame of various works in different domains such as the characterisation of planet host-stars, the evolution of the magnetic topology during the young stellar phases or even the impact of stellar evolution on the habitability of a planetary system

Il est actuellement admis que la formation des étoiles de faible masse à partir d'un nuage de gaz passe par une étape où l'objet central est entouré d'un disque de matière dans lequel les planètes peuvent ensuite se former. L'étude d'un tel disque a deux objectifs principaux : comprendre la séquence évolutive de formation stellaire et la formation des planètes. Le transfert radiatif dans cet objet revêt une importance primordiale : en raison du frottement visqueux ou de l'éclairement par l'étoile notamment, le disque est chauffé. Les processus de production et de propagation de l'énergie thermique dans ce disque en conditionnent ainsi les propriétés physico-chimiques, ce qui a de multiples conséquences sur sa structure.
Je présente une étude de ces disques fondée sur une description analytique poussée du transfert radiatif, afin de retarder l'étape de mise en oeuvre numérique. Cette méthode possède l'avantage de permettre une meilleure compréhension des processus et des conditions physiques dans ces objets. Afin de contraindre les paramètres du modèle, j'ai choisi d'établir un diagnostic observationnel novateur sur la base de la distribution spectrale d'énergie, technique bien connue, et des visibilités obtenues en interférométrie optique à longue base, récentes et prometteuses car elles permettent d'obtenir des informations spatiales à l'échelle de l'unité astronomique pour les étoiles jeunes les plus proches.
Je commence par une généralisation des approches analytiques du transfert dans les atmosphères stellaires, en reliant la température en tout point à la profondeur optique, avec deux différences notables : le chauffage visqueux a lieu sur l'ensemble du disque et la surface est éclairée par l'étoile. Ce formalisme est ensuite employé dans une simulation numérique de disque chauffé par la viscosité seule. Ensuite, j'élabore une version simplifiée du transfert dans un disque à deux couches : une surface chauffée par la couche interne et par l'étoile, et un intérieur chauffé par la viscosité et par la couche externe. Cette version permet d'obtenir des formules analytiques simplifiées décrivant les conditions physiques dans un disque présentant les deux sources de chauffage énoncées.
Enfin, je m'attèle à l'interprétation des observations. Après une étude prospective concernant les possibilités ouvertes par l'interférométrie pour les objets marginalement résolus, je présente des ajustements du modèle à deux couches aux étoiles jeunes de faible masse déjà observées en interférométrie.

La premiere partie de mon travail de these est basee sur une etude statistique de sources presentant un exces d'emission dans l'infrarouge, genere par l'environnement circumstellaire de l'etoile. La seconde partie porte sur l'etude de la formation des etoiles de faible masse au moyen d'observations dans le visible et le proche infrarouge. Nous avons etudie tout d'abord la composante de tres faible masse (0. 08 a 0. 3 masses solaires). Il s'agit d'une composante stellaire cruciale qui semble etre le constituant majeur en masse de la galaxie et pourrait meme contribuer a la masse manquante. Son etude est tres importante pour comprendre la fonction de masse initiale. Notre recherche de candidats dans les nuages a haute latitude galactique a confirme les resultats actuels montrant l'absence de preuves de formation d'etoile dans ces nuages. Pour les etoiles de faible masse (0. 3 a 3-4 masses solaires), notre etude a ete centree sur les complexes d'orion et du taureau. Deux objets sont apparus particulierement interessants, le premier est une etoile jeune de masse intermediaire, toujours environnee par son disque circumstellaire. Pour le second, nos observations dans le proche infrarouge, revelent la presence d'un systeme triple. Nous pensons qu'il s'agit d'un systeme binaire tres jeune avec un disque circumbinaire, et d'une troisieme source plus evoluee. Enfin, nous presentons une synthese des caracteristiques des sources observees, et nous mettons en evidence les correlations entre les differentes manifestations physiques propres a la naissance et a l'evolution pre-sequence principale des etoiles de faible masse

Cette thèse est consacrée à l'étude des étoiles de faible masse ayant dans leur environnement proche d'autres étoiles ou des planètes. Nous nous sommes concentrés sur l'influence des interactions avec ces compagnons sur l'évolution stellaire ainsi que leurs conséquences observables.Dans la première partie, nous présentons le modèle d'évolution des systèmes étoile–planète que nous avons développé au cours de cette thèse, nommé ESPEM (Évolution des Systèmes Planétaires Et Magnétisme). Ce modèle prend en compte de façon ab-initio des effets du vent stellaire magnétisé et de la dissipation de marée sur la rotation stellaire et l'orbite planétaire, simultanément avec l'évolution structurelle de l'étoile. Premièrement, nous l'utilisons pour étudier l'évolution séculaire de la rotation des étoiles hôtes de systèmes planétaires et montrons notamment que cette évolution peut être significativement différente de celle des étoiles isolées. Ensuite, nous examinons les prédictions de ce modèle concernant l'architecture orbitale des systèmes étoile–planète. Nos résultats suggèrent une interprétation aux distributions de périodes orbitales et de de rotation stellaire observées.Dans la deuxième partie, nous montrons en quoi l'observation d'étoiles binaires évoluées permet de tester les théories astrophysiques, notamment l'astérosismologie et l'interaction de marée. Dans un premier temps, nous présentons les résultats d'un programme d'observations que nous avons mené pendant plus de deux ans et qui nous a permis de caractériser 16 systèmes binaires à éclipses. Ensuite, nous comparons ces résultats avec ceux que nous avons obtenus en analysant cet échantillon à l'aide d'outils astérosismiques dans le but de vérifier l'exactitude de ces derniers. Enfin, en élargissant l'échantillon étudié à 30 autres étoiles binaires évoluées, nous testons la théorie de l'évolution de marée. Ceci nous permet à la fois de valider la théorie et de comprendre l'évolution des systèmes observés dans ce travail.Ce travail met en avant deux aspects de la spécificité des systèmes multiples. Premièrement, il montre en quoi l'évolution des étoiles est impactée par la présence d'un compagnon stellaire ou planétaire. Deuxièmement, il met en avant l'intérêt des étoiles binaires pour tester les théories astrophysiques et renforce la compréhension actuelle de l'évolution stellaire
This thesis is devoted to the study of low-mass stars having other stars or planets in their immediate environment. We focused on the influence of interactions with these companions on stellar evolution and their observable consequences.In the first part, we present the model of evolution of star–planet systems that we developed during this thesis, called ESPEM (French acronym for Evolution of Planetary Systems and Magnetism). This model incorporates ab-initio prescriptions to quantify the effects of magnetized stellar wind and tidal dissipation on stellar rotation and planetary orbit, simultaneously with the star's structural evolution. First, we use it to study the secular evolution of the rotation of planet-host stars and show that this evolution can be significantly different from that of isolated stars. Next, we examine the predictions of this model regarding the orbital architecture of star–planet systems. Our results suggest an interpretation to the observed distributions of orbital and stellar rotation periods.In the second part of the manuscript, we show how the observation of advanced binary stars allows us to test astrophysical theories, in particular asteroseismology and tidal interaction. First, we present the results of an observation program that we conducted for more than two years and that allowed us to characterize 16 eclipsing binary systems. Then, we compare these results with those obtained by analyzing this sample using asteroseismic tools to verify the accuracy of the latter. Finally, by extending the studied sample to 30 other advanced binary stars including an evolved primary, we test the theory of tidal evolution. This allows us both to validate the theory and to understand the evolution of the systems observed in this work.This work highlights two aspects of the specificity of multiple systems. First, it shows how the evolution of stars is affected by the presence of a stellar or planetary companion. Second, it emphasizes the interest of binary stars in testing astrophysical theories and reinforces the current understanding of stellar evolution

Cette thèse présente l'étude de la rotation des étoiles de faible masse (entre 0,5 et 1,2 m#+) pendant leurs phases pré-séquence principale, depuis les T Tauri âgées de quelques millions d'années, et séquence principale, à quelques milliards d'années. Deux approches complémentaires ont été utilisées : les observations apportent de nouvelles mesures de rotation de ces objets et la modélisation permet de comprendre les processus physiques mis en jeu. Les observations ont porté essentiellement sur les amas jeunes, IC4665, Alpha Persée et les Pléiades. Dans ces amas, les étoiles de type solaire sont à un âge charnière entre la phase pré-séquence principale et la séquence principale. Alors qu'un grand pourcentage d’étoiles tournent à des vitesses inferieures à 10 km. S#-#1, leurs vitesses de rotation exactes n'étaient pas connues à cause des limites de résolution instrumentales. Grace aux instruments CORAVEL et ELODIE de l'OHP, toutes les vitesses de rotation sont maintenant résolues dans Persée et les Pléiades pour les étoiles de masse comprise entre 0,6 et 1,1 m#+. Les distributions de vitesse équatoriales en fonction de la masse ont été construites dans les deux amas et sont comparées aux modèles. Un modèle d'évolution du moment cinétique a été développé, qui permet de prendre en compte l'évolution pré-séquence principale : les changements de structure interne, l'effet d'un disque d'accrétion, la perte de moment cinétique à la surface et le transfert de moment cinétique entre le cœur et l'enveloppe. Les nouvelles données apportent des contraintes fortes quant au transport de moment cinétique dans les intérieurs stellaires. Dans les étoiles en rotation rapide, un transfert très efficace du moment cinétique permet à l’étoile de garder une rotation quasi-solide pendant toute son évolution, de la phase T Tauri jusqu'à l’âge du soleil, en accord avec les observations de l'intérieur solaire. Par contre, l'existence même d'un grand nombre de rotateurs lents nécessite un découplage entre le cœur et l'enveloppe, avec un temps caractéristique de couplage de 100 millions d'années. L'évolution de la vitesse de ces rotateurs très lents au début de la séquence principale, pendant laquelle leur vitesse varie très peu, est également en accord avec un temps de couplage très long.

Dans les étoiles de type solaire la génération de champ magnétique par effet dynamo se concentre dans la tachocline, une fine zone de fort cisaillement à l'interface entre le cœur radiatif et l'enveloppe convective. En dessous de 0.35 masse solaire, les étoiles de la séquence principale sont entièrement convectives et ne possèdent donc pas de tachocline. Or certaines de ces étoiles sont très actives, et des champs magnétiques très intenses ont été mesurés. La dynamo de ces objets doit donc reposer sur des processus physiques différents de ceux à l'œuvre dans le Soleil. En dépit des avancées théoriques récentes, la dynamo des étoiles entièrement convective reste mal comprise. La partie observationnelle de ce travail a consisté en l'étude d'un échantillon d'étoiles situées de part et d'autre de la limite entièrement convective à partir d'observations spectropolarimétriques et de la technique d'imagerie Zeeman-Doppler. Cela a permis d'analyser comment les paramètres stellaires, période de rotation et masse, influent sur le champ magnétique à grande échelle. Un changement brutal de topologie magnétique des naines M est mis en évidence à proximité de la limite entièrement convective. Un comportement inattendu est également détecté en dessous de 0.2 masse solaire : des étoiles de paramètres stellaires quasi-identiques présentent des topologies magnétiques radicalement différentes. Ce travail observationnel est doublé d'une approche numérique : des simulations MHD 3D «star-in-a-box» visent à mieux comprendre les divergences qui existent entre les premières simulations et les observations.

Une étude de 2 diagnostics de perte de masse dans les objets stellaires est faite et un programme qui calcule la formation des raies rotationnelles de CO en géometrie axiale est developpé. Les contraintes posées par les résultats sur la structure à grande échelle des jets sont discutées. Les raies interdites dans les étoiles jeunes de faible masse sont ensuite etudiées. Plusieurs modèles capables d'expliquer les profils observés sont discutés

Le phénomène de jet apparaît couplé à l'accrétion, son rôle et son impact dans le contexte de la formation stellaire et planétaire restent des questions majeures. Nous explorons la possibilité que les jets moléculaires soient issus de vents de disque magnétocentrifuges contenant des grains, et possibilité qu'ils puissent expliquer les composantes larges observées dans les raies H2O avec Herschel/HIFI, ainsi que les observations à haute résolution au VLT. Notre modèle inclut : 1) Une solution MHD auto-similaire de vent de disque. 2) Une chimie ionisée hors équilibre le long des lignes d'écoulement. 3) Un chauffage dominé par la diffusion ambipolaire et une irradiation du gaz par les rayonnements X et UV de l'étoile. 4) Un auto-écrantage de H2 et de CO calculé globalement. 5) Les niveaux ro-vibrationnels et le transfert radiatif associé de H2, CO et H2O calculés hors équilibre. 6) Le pompage infrarouge des niveaux de CO et H2O par les poussières. 7) La projection de la probabilité d'échappement des photons non-isotrope sur la ligne de visée. Pour la première fois, un modèle dynamique de vent de disque permet de faire des prédictions synthétiques dans les raies moléculaires qui sont directement comparables aux observations de proto-étoiles. Nous proposons un outil puissant ouvert aux observations avec ALMA et le VTL.

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.

Pour comprendre la formation des étoiles, il faut étudier les processus physiques qui forment le gaz froid et dense dans le milieu interstellaire. Le télescope spatial Herschel a récemment démontré que la majorité du gaz froid et dense est formée de structures filamentaires (des filaments).Dans cette thèse, plusieurs raies de CO ont été observées avec le télescope APEX autour du filament de Musca. Ces observations ont été complémentées par des observations [CII] et [OI] avec le télescope SOFIA. La non-détection de [CII] démontre que le nuage de Musca est situé dans un champ de radiation UV faible (1 G0). Par contre, les observations de CO(4-3) avec APEX montrent qu'il y a du gaz CO chauffé (> 50 K) autour du filament que l'irradiation UV ne peut pas expliquer. La comparaison avec des modèles de chocs indique que l'émission CO(4-3) doit alors être le résultat d'un choc J à basse vitesse (< 4 km/s). L'analyse du spectre CO(4-3) montre aussi que l'émission venant du choc ressemble à une signature de choc d'accrétion. Cette observation suggère qu'un choc à basse vitesse, dû à une accrétion continue, est responsable de la formation du gaz dense et froid du filament de Musca.Ce scénario d'accrétion du filament de Musca est de plus étudié à grandes échelles dans les raies CO(2-1) et CO(1-0) obtenues avec les télescopes APEX et NANTEN2. Ces observations montrent un gradient de vitesse sur la crête de Musca qui est correlé avec le champ de vitesse autour du filament. L'analyse globale des observations de Musca montre une asymétrie à la fois spatiale et cinématique. Cette asymétrie est vue comme une forme en V dans le diagramme position-vitesse perpendiculaire au filament. L'inclusion d'observations du gaz neutre HI dans l'analyse confirme que Musca fait partie d'un nuage HI plus grand, le complex Chamaeleon-Musca. Le HI montre aussi que l'asymétrie cinématique est présente des grandes échelles du nuage HI jusqu'aux petites échelles de la crête du filament de Musca. En comparant le HI avec les vitesses CO de Cha I, Cha II et Cha III, on constate que l'asymétrie cinématique est présente pour toutes les régions denses du complexe de Chamaeleon-Musca. Ce scénario d'accrétion asymétrique, qui est observé, est reproduit dans des simulations d'une collision de nuages magnétisés. Dans ce scénario, c'est la déformation du champ magnétique qui est responsable de l'accrétion asymétrique. La formation du filament Musca serait ainsi due à la convergence de deux flots de matière guidée par la courbure du champ magnétique provoquée par la collision des nuages HI à grande échelle.Dans la dernière partie, la cinématique du nuage massif DR21, qui forme des étoiles massives, est étudiée pour comparer la formation des étoiles massives à celle des étoiles de faible masse. Le nuage DR21 montre une asymétrie en V similaire à celle de Musca, ce qui indique que le nuage DR21 est aussi formé par une collision de nuages moléculaires mais avec une vitesse de collision plus importante que pour Musca. Les observations indiquent de plus que la formation des étoiles massives dans le nuage DR21 serait la conséquence directe de la prédominance de la gravité à grande échelle (> 1 pc) du gaz dense en contraste avec Musca pour lequel la gravité ne dominerait qu'aux plus petites échelles (< 0.1-0.2 pc). L'analyse cinématique globale de toute la région du Cygne montre que toute la région résulte de la même collision de nuages. Cette observation indique que c'est une collision de nuages à grande vitesse (> 10 km/s) qui pourrait expliquer la formation d'une association d'étoiles OB de plusieurs milliers d'étoiles. Dans ce scénario, les étoiles massives (OB) se formeraient dans les structures denses et massives (hubs et ridges) formées aux convergences dues à la collision à grande vitesse de nuages, et où la gravité à grande échelles domine la cinématique et l'évolution du gaz dense
To understand how stars can form in the interstellar medium (ISM), it has to be understood how cold (~ 10 K) and dense gas (> 10^{4} cm^{-3}) can emerge during the evolution of the ISM. With the Herschel telescope it was found that most of this dense star forming gas is organised in filamentary structures.To understand how this dense filamentary gas forms, multiple CO transitions were observed towards the Musca filament, which can form low-mass stars, using the APEX telescope. These observations were complemented with [CII] and [OI] observations by the SOFIA telescope. The non-detection of [CII] demonstrates that the Musca cloud is embedded in a weak FUV field (< 1 G0). However, the observed CO(4-3) line with APEX demonstrates the presence of warm (> 50 K) CO gas around the Musca filament which cannot be explained with heating by the FUV radiation field. A comparison of the observed CO(4-3) emission with shock models shows that the emission can be the result of a low-velocity (< 4 km/s) J-type shock. Further analysis of this emission demonstrates that this shock emission resembles the signature of a shock responsible for mass accretion on a filament. This suggests that a low-velocity shock as a result of continuous mass accretion is responsible for the formation of cold and dense gas that can form stars in the Musca filament.The accretion scenario for Musca is further analysed with low-J CO observations from APEX and NANTEN2 to study the large scale gas kinematics. These observations unveil a velocity gradient over the Musca filament crest which is correlated with the velocity field of the nearby ambient gas. This suggests that the velocity gradient is the result of mass accretion from the ambient cloud. Analysing the full Musca cloud demonstrates a spatial and kinematic asymmetry from low- to high-density gas. This asymmetry is seen as a V-shape in the position-velocity (PV) diagram perpendicular to the Musca filament. Including atomic hydrogen (HI) observations in the analysis first of all confirms that Musca is part of a larger HI cloud, the Chamaeleon-Musca complex. It also demontrates that the kinematic asymmetry is seen from the HI cloud down to the filament crest. Furthermore, the CO-HI asymmetry is found for basically all dense regions (Cha I, Cha II, Cha III and Musca) with archival data of Chamaeleon-Musca, while HI shows indications of more than one velocity component. This asymmetric accretion scenario is predicted by magnetised cloud-cloud collision simulations, where the bending of the magnetic field is responsible the observed asymmetric accretion scenario. The filament formation in Musca is thus the result of two intersecting converging flows which are driven by the magnetic field bending due to a large-scale colliding HI flow that triggered the observed star formation in the full Chamaeleon-Musca complex.Finally, the kinematics of the high-mass star forming ridge DR21 and its surrounding gas are studied to compare low- and high-mass star formation. This shows a similar spatial and kinematic asymmetry as in Musca, which suggests that DR21 is formed by a giant molecular cloud (GMC) collision. However, it is also found for high-mass star formation in the DR21 cloud that gravity plays an important role on large scales (> 1 pc) while for Musca gravity only starts to dominate locally (r < 0.1-0.2 pc). So, due to the high density in the DR21 cloud after the GMC collision, gravity eventually drives the evolution of the compressed cloud for high-mass star forming regions. Kinematic observations of the full Cygnus-X north region show further indications of two interacting velocity components over the entire region, which indicates that a high-velocity (> 10 km/s) GMC collision can result in the formation of an OB association similar to OB2. These OB stars then form in gravitationally collapsing hubs and ridges due to the compression by the GMC collision

Plus de 4000 exoplanètes ont été découvertes au cours de ces 25 dernières années, pour la plupart en orbite autour d’étoiles de faible masse. Dans les systèmes planétaires à très courte période orbitale, les interactions de marée étoile-planète sont connues pour gouverner l’évolution tardive de l’architecture orbitale des systèmes et de la rotation de leur étoile hôte, comme c’est aussi le cas dans les systèmes serrés planète-satellite(s) de notre système solaire tels que les systèmes jovien et saturnien. Les temps caractéristiques de variation des paramètres orbitaux et de rotation des corps, sont dictés par l’amplitude de la dissipation des marées qui varie considérablement avec la masse, la rotation et la métallicité des étoiles ainsi qu’avec la structure et la dynamique internes des étoiles et des planètes. Pour modéliser et caractériser de manière réaliste la dissipation de marée dans les enveloppes convectives de ces objets astrophysiques, deux mécanismes physiques clés sont étudiés dans cette thèse: la rotation différentielle et le magnétisme, au travers de leur influence sur les flots de marées en milieu convectif. Ces deux aspects sont explorés à l’aide d’approches semi-analytiques et numériques, tout en appliquant nos résultats à l’intérieur des étoiles au cours de leur évolution, et des planètes géantes gazeuses telles que Jupiter et Saturne. Tout d’abord, nous nous sommes intéressés à l’impact du magnétisme sur l’excitation et la dissipation des ondes magnéto-inertielles de marée, le long de l’évolution des étoiles de faible masse, de type spectral M à F, en examinant les limites de leur enveloppe convective, à savoir l’interface entre la zone radiative et convective et les régions proches de leur surface. Pour ce faire, nous avons utilisé en synergie la physique des ondes de marée, les lois d’échelle issues de la théorie dynamo qui nous permettent d’estimer l’amplitude d’un champ magnétique à grande échelle, et les grilles de modèles numériques d’évolution stellaire prenant en compte la rotation. On montre ainsi que la contribution du magnétisme sur le forçage de marée, c’est-à-dire sur l’excitation des ondes, reste négligeable devant la contribution hydrodynamique classiquement utilisée, et ce quelle que soit la position dans l’enveloppe convective, la masse, ou l’âge de l’étoile de faible masse étudiée. A contrario, le mécanisme de dissipation Ohmique des ondes magnéto-inertielles est un mécanisme très efficace, voire prépondérant devant la dissipation visqueuse, pour des étoiles de type M à F, de la pré-séquence principale à la fin de la séquence principale, dans toute leur enveloppe convective. Ces résultats s’appliquent aussi dans le cas de Jupiter et de ses satellites galiléens. Parallèlement à ce travail, nous avons développé un modèle local de boîte cisaillée, incliné par rapport à l’axe de rotation du corps étudié, afin de comprendre l’interaction complexe entre les ondes inertielles de marée et les flots zonaux au voisinage des couches critiques, et en particulier à la résonance de corotation, qui sont des régions où la fréquence des ondes de marée est nulle ou commensurable avec la fréquence de rotation locale du corps considéré. Ce modèle nous a permis d’étudier l’impact de différents profils de rotation réalistes, comme ceux que l’on peut observer dans les étoiles de type solaire, ou dans les planètes géantes telles que Jupiter et Saturne. Grâce à ce travail, nous avons identifié différents régimes de transmission du flux d’énergie transporté par les ondes, pour lesquels l’onde peut, au voisinage d’une couche critique, soit déposer de l’énergie et être amortie, soit extraire de l’énergie du flot moyen et ainsi être amplifiée. Ces différents régimes de transmission existent pour chacun des profils de rotation examinés, coniques et cylindriques, et dépendent du niveau critique rencontré, des propriétés des ondes et du profil de l’écoulement moyen
More than 4000 exoplanets have been discovered in the last 25 years, most of them around low-massstars. In close planetary systems, star-planet tidal interactions are known to govern the late evolution of the systems’ orbital architecture and the rotation of their host star, as is also the case in the tight planet-satellite systems of our solar system such as the Jovian and Saturnian systems. The characteristic times of variation of orbital parameters and bodies’ rotation are dictated by the magnitude of tidal dissipation, which varies considerably with the mass, rotation and metallicity of stars and with the structure and internal dynamics of stars and planets.In order to model and realistically characterise the tidal dissipation in the convective envelopes of these astrophysical objects, two key physical mechanisms are studied in this thesis : differential rotation and magnetism, through their influence on tidal flows in convective regions. These two aspects are explored using semi-analytical and numerical approaches, while applying our results inside stars during their evolution, and gas giant planets such as Jupiter and Saturn.First of all, we have been interested in the impact of magnetism on the excitation and dissipation of tidal magneto-inertial waves along the evolution of low-mass stars of spectral type M to F, by examining the limits of their convective envelope, i.e. the interface between the radiative and convective zones and the regions close to their surface. To do so, we have used in synergy tidal wave physics, the scaling laws from dynamo theory that allow us to estimate the amplitude of a large-scale magnetic field, and the grids of numerical models of stellar evolution taking into account rotation. We thus show that the contribution of magnetism on tidal forcing, i.e. on wave excitation, remains negligible compared to the hydrodynamic contribution classically used, whatever the position in the convective envelope, the mass, or the age of the studied low mass star. On the other hand, the Ohmic dissipation mechanism of magneto-inertial waves is a very efficient mechanism, even preponderant in front of the viscous dissipation, for M to F type stars, from the pre-main sequence to the end of the main sequence, in all their convective envelope. These results also apply in the case of Jupiter and its Galilean satellites.In parallel to this work, we have developed a local shear-box model, inclined with respect to the axis ofrotation of the studied body, in order to understand the complex interaction between tidal inertial waves and zonal flows in the vicinity of critical layers, and in particular at the corotation resonance, which are regions where the tidal wave frequency vanishes or is commensurable with the local rotation frequency of the considered body. This model has allowed us to study the impact of different realistic rotation profiles, such as those observed in solar-type stars, or in giant planets such as Jupiter and Saturn. Thanks to this work, we have identified different transmission regimes of the wave energy flux, for which the wave can, in the vicinity of a critical layer, either deposit energy and be damped, or extract energy from the mean flow and thus be amplified. These different transmission regimes exist for each of the examined conical and cylindrical rotational profiles, and depend on the critical level encountered, the wave properties and the mean flow profile

Le processus de formation d'étoiles se déroule selon plusieurs phases. Tout d'abord une phase à grande échelle, durant laquelle le nuage moléculaire se fragmente sous l'action de sa propre gravité et de la turbulence en coeurs denses gravitationnellement instables. Dans ces fragments le milieu est optiquement mince, l'énergie libérée par le travail de compression s'échappe sous forme de rayonnement, d'où un processus quasi isotherme. Lorsque le nuage devient optiquement épais à son propre rayonnement, la matière en effondrement forme un objet en équilibre hydrostatique appelé premier cœur dit de Larson. S'ensuit une phase d'accrétion, qui conduit ultimement à la dissociation du dihydrogène. Une partie du travail de compression est alors absorbée par l'énergie de dissociation de la molécule, et non plus convertie en énergie thermique, permettant à l'effondrement de recommencer. Lorsque que toutes les molécules de dihydrogene ont été dissociées, la phase adiabatique recommence et le second cœur de Larson (proto-étoile) est formé.L'ajout des éléments nécessaires au traitement de la magnétohydrodynamique (MHD) non-idéale dans le code à grille adaptative RAMSES constitue la première partie de la thèse. L'étude détaillée des stades ultimes (premier et second cœur de Larson) de la formation des étoiles constitue la seconde partie de la thèse. Cette étude a pu mettre en évidence des effets importants de la MHD non-idéale sur la répartition du champ magnétique et l'efficacité du transport de moment angulaire.

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

Cette thèse étudie les mécanismes de dissipation de marée dans les étoiles de faible masse, possédant comme notre Soleil une enveloppe convective externe (i.e. de types M à F), ainsi que dans les planètes géantes gazeuses similaires à Jupiter et Saturne. En particulier, nous cherchons à comprendre et à caractériser l’influence de la structure et de la dynamique internes de ces corps sur les différents mécanismes physiques à l’origine de cette dissipation afin d’évaluer leur importance relative.Dans le cas des planètes géantes, nous utilisons des modèles semi-analytiques préexistants et nous montrons que la dissipation induite par la présence éventuelle d’un cœur solide viscoélastique n’est pas négligeable par rapport à celle induite par les ondes inertielles (dont la force de rappel est l’accélération de Coriolis) dans l’enveloppe convective. Pour les étoiles de faible masse, nous développons de nouvelles méthodes semi-analytiques ainsi que des simulations numériques d’ondes inertielles de marée se propageant dans l’enveloppe convective externe, dont nous calculons et caractérisons la dissipation d’énergie associée. Pour la première fois, nous prenons en compte les effets d’une rotation différentielle latitudinale telle qu’observée dans le Soleil et prédite par de nombreuses simulations numériques de convection dans les étoiles de faible masse. Nous mettons en évidence l’existence de nouvelles familles de modes inertiels ainsi que l’importance des résonances de corotation pour la dissipation de marée. Enfin, nous dérivons une nouvelle prescription pour la viscosité turbulente appliquée à ces ondes de marées en prenant en compte l’influence de la rotation sur les propriétés de la convection le long de l’évolution des étoiles
This thesis studies the tidal dissipation mechanisms in low-mass stars that have an external convective envelope like the Sun (i.e. from M- to F-type stars), as well as in Jupiter- and Saturn-like gaseous giant planets. We particularly focus on understanding and characterizing the influence of the internal structure and dynamics of these bodies on the various physical mechanisms that cause this tidal dissipation, in order to assess their relative strength.In the case of giant planets, we use preexisting semi-analytical models and we show that the dissipation induced by the possible presence of a viscoelastic solid core is not negligible compared to the one induced by inertial waves (whose restoring force is the Coriolis acceleration) in the convective envelope. For low-mass stars, we perform a new semi-analytic study as well as numerical simulations of tidal inertial waves propagating in the external convective envelope, and we compute the associated energy dissipation. For the first time, the effects of a background latitudinal differential rotation, as observed in the Sun and predicted by various numerical simulations of convection in low-mass stars, is taken into account. We highlight the existence of new families of inertial modes as well as the importance of corotation resonances for tidal dissipation. Finally, we derive a new prescription for the turbulent viscosity applied to these tidal waves that takes into account the influence of rotation on the properties of convective flows along the evolution of stars

Cette thèse porte sur l’étude des propriétés du gaz et de la poussière dans le disque protoplanétaire entourant l’étoile jeune triple de faible masse (∼ 1.2 M⊙) GG Tau A. Comprendre les propriétés dynamiques, physiques et chimiques des systèmes stellaires multiples est nécessaire pour comprendre comment une planète peut se former et survivre dans ces environnements complexes. Les interactions gravitationnelles, dues à la multiplicité stellaire, créent une cavité centrale dans le disque protoplanétaire, la matière (gaz et poussières) se répartissant alors près des étoiles (disques internes) et en un anneau situé au delà de la cavité. Dans la cavité, le gaz et la poussière transitent sous la forme de filaments ("streamers") qui nourrissent les disques internes permettant aux étoiles centrales (puis aux planètes) de se former. Ce travail consiste en l’analyse de l’émission de CO (12CO, 13CO et C18O) et de CS observées dans le domaine millimétrique/sub-millimétrique ainsi que des cartes de l’émission thermique de la poussière. L’ émission de 12CO fournit des informations sur la couche moléculaire proche de l’atmosphère du disque, 13CO et C18O, qui sont moins abondants, apportent des informations sur des couches plus profondes, tandis que l’émission de CS devrait être plus proche du plan médian. L’ émission de la poussière permet de caractériser les propriétés du disque de poussières autour de ce même plan.Après avoir introduit le sujet, je présente l’analyse de la morphologie du disque de poussières et de gaz et de sa cinématique qui est dérivée de l’émission de CO.Je présente également un modèle de transfert radiatif de la partie dense du disque (l’anneau) réalisé à partir des donnés CO et CS. La soustraction de ce modèle d’anneau aux données originales révèle l’émission ténue du gaz moléculaire située dans la cavité. Ainsi, je suis en mesure d’évaluer les propriétés des filaments de gaz à l’intérieur de cette cavité, telles que: la dynamique et les conditions d’excitation du gaz en- tourant les trois étoiles et la quantité de masse dans la cavité. Le disque externe est en rotation keplerienne jusqu’au bord interne de l’anneau dense à ∼ 160au. Le disque est relativement froid avec une température pour le gaz (CO) de 25 K et une température pour les poussières de 14 K à 200 ua environ des étoiles centrales. Les températures du gaz et de la poussière chutent très rapidement (∝ r−1). La dynamique du gaz à l’intérieur de la cavité est dominée par la rotation Keplerienne,la contribution de mouvement de chute ("infall") étant évaluée à ∼ 10 − 15% de la vitesse Keplerienne. La température du gaz est de l’ordre de 40 to 80 K. La densité de colonne pour CO et la densité de H2 le long des “streamers”, proches des étoiles (environ 0.3′′ − 0.5′′), sont de l’ordre de quelques 1017 cm−2 et 107 cm−3, respective- ment. La masse totale de gaz à l’intérieur de la cavité est de ∼ 1.6 × 10−4 M⊙ et le taux d’accrétion est de l’ordre de 6.4 × 10−8 M⊙ yr−1. Ces résultats permettent de dresser la première vision un tant soit peu complète de la physique d’un système multiple jeune capable de former des planètes.La chimie dans l’anneau est aussi discutée. Je présente ainsi la première détec- tion de H2S dans un disque protoplanétaire et les détections de DCO+, HCO+ et H13CO+ dans le disque de GG Tau A. Mon analyse des observations et la modélisa- tion chimique associée suggèrent que notre compréhension de la chimie du Soufre est encore incomplète . Dans GG Tau A, la détection de H2S a probablement été possible car le disque est plus massif (facteur ∼ 3 − 5) que les autres disques sur lesquels H2S a été recherché. Une telle masse rend le système adapté à la détection de molécules rares, faisant de lui un bon candidat pour étudier la chimie dans les disques protoplanétaires
This thesis presents the analysis of the gas and dust properties of the protoplanetary disk surrounding the young low-mass (∼ 1.2 M⊙) triple star GG Tau A. Studying such young multiple stars is mandatory to understand how planets can form and survive in such systems shaped by gravitational disturbances. Gravitational interactions linked to the stellar multiplicity create a large cavity around the stars, the matter (gas and dust) being either orbiting around the stars (inner disks) or beyond the cavity (outer disk). In between, the matter is streaming from the outer disk onto the inner disks to feed up the central stars (and possible planets).This work makes use of millimeter/sub-millimeter observations of rotational lines of CO (12CO, 13CO and C18O) together with dust continuum maps. While the 12CO emission gives information on the molecular layer close to the disk atmosphere, its less abundant isotopologues (13CO and C18O) bring information much deeper in the molecular layer. The dust mm emission samples the dust disk around the mid-plane.After introducing the subject, I present the analysis of the morphology of the dust and gas disk. The disk kinematics is derived from the CO analysis. I also present a radiative transfer model of the ring in CO. The subtraction of this model from the original data reveals the weak emission of the molecular gas lying inside the cavity. Thus, I am able to evaluate the properties of the gas inside the cavity, such as the gas dynamics and excitation conditions and the amount of mass in the cavity. The outer disk is in Keplerian rotation until the inner edge of the dense ring at ∼ 160 au. The disk is relatively cold with a CO gas temperature of 25 K and a dust temperature of ∼14 K at 200 au from the central stars. Both CO gas and dust temperatures drop very fast (∝ r−1). The gas dynamics inside the cavity is dominated by Keplerian rotation motion. The contribution of infall motion is evaluated at ∼ 10 − 15% of the Keplerian velocity. The gas temperature inside the cav- ity is of the order of 40 − 80 K. The CO column density and H2 density along the “streamers”, which are close to the binary components (around 0.3′′ − 0.5′′) are of the order of a few 1017 cm−2 and 107 cm−3, respectively. The total mass of gas inside the cavity is ∼ 1.6 × 10−4 M⊙ and the accretion rate is estimated at the level of 6.4 × 10−8 M⊙ yr−1. These new results provide the first quantitative global picture of the physical properties of a protoplanetary disk orbiting around a young low-mass multiple star able to create planets.I also discuss some chemical properties of the GG Tau A disk. I report the first detection of H2S in a protoplanetary disk, and the detections of DCO+, HCO+ and H13CO+ in the disk of GG Tau A. Our analysis of the observations and its chemical modeling suggest that our understanding of the S chemistry is still incomplete. In GG Tau A, the detection of H2S has been likely possible because the disk is more massive (a factor ∼ 3 − 5) than other disks where H2S was searched. Such a large disk mass makes the system suitable to detect rare molecules and to study cold- chemistry in protoplanetary disks
Chủ đề nghiên cứu của luận án là về tính chất của khí và bụi trên đĩa tiền hành tinhquanh một hệ đa sao có khối lượng ∼1.2 Msun, GG Tau A. Nghiên cứu các hệ đa saotrẻ là cần thiết để hiểu về sự hình thành và tồn tại của hệ hành tinh trong môi trườngnhiễu loạn hấp dẫn. Tương tác hấp dẫn của hệ đa sao tạo nên một khoang rỗng lớnxung quanh các sao thành phần, vật chất (khí và bụi) của hệ có thể quay quanh từngsao đơn ("đĩa trong") và bên ngoài khoang rỗng, xung quanh cả hệ sao ("đĩa ngoài").Ở giữa hai phần này của hệ, vật chất được truyền từ đĩa ngoài vào đĩa trong để nuôidưỡng các sao ở trung tâm (hoặc có thể cả hành tinh).Nghiên cứu của luận án sử dụng các quan sát thiên văn vô tuyến ở bướcsóng millimet/dưới-millimet phát ra bởi các phân tử CO (12CO, 13CO và C18O) và bụi.Phát xạ từ 12CO cung cấp thông tin về lớp phân tử gần với khí quyển của đĩa, cácđồng phân kém phổ biến hơn (13CO và C18O) cung cấp thông tin nằm sâu hơn tronglớp phân tử của đĩa. Phát xạ mm của bụi giúp nghiên cứu các tính chất trên mặtphẳng giữa của đĩa.Sau khi giới thiệu về chủ đề và đối tượng nghiên cứu, tôi trình bày về hình tháivà động học của đĩa khí và bụi của hệ sao. Tôi cũng trình bày mô hình truyền bức xạcủa đĩa ngoài sử dụng các đồng phân của CO. Đĩa ngoài của hệ tuân theo chuyểnđộng Kepler cho đến gần khoang rỗng, ∼160 au từ tâm sao, và tương đối lạnh. Nhiệtđộ khí CO và bụi lần lượt là 25K và 14K tại khoảng cách 200au, và giảm nhanh khikhoảng cách tới tâm tăng, T ∝ r−1. Việc trừ mô hình đĩa ngoài từ số liệu ban đầu biểulộ rõ ràng hơn phát xạ yếu của các phân tử khí trong khoang rỗng. Do đó, động họcvà điều kiện phát xạ của khí trong khoang rỗng có thể được đánh giá. Các phân tửkhí bên trong khoang rỗng bị chi phối bởi chuyển động quay, với sự đóng góp nhỏcủa chuyển động rơi được đánh giá vào cỡ 10–15% chuyển động Kepler. Nhiệt độkhí bên trong khoang rỗng trong khoảng 40–80 K, mật độ dài của khí CO và mật độkhối của H2 lần lượt là 1017cm−2 và 107cm−3. Tổng khối lượng khí trong khoang rỗnglà ∼1.6×10−4 Msun, tốc độ truyền vật chất từ đĩa ngoài vào đĩa trong được tính vàokhoảng ∼ 6.4×10−8 Msun yr−1. Các kết quả nghiên cứu này góp phần cung cấp mộtbức tranh tổng quát định lượng đầu tiên về tính chất vật lý của đĩa tiền hành tinhquay xung quanh một hệ đa sao trẻ có khối lượng thấp, nơi có khả năng hình thànhhành tinh.Một vài tính chất hóa học của đĩa tiền hành tinh GG Tau A cũng được nghiêncứu trong luận án này. Tôi trình bày về sự phát hiện lần đầu tiên H2S trong đĩa tiềnhành tinh, cũng như sự phát hiện lần đầu tiên DCO+, HCO+ và H13CO+ trong đĩa GGTau A. Kết quả phân tích số liệu thực nghiệm và mô hình hóa học cho thấy sự hiểubiết của chúng ta về hóa học các phân tử có chứa sulfur trong đĩa là chưa hoànthiện. Trong đĩa tiền hành tinh GG Tau A, khả năng phát hiện được phân tử hiếmnhư H2S có thể là nhờ vào khối lượng lớn của đĩa (lớn hơn khoảng 3–5 lần so vớicác đĩa tiền hành tinh nơi H2S đã từng được tìm kiếm). GG Tau A với đĩa tiền hànhtinh có khối lượng lớn là thích hợp để tìm kiếm các phân tử hiếm và nghiên cứu vềthành phần hóa học của đĩa có nhiệt độ thấp

Ce travail se situe dans le cadre de l'étude de la structure interne des étoiles de type solaire et, plus particulièrement, dans l'analyse des processus de transport dans l'intérieur radiatif. L'existence de ces processus est principalement mise en évidence par les anomalies de composition chimique observées dans les atmosphères de ces étoiles. Ici, nous présentons d'abord une révision de ces anomalies et portons une attention toute particulière à l'abondance du lithium, qui est particulièrement intéressante du fait de ses multiples implications astrophysiques. Nous présentons ensuite une révision des processus physiques invoqués depuis les années trente pour expliquer le comportement des abondances, et nous montrons qu'aucun de ces processus ne peut expliquer les données observationnelles. Dans la deuxième partie, nous approfondissons l'idée proposée par Press (1981) et reprise par Schatzman (1991): un processus de transport lié à la propagation des ondes internes dans l'intérieur radiatif. Ces ondes sont engendrées par les mouvements turbulents de la zone convective qui entoure la zone radiative dans les étoiles de faible masse. Nous développons un modèle cohérent depuis la production des ondes internes par la pénétration convective a la base de la zone convective, jusqu'au calcul du coefficient de diffusion associé aux processus dissipatifs subis par les ondes lors de leur propagation. Enfin, nous analysons la contribution de ce processus au mélange dans l'intérieur radiatif stellaire en confrontant les prédictions de notre modélisation avec les propriétés observationnelles des abondances superficielles de deux éléments légers, le lithium et le beryllium. Nous abordons également le rôle de ce processus diffusif dans les régions centrales de l'étoile et nous présentons des estimations de cet effet sur le flux de neutrinos solaires. Les résultats obtenus sont en accord avec les données observationnelles et confirment que l'on ne peut pas négliger le rôle des ondes de gravité dans une étude détaillée de la structure interne des étoiles.

Cette thèse est consacrée à l'étude des propriétés des oscillations quasi périodiques au kilo Hertz (kHz QPO) dans les systèmes binaires X de faible masse. Pour détecter les kHz QPO, mesurer leurs paramètres et suivre leur évolution dans le temps, j'ai développé des méthodes d'analyse qui s'appliquent aux données acquises par le satellite Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE). J'ai validé ces méthodes sur des données simulées. L'analyse des données de sept sources observées pendant 15 ans avec l'instrument Proportional Counter Array a mis en évidence la chute de cohérence des oscillations au-delà de 700-850 Hz pour tous les systèmes étudiés. Ce résultat obtenu par les précédentes études sur les sources 4U 1636-536, 4U 1608-52, 4U 1728-34, 4U 1735-444 et 4U 1820-303 est confirmé en utilisant un ensemble de données plus important. Cette chute de cohérence est observée pour la première fois pour les systèmes 4U 0614+09 et Aquila X-1. Dans l'hypothèse où celle-ci est la signature de la dernière orbite stable prédite par la relativité générale, la masse de l'étoile à neutrons est évaluée à 1.9-2.1 M. Cette masse, quoique élevée, est compatible avec certaines équations d'état de la matière super condensée. J'ai étudié la séparation en fréquence entre les kHz QPO jumeaux dans les systèmes 4U 0614+09 et Aquila X-1. Pour le système Aquila X-1, cette séparation en fréquence est mesurée pour la première fois à 280 Hz, proche de la moitié de la fréquence de rotation de l'étoile à neutrons (\mu_spin/2). Pour 4U 0614+09, la séparation est constante à 320 Hz et très différente de la fréquence à 414 Hz de l'oscillation détectée dans un sursaut X observé avec le BAT de SWIFT et assimilée à \mu_spin. Cette séparation est comparable à celle mesurée à partir d'un ensemble de données moins important. Dans le système 4U 0614+09, la séparation en fréquence ne serait pas liée à la fréquence de rotation de l'objet compact. J'ai étudié la distribution des rapports de fréquences des kHz QPO dans les systèmes Sco X-1, 4U 1636-536 et 4U 0614+09. Ces distributions sont piquées autour de 1.5. Je montre pour la première fois que cette distribution piquée est la conséquence directe de la dépendance en fréquence de la significativité statistique des kHz QPO. Du fait de la sensibilité limitée de l'instrument PCA et bien que toujours présents, les kHz QPO jumeaux sont détectés simultanément sur une bande en fréquence étroite, correspondant à des rapports de fréquence autour de 1.5. Ces distributions ne sont donc pas liées à l'existence de fréquences préférées dans le système; une prédiction forte du modèle de résonance.

L'une des prédictions fortes de la relativité générale d'Einstein repose sur la capacité de toute masse à courber l'espace-temps et par là-même à infléchir la course des rayons lumineux. Une conséquence directe est alors l'effet de lentille gravitationnelle: les images de sources situées en arrière-plan d'un objet massif sur la ligne de visée sont déformées, amplifiées voire démultipliées. Les amas de galaxies, structures les plus massives de l'univers, produisent l'effet le plus intense. Leur histoire, leur processus de formation, et leur état dynamique actuel constituent des éléments clés pour comprendre la formation et l'évolution de l'univers lui-même. La présente thèse se propose de comprendre et de contraindre la distribution de masse d'un échantillon d'amas de galaxies telle que l'on peut la mesurer grâce à l'effet de lentille gravitationnelle faible, par le biais d'une étude statistique des objets faiblement déformés permettant de mesurer l'intensité de la distorsion
One of the strongest predictions of Einstein's General Relativity is the ability of any mass to curve space-time and consequently to deflect light rays. One of its direct consequence is then the gravitational lensing effect: images of sources located in the background of a massive object lying on the line-of-sight are distorted, magnified or even splitted in multiple images. Galaxy clusters, the most massive structures in the Universe, are able to generate the strongest effect. The history, the formation process and the dynamical state of these entities are clues to understand the formation and the evolution of the Universe itself. This thesis aims at understanding and constraining the mass distribution of a sample of galaxy clusters measured from weak gravitational lensing, thanks to a statiscal study of weakly distorted objects

Les galaxies de faible masse constituent la population de galaxies la plus nombreuse à tous les âges de l'Univers, et sont légitimement considérées dans un contexte cosmologique comme les "éléments fondamentaux" de la croissance des galaxies. Dans l'Univers local, les galaxies de faible masse se trouvent principalement dans des amas de galaxies où elles se forment à partir de processus complexes de formation in-situ et d'événements d' accrétion. Cependant, les détails de la formation des galaxies de faible masse et de leurs processus d'évolution, ainsi que leurs rôles exacts dans la formation des galaxies plus massives sont encore très peu contraints. Ceci est dû en particulier aux difficultés technologiques associées à leur observation. Après une introduction sur les connaissances actuelles des galaxies de faible masse, je présente l'étude d'un échantillon de huit galaxies compactes dans l'amas de la Vierge. À l'aide de leur cinématique et de propriétés telles que l'âge et la métallicité de leur population stellaire estimées avec les données du spectrographe intégral de champ (IFS) GMOS/Gemini, je démontre que les propriétés des populations stellaires évoluent de manière continue avec la taille des galaxies, leurs masses, ainsi qu'avec leurs environnements, et ceci à la fois pour les galaxies de faible et de grande masse. Cela suggère que l'ensemble des processus physiques qui contrôlent les caractéristiques des galaxies sont similaires quelle que soit la masse des galaxies, mais en revanche, leurs influences individuelles varient doucement suivant la taille et la masse des galaxies. J'estime ensuite les histoires de formation stellaire de ces huit galaxies compactes ainsi que celles d'un échantillon de 20 galaxies de faible masse, et présente une étude de leur dépandence par rapport à l'environnement et la masse des galaxies. Ainsi, grâce à cette étude, je mets en avant à la fois le rôle important de l'environnement mais également celui des galaxies les plus massives dans le contrôle de la formation et de l'évolution des galaxies de faible masse. Mais les processus d'évolution des galaxies sont complexes et les galaxies de l'Univers local sont seulement leurs produits finaux, ce qui ne donne que peu de contraintes sur l' évolution des galaxies au début de l'histoire de l'Univers. Je montre alors à l'aide d'observations de la galaxie NGC3115 obtenues avec l'IFS MUSE/VLT, que les cartes de cinématique et de populations stellaires de galaxies couvrant une grande surface et ayant une grande résolution spatiale sont des éléments clés pour révéler l'histoire d'assemblage de la masse des galaxies, et donc leur formation et leur évolution au cours de toute l'histoire de l'Univers. Pour mieux contraindre la formation des galaxies de faible masse, j'utilise donc les observations profondes de l'instrument MUSE/VLT dans le champ de Hubble (HDFS) pour étudier un échantillon de dix galaxies à des décalages spectraux intermédiaires. J' estime pour la première fois la cinématique stellaire de galaxies situées entre z ~ 0.2 - 0.7 et montre que le degré de rotation et de dispersion de vitesse stellaire est en accord avec les précédentes études portant sur la cinématique de leur gaz. De telles informations, confrontées aux modèles d'évolution de galaxies aideront ainsi à mieux comprendre la croissance en masse des galaxies ainsi que l'origine des galaxies de faible masse de l'Univers local
Low-mass galaxies form the most numerous galaxy population in the Universe at all cosmic times, and are legitimately considered as the "building-blocks" of galaxy formation in a cosmological context. In the local Universe, low-mass galaxies are preferentially found in galaxy clusters where they form through a complex chain of in-situ formation and accretion events. However, the detailed formation and evolution processes of low-mass galaxies, and their exact roles in the formation of more massive galaxies are still poorly constrained, in particular due to challenging observations. After setting the scene with an introduction on our current understanding of low-mass galaxies, I present the study of a sample of eight compact low-mass galaxies in the Virgo cluster. I derive their stellar kinematics as well as the age and metallicity of their stellar content from GMOS/Gemini Integral Field Spectrograph (IFS) data, and demonstrate that the stellar population properties evolve smoothly with galaxy size, mass and environment over the full range of galaxy mass. This suggests that a similar set of physical processes is at play on both low- and high-mass galaxies, but the relative efficiency of each of these processes in shaping galaxies varies smoothly from the low- to the high-mass ends. I then derive their star formation histories as well as those of a sample of 20 more extended typical low-mass galaxies, and present a study of their dependencies on the environment and the mass of their host galaxy. As a result, I underline through this work that the environment as well as the most massive galaxies play an important role in controlling the formation and evolution of low-mass galaxies. But local galaxies only represent the end products of a complex evolution path, leaving ambiguity about the early evolution of galaxies. However, I then show with the help of IFS observations of the nearby galaxy NGC3115 obtained with MUSE/VLT, that two-dimensional maps of the kinematics and stellar populations of galaxies, with large spatial coverage and high spatial resolution, are keys to unveil their whole mass assembly history, and thus their formation and evolution through all cosmic times. Thus, to better constrain the evolution of low-mass galaxies, I use deep MUSE/VLT observations in the Hubble Deep Field South to study low-mass galaxies at intermediate redshift. I derive for the first time the spatially resolved stellar kinematics of a sample of ten galaxies at a redshift between z ~ 0.2 - 0.7, and show that the stellar rotation amplitude and velocity dispersion are in agreement with previous studies of their gas kinematics. Such information put into the light of current galaxy evolution models will help to better understand the growth of stellar mass in galaxies and the origins of today low-mass galaxies

La galaxie M31 présente une morphologie atypique pour une galaxie spirale avec sa structure en deux anneaux (un anneau intérieur, excentré à 1 kpc et un anneau extérieur à 10 kpc) dans lesquels on trouve la majorité de la masse gazeuse de la galaxie. Avec une région circum-nucléaire spécialement peu dense en gaz et dont la formation d’étoile est particulièrement passive, il semble que le réservoir de gaz du noyau d’Andromède soit épuisé. Les raisons derrière cette absence de gaz sont encore ouvertes à la discussion, entre autre on propose l’effet des rétroactions stellaires suite à des pics de formation d’étoiles récentes, une chute du gaz dans le trou noir central ou encore une collision avec la galaxie M32 qui aurait redistribué le gaz dans les anneaux de M31. Cette thèse se propose d’explorer la densité de gaz dans les 165 pc centraux de M31 à l’aide de données interférométriques. Nous avons produit un catalogue de 12 nuages moléculaires et, en nous appuyant sur des données GALEX, SDSS, 2MASS et SPITZER, nous avons la distribution d’énergie spectrale. Cette dernière est compatible avec un modèle SED combinant une contribution significative d’étoiles âgées de 8 Gyr et une contribution plus mod- este d’étoiles de 200 Myr. L’étude des PAH dans la zone d’influence du trou noir est compatible avec l’existence d’un récent pic de formation d’étoiles. Nous proposons une nouvelle carte de la densité de surface de formation d’étoiles dans le noyau de M31. Nos travaux confirment la faible densité de gaz et de formation d’étoiles dans la région, nous estimons la masse de gaz totale à (8.4 ± 0.4) × 10^4 M⊙ et posons une borne supérieure égale à 1.2 × 10^−3 M⊙yr^−1kpc^−2 pour la densité de surface de formation d’étoiles
The galaxy M31 shows an atypical morphology for a spiral galaxy, with its two rings struc- ture (the eccentric 1 kpc inner ring and the outer 10 kpc ring) which contains most of the gaz mass of the galaxy. Its circum-nuclear region is especially empty and star formation seems absent, leading us to expect Andromeda’s nucleus gaz reservoir to be depleted. Explanations for this phenomenon are still up for debate. The main hypothesis include stellar feedback triggered by a recent starburst, gaz infall in the black hole or a head-on collision with M32 which could have redistributed the gaz in M31 rings. In this thesis, we use interferometric data to explore the gaz density within the central 165 pc of M31. We produce a 12 molecular clouds catalog and rely on GALEX, SDSS, 2MASS and SPITZER data to study the spectral energy distribution. It showed to be consistent with a combination of SED models with a strong contribution of a 8 Gyr old stellar population and a modest contribution of 200 Myr old stellar population. The study of the PAH in the black hole sphere of influence is compatible with the existence of a recent starburst. We create a new SFR map for M31 nucleus. Our work confirms the low density of molecular gaz and star formation in the circum-nuclear region. We estimate the total gas mass (8.4 ± 0.4) × 10^4 M⊙ and set an upper limit for the surface density SFR 1.2 × 10^−3 M⊙yr^−1kpc^−2

Sigma, premier telescope spatial d'imagerie gamma, a ete lance a bord du satellite sovietique granat le 1er decembre 1989, depuis la base de baikonour. Sigma realise des images de la voute celeste dans la gamme d'energie allant de 30 kev a 1. 3 mev, avec une resolution angulaire d'environ 15 minutes d'arc et une precision de localisation de 1 a 2 minutes. Dans la gamme d'energie consideree, la diffusion compton etant le processus d'interaction dominant pour les photons, la reponse spectrale de sigma a une source monoenergetique e0 est un continuum de forme complexe, s'etalant de 30 kev a e0. De ce fait, restituer les spectres continus des sources observees, a partir des spectres detectes necessite une connaissance precise de la reponse spectrale de l'instrument. Dans le cas de sigma, la reponse spectrale a ete modelisee a l'aide de simulations monte carlo. La modelisation de l'ensemble du telescope sigma et la validation du modele se sont appuyees sur des mesures experimentales effectuees en laboratoire avant et apres le lancement. Nous presenterons les resultats de ces simulations ayant abouti a la realisation de la matrice de calibration utilisee actuellement dans le traitement des donnees vol. La majeure partie des sources detectees par sigma est constituee de systemes binaires de faible masse ou l'objet compact est, soit une etoile a neutrons, soit un trou noir. Nous presenterons les resultats de sigma concernant trois de ces sources: terzan ii, ks1731-260, et trax-1. Nous insisterons tout particulierement sur les proprietes spectrales des systemes avec etoile a neutrons, les observations de sigma ayant demontre pour la premiere fois leur aptitude a emettre au-dela de 100 kev. Grace a sigma, l'emission haute energie (e>30 kev) n'est plus consideree comme une propriete spectrale caracterisant uniquement les candidats trou noir. A la fin de son evolution, un systeme binaire de faible masse avec etoile a neutrons peut donner naissance a un pulsar milliseconde. A partir des observations sigma de l'amas globulaire 47 toucan, nous discuterons des differents mecanismes d'emission de ces objets, en particulier ceux lies aux processus d'evaporation du compagnon

L'eau (H2O) est une des molécules les plus abondantes du milieu interstellaire. En plus d'être un ingrédient nécessaire à l'apparition de la Vie, elle joue également un rôle important dans le processus de formation stellaire à travers le refroidissement du gaz chaud et contrôle aussi la chimie de nombreuses autres espèces, que ce soit en phase gazeuse ou à la surface des grains. Étudier sa forme deutérée HDO constitue un moyen unique, à travers l'estimation du rapport HDO/H2O, de contraindre les mécanismes de formation de l'eau ainsi que de mieux comprendre l'origine de l'eau des océans terrestres. Les résultats récents obtenus avec le satellite Herschel montrent en effet que le rapport HDO/H2O observé dans les comètes est similaire à celui mesuré dans les océans (~ 1.5 10-4), suggérant que l'eau pourrait avoir été apportée sur Terre par les comètes lors de grands bombardements (Hartogh et al. 2011). Dans cette thèse, je me suis intéressée à l'étude de l'eau deutérée durant les premières étapes de la formation stellaire, la phase de Classe 0, qui précèdent la formation du disque proto-planétaire menant à la naissance des planètes et des comètes. En modélisant avec un code 1D de transfert radiatif hors-Equilibre Thermodynamique Local les profils des nombreuses raies de HDO et H218O observées avec l'instrument HIFI (Heterodyne Instrument for Far-Infrared) de l'Observatoire Spatial Herschel et des télescopes terrestres (IRAM, JCMT), j'ai déterminé des rapports HDO/H2O de la proto-étoile de type solaire IRAS 16293-2422 de l'ordre de 2% dans le hot corino, la partie interne de l'enveloppe suffisamment chaude (T>100 K) pour que les molécules d'eau collées à la surface des grains désorbent en phase gazeuse, et de 0.5% dans l'enveloppe externe plus froide. Grâce à ce travail (Coutens et al. 2012), la présence en avant-plan d'une couche d'absorption riche en eau a été mise en évidence observationnellement pour la première fois. Elle pourrait être due à des processus de photo-désorption des molécules d'eau piégées dans les manteaux de glace des grains, en bordure de nuage moléculaire, par le champ interstellaire UV. Les estimations des rapports HDO/H2O ainsi que D2O/HDO dans cette source permettent de contraindre les conditions de formation de l'eau dans ce type d'objet et suggèrent notamment que l'eau se serait probablement formée avant l'effondrement gravitationnel du nuage. Cette étude a ensuite été étendue à d'autres proto-étoiles de type solaire NGC 333 IRAS4A et NGC1333 IRAS4B pour lesquelles j'ai estimé les abondances d'eau deutérée et constaté qu'une couche d'absorption étendue entourait également ces sources. Les rapports HDO/H2O élevés de la proto-étoile IRAS 16293-2422 suggèrent que des mécanismes nécessaires à la diminution de ces rapports isotopiques prennent place entre l'étape de Classe 0 et la formation des comètes. Il faudra néanmoins étudier un plus grand échantillon de proto-étoiles pour savoir si cette tendance est générale ou non. Les abondances de HDO obtenues dans les proto-étoiles NGC1333 IRAS4A et NGC1333 IRAS4B serviront donc à de prochaines estimations des rapports HDO/H2O. Enfin, je me suis également attachée à étudier l'eau deutérée dans des sources proto-stellaires beaucoup plus massives et plus lumineuses que les proto-étoiles de type solaire et présente ici le cas de la région HII ultra-compacte G34.26+0.15.

La découverte de plus de 900 planètes autour d’autres étoiles que le Soleil rend notre époque excitante. Ces systèmes planétaires nous ont fait changer notre perception du monde qui était jusqu’alors basée sur nos connaissances du système solaire. Certains systèmes détectés sont beaucoup plus compacts que notre système solaire et les planètes se trouvent extrêmement proches de leur étoile. Pour comprendre la structure de ces systèmes et leur évolution, il est important d’étudier les effets de marée.Les missions d’observations des exoplanètes commencent à détecter des planètes de moins en moins massives dans la zone autour d’une étoile appelée zone habitable. La zone habitable est définie comme la plage de distances orbitales pour laquelle une planète ayant une atmosphère peut avoir de l’eau liquide à sa surface. L’étude du climat des exoplanètes, étant donné un flux et un spectre stellaire, est importante pour la caractérisation de l’atmosphère de ces exoplanètes (que JWST sera en mesure de faire).Dans cette thèse, ces problématiques d’évolution dynamique de systèmes planétaires et de climats de planètes sont développées pour le cas de systèmes planétaires orbitant des naines brunes et des étoiles de faible masse dans le but futur de contraindre des paramètres des modèles de marée ou des observations. Dans un premier temps, j’ai traité le cas de l’évolution par effet de marée d’une planète orbitant une naine brune, une naine M ou une étoile de type solaire dont l’évolution du rayon est prise en compte. L’objectif était d’étudier l’influence de la contraction de l’étoile (ou naine brune) sur l’évolution orbitale des planètes. Dans un deuxième temps, j’ai cherché à étudier l’influence des effets de marée sur l’évolution dynamique d’un système multiplanétaire orbitant une naine brune, une naine M ou une étoile de type solaire dont l’évolution du rayon est aussi prise en compte.Ces deux projets permettent d’aborder le problème de l’habitabilité des planètes au- tour de ces objets, en particulier autour des naines brunes qui refroidissent avec le temps. En effet, une planète se trouvant dans la zone habitable d’une naine brune se situe suffisamment proche de la naine brune pour ressentir l’influence des effets de marée. Ainsi, des paramètres importants pour l’étude des climats sont en partie déterminés par les effets de marée – paramètres comme l’excentricité et l’obliquité entre autres. Dans cette thèse, cette problématique est succinctement abordée en vue d’une poursuite en post-doctorat
The discovery of more than 900 planets orbiting other stars than our Sun makes this period very exciting. Our knowledge which was based on the Solar System has been challenged by new planetary systems which are very different from our system. Some of them are much more compact than the Solar System. Some planets are located extremely close-in from their star, within the orbital distance of Mercury, in a region where tidal effects are important. Understanding the structure of the known exoplanetary systems and the future ones requires to take into account the physics of tidal evolution.The missions dedicated to the finding of exoplanets are beginning to detect less massive planets in the habitable zone of their host star. The habitable zone is here defined as the range of orbital distances where a planet with an atmosphere can sustain liquid water at its surface. The study of the climate of exoplanets, given a stellar flux and spectra, is important for the characterization of planetary atmosphere – which JWST will make possible.This thesis provides a study of the dynamical and tidal evolution of planetary systems orbiting evolving brown dwarfs and low mass stars in order to constrain some tidal parameters and in the case of planets around brown dwarfs put some constrains on observability. First, I studied the tidal evolution of single-planet systems orbiting a brown dwarf, a M-dwarf or a Sun-like star whose radius evolution is taken into account. The aim of this study was to study the influence of the contraction of the brown dwarf or star on the orbital evolution of the planets. Second, I endeavored to study the tidal evolution of multiple-planet systems orbiting a brown dwarf, a M-dwarf or a Sun-like star whose radius evolution is also taken into account.These two projects allow me to study the question of the habitability of planets orbiting those objects, in particular orbiting brown dwarfs which are known to cool down with time. A planet orbiting a brown dwarf in its habitable zone is sufficiently close to the brown dwarf to feel tidal effects. So parameters such as the eccentricity or obliquity, which are important for the climate are partially determined by tides. In this thesis, this question is briefly addressed but will be deepened in a future post-doc

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

Cette thèse s'attache à l'étude du milieu interstellaire (MIS) des galaxies proches afin de mieux comprendre les processus physiques de ses composantes de gaz et de poussière. Nous nous sommes principalement concentrés sur les galaxies de faible métallicité pour étudier l'influence de l'enrichissement en métaux sur les propriétés du MIS. Les études précédentes ont montré que les densités spectrales d'énergie (SED) des galaxies à faible métallicité présentaient des différences notables avec celles des galaxies plus massives. Le rapport en masse poussière sur gaz (D/G) semble d'ailleurs dépendre de la métallicité. L'observation de ces galaxies conduit souvent à la détection d'un excès submm qui n'est pas pris en compte dans la modélisation actuelle des SEDs. Des études complémentaires sont donc nécessaires pour comprendre les phénomènes physiques liés aux différentes populations de grains de poussière responsables de l'émission IR/submm et d'en sonder les composantes froides. Nous avons adopté une approche multi-longueur d'onde pour modéliser les SEDs de 4 galaxies à faible métallicité observées avec LABOCA (870 μm). La fraction de poussière froide de ces galaxies semble être importante au regard de leur masse totale. Certains D/Gs ne correspondent pas aux prédictions des modèles d'évolution chimique et suggérent la présence de réservoirs de gaz moléculaire non détecté par les observations actuelles en HI et CO. Nous avons élargi cet échantillon à un intervalle plus varié de métallicité et montré que les contraintes submm affectent significativement la masse de poussière totale. La modélisation des galaxies riches en poussière dont les SEDs piquent généralement à grande longueur d'onde nécessite des contraintes submm pour échantillonner à la fois le pic et la pente submm de leur SED. Les galaxies à faible métallicité, quant à elles, peuvent présenter un excès en submm. Cet excès a des conséquences importantes sur la quantification de la masse de poussière et sur la caractérisation de cette poussière froide. Il nous fallait maintenant faire l'inventaire complet de cette population froide de grains et résoudre les principaux acteurs de l'émission IR et submm dans les régions massives de formation d'étoiles et dans les nuages moléculaires. Nous avons obtenu des observations LABOCA du complexe N158/N159/N160, une région intense de formation d'étoiles dans le Grand Nuage de Magellan, située au sud de 30 Doradus. La proximité du nuage de Magellan nous permet de résoudre des structures de quelques parsecs à 870 μm avec LABOCA. Cela permet d'effectuer une étude spatiale de l'évolution des SEDs à travers le complexe afin d'étudier la distribution de température des grains. Je compare également la distribution IR et submm avec les observations déjà disponibles en HI, CO et Hα afin notamment de réaliser une étude spatiale du D/G. Je présente enfin les premières images Herschel des galaxies NGC 6822 et NGC 1705 observées lors de la phase SD du télescope lancé en mai 2009. Pour NGC 6822, nous avons modélisé les SEDs de régions HII ainsi que de régions moins actives. Les SEDs des régions HII présentent des intervalles de températures plus chauds. Nous obtenons des masses de poussières importantes lorsque les graphites sont utilisés pour décrire la poussière carbonnée. L'utilisation de grains de carbone amorphe diminue ces masses de poussière. Cela semble indiquer que les modèles de SED incluant des données Herschel nécessitent l'utilisation des propriétés différentes des poussière.

Au moment d'écrire ma Thèse plus de 900 exoplanètes été annoncées et plus de 2700 planètes détectées par le télescope spatial Kepler sont en attente d'être confirmées. La haute précision des spectres et des courbes de lumière obtenue dans les relevés Doppler et transit, permet l'étude détaillée des paramètres des étoiles hôtes, et ouvre la possibilité d'enquêter sur les corrélations étoile planètes. En outre, la détermination des paramètres stellaires avec précision est un besoin critique pour déterminer les paramètres planétaires, à savoir, la masse, le rayon et la densité.Dans le cas des naines FGK, la détermination des paramètres stellaires est bien établie et peut être utilisée avec confiance pour étudier la relation planète-étoile ainsi que pour obtenir les paramètres planétaires avec une grande precision. Cependant, ce n'est pas le cas pour les naines M, les étoiles les plus communes de la Galaxie. Par rapport à leurs cousines plus chaudes, les naines M sont plus petites, plus froides, et plus faiblement lumineuses, et donc plus difficile à étudier. Le plus grand défi qui concerne les naines M est lié à la présence de milliards de lignes moléculaires qui gomme le continuum et rend l'analyse spectrale classique presque impossible. Trouver des fac ̧ons nouvelles et novatrices pour surmonter cet obstacle et obtenir une mesure des paramètres stellaires est l'objectif principal de cette Thèse .Pour l'atteindre, j'ai concentré mes recherches sur deux approches méthodologiques, photométrique et spectroscopiques. Mon premier travail avait pour objectif d'établir l'étalonnage de métallicité pho- tométrique précis. Par manque de binaires FGK+M avec de bonnes données photométriques je ne pouvais pas atteindre cet objectif. Il m'a cependant était possible, avec les données disponibles, de comparer les étalonnages photométriques déjà établies et légèrement améliorer le meilleur d'entre eux, comme décrit au Chapitre 3.Puis, je me suis concentré sur les approches spectroscopiques pour obtenir des paramètres stel- laires plus précis pour les naines M. À cette fin, j'ai utilisé des spectres HARPS de haute résolution et développé une méthode pour mesurer les lignes spectrales sans tenir compte du continuum . En utilisant cette méthode, je créé un nouvel étalonnage visible avec une précision de 0.08 dex pour [Fe/H] et 80 K pourTeff .Ce travail est détaillé dans le Chapitre 4.Finalement , j'ai également participé à l'amélioration des paramètres de l'étoile GJ3470 et de sa planète, où mon expertise dans les paramètres stellaires de naines M avait un rôle important. Les détails concernant cette enquête sont présentés dans le Chapitre 5
At the time of writing of this Thesis more than 900 planets have been announced and about 2700 planets from the Kepler space telescope are waiting to be confirmed. The very precise spectra and light curves obtained in Doppler and transit surveys, allows the in-depth study of the parameters of the host stars, and opens the possibility to investigate the star-plant correlations. Also, determining the stellar parameters with precision is critical for more precise determinations of the planetary parameters, namely, mass, radius, and density.In the case of the FGK dwarfs, the determination of stellar parameters is well established and can be used with confidence to study the star-planet relation as well as to obtain precise planetary parameters. However, this is not the case for M dwarfs, the most common stars in the Galaxy. Compared to their hotter cousins, M dwarfs are smaller, colder, and fainter, and therefore harder to study. The biggest challenge regarding M dwarfs is related to the presence of billions of molecular lines that depress the continuum making a classical spectral analysis almost impossible. Finding new and innovative ways to overcome this obstacle in order to obtain precise stellar parameters is the goal of this Thesis.To achieve this goal I focused my research into two main avenues: photometric and spectroscopic methods. My initial work had the objective of establishing a precise photometric metallicity calibration, but I could not reach this goal, as I did not have enough FGK+M binaries with good photometric data. However, it was possible, with the available data, to compare the already established photometric calibrations and slightly improve the best one, as described in Chapter 3.Then, I focused on spectroscopic approaches with the aim of obtaining precise M dwarf parame- ters. To this end I used HARPS high-resolution spectra and developed a method to measure the spectral lines disregarding the continuum completely. Using this method I established a new visible calibration with a precision of 0.08 dex for [Fe/H] and 80 K for Te f f . This work is detailed in Chapter 4.Finally, I also participated in the refinement of the parameters of the star GJ3470 and its planet, where my expertise in stellar parameters of M dwarfs had an important role. The details regarding this investigation are shown in Chapter 5
No momento em que escrevo esta Tese, o número de planetas anunciados já ultrapassou os 900 e os cerca de 2700 candidatos detectados pelo telescópio espacial Kepler esperam por confirmação. Os espectros e as curvas de luz obtidos nos programas de procura de planetas permitem, também, o estudo em profundidade dos parâmetros das estrelas com planetas e abrem a possibilidade de investigar a relação estrela-planeta. Neste contexto, a determinação com precisão dos parâmetros estelares é crítica na determinação precisa dos parâmetros planetários, nomeadamente, a massa, o raio e a densidade.No caso das anãs FGK, os métodos de determinação dos parâmetros estelares estão bem estabelecidos e podem ser usados com confiança no estudo da relação estrela-planeta, assim como na obtenção de parâmetros planetários precisos. No entanto, não é esse o caso para as anãs M, as estrelas mais comuns da nossa Galáxia. Ao contrário das suas primas, as estrelas M são mais pequenas, frias e ténues e, assim sendo, mais difíceis de estudar. O grande entrave no estudo das estrelas M está relacionado com a presença de biliões de linhas moleculares que deprimem o contínuo espectral, fazendo com que uma análise espectral clássica se torne quase impossível. A procura de métodos inovadores que possibilitem ultrapassar este obstáculo, tendo em vista a obtenção de parâmetros precisos, é o objectivo desta Tese.Tendo em conta esse objetivo, foquei os meus esforços em duas linhas principais de pesquisa, baseadas em métodos fotométricos e métodos espectroscópicos. O meu trabalho inicial tinha como objetivo o estabelecimento de uma calibração fotométrica para a metalicidade, mas não me foi possível atingir esse objetivo, pois não tinha sistemas binários FGK+M suficientes com bons dados fotométricos. No entanto, foi possível, com os dados disponíveis, comparar as calibrações fotométricas existentes e refinar ligeiramente a melhor delas, como descrito no Capítulo 3.Após este trabalho passei a concentrar-me em técnicas espectroscópicas de obtenção de parâmetros estelares em estrelas M. Tendo em mente esse objetivo, usei espectros HARPS de alta resolução para desenvolver um novo método de medição de linhas espectrais independente do contínuo espectral. Seguidamente, usei este método no desenvolvimento de uma nova calibração de metalicidade e temperatura efectiva em estrelas M na região do visível, através da qual consegui atingir uma precisão de 0.08 dex para a [Fe/H] e de 80 K para a temperatura. Este trabalho está descrito no Capítulo 4.Ao mesmo tempo colaborei na determinação com precisão dos parâmetros da estrela GJ3470 e do seu planeta, onde a minha proficiência na determinação de parâmetros estelares em anãs M teve um papel importante. Os detalhes relacionados com este trabalho de investigação estão descritos no Capítulo 5

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.

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

De par le rôle central que jouent les étoiles dans l'astrophysique moderne, la compréhension de leur formation est un des principaux enjeux actuels de la discipline. Les étoiles se forment dans les nuages de gaz du milieu interstellaire. Ce milieu est magnétisé et turbulent ; la formation des étoiles est ainsi un phénomène complexe, non-linéaire et multi-échelle. Dans ce contexte, les processus de formation stellaire, et en particulier la formation des disques protostellaires et des systèmes multiples -- c'est à dire d'étoiles liées gravitationnellement -- sont encore mal compris. Les simulations numériques sont donc essentielles pour permettre de faire progresser notre connaissance de ces phénomènes. Ce travail de thèse se divise en deux parties, dédiées à l'étude des phases précoces de la formation des étoiles. La première partie sera centrée sur les simulations numériques que j'ai réalisées durant ma thèse, pour étudier la formation des disques protostellaires et des systèmes multiples. Le champ magnétique, lorsqu'il est suffisamment intense, est à l'origine d'un transport efficace du moment cinétique, qui peut empêcher la formation des disques protostellaires et inhiber la fragmentation du cœur. Sera d'abord présentée une étude analytique et numérique montrant l'importance de la géométrie de l'effondrement sur le transport du moment cinétique. En effet, lorsque le champ magnétique et l'axe de rotation du cœur préstellaire ne sont pas alignés, le freinage magnétique se révèle moins efficace, pouvant permettre la formation des disques. L'influence de la turbulence sur la diffusion du champ magnétique, la formation des disques, la fragmentation et les flots bipolaires -- traceurs importants de la formation stellaire -- sera ensuite étudiée. La turbuence permet de diffuser efficacement le champ magnétique des régions internes du cœur en effondrement et provoque également un basculement de l'axe de rotation du cœur, ce qui réduit le freinage magnétique. Des disques massifs peuvent alors se former et fragmenter. La deuxième partie de ce manuscrit se concentrera sur des observations synthétiques réalisées à partir de nos simulations. Trois types d'observations synthétiques ont été réalisées : des cartes en densité de colonne, des distributions spectrales d'énergie ainsi que des amplitudes de visibilité. Ces observations seront comparées à des modèles analytiques, suivant une procédure habituellement utilisée dans les études observationnelles, afin de tenter d'en déduire les propriétés des disques.

Les amas globulaires contiennent deux classes de sources X se différenciant par leur luminosité. Tout d'abord, les sources X brillantes (Lx>10^36 ergs/s), qui sont des binaires X de faible masse identiques à celles contenues dans le disque galactique. La seconde classe regroupe les objets de luminosité X faible (LX<10^34.5 ergs/s). Elle est composée d‟objets de natures diverses, principalement des systèmes binaires où l'accrétion de matière sur l'un des deux composants (une étoile à neutrons, une naine blanche) est responsable de l'émission X observée. Déterminer la population de sources X des amas globulaires permet donc d'étudier les mécanismes de formation des systèmes binaires, lesquels jouent un rôle fondamental dans l'évolution des amas globulaires en assurant leur équilibre dynamique. Cette thèse est centrée sur l'étude des populations X de 4 amas globulaires observés avec les satellites XMM-Newton ou Chandra : Omega Cen, M13, M22 et NGC 6366. Notre échantillon nous a permis d‟étudier les populations de sources X faibles et de tester les scénarii de formation des binaires en fonction de divers paramètres comme la masse, la taille et la densité stellaire de l‟amas. Nous avons associé des sources X faibles à chaque amas (respectivement 30, 5, 2 et 1). Ces sources se trouvent dans le coeur des amas. Nous avons également détecté un excès significatif de sources dans les régions externes d‟Omega Cen. Nous avons enfin découvert une binaire X de faible masse avec une étoile à neutrons dans M13 (sa contrepartie a été recherchée dans les données du télescope spatial Hubble). Nous montrons que le nombre de binaires X de faible masse avec une étoile à neutrons contenues dans un amas est corrélé avec le taux de collision stellaire. Ceci pourrait indiquer que ces binaires sont formées par la capture gravitationnelle par une étoile à neutrons d‟un autre astre dans le coeur des amas. Nous avons également étudié les mécanismes de formation des autres catégories de binaires.

L'un des buts majeurs de l'astrophysique moderne est de comprendre la formation du Système Solaire. Puisque les protoétoiles de faible masse sont des soleils en formation, l'étude de ces objets est un des meilleurs moyens d'étudier le processus de formation du Soleil et de son système planétaire. Dans ma thèse, je me suis concentrée sur la chimie des premières phases d'évolution des protoétoiles de faible masse en étudiant les molécules organiques complexes dans des sources de Classe 0, qui représentent les phases les plus jeunes connues. De telles molécules ont été découvertes dans IRAS16293-2422, le prototype des sources de Classe 0, démontrant l'existence des ``hot corinos'', des régions où les manteaux des grains subliment. Certaines de ces molécules ont aussi été observées dans des comètes de notre Système Solaire, soulevant la question de savoir si (et auquel cas, comment) la chimie des Classes 0 affecte la composition chimique de la matière du disque protoplanétaire incorporée dans les comètes et autres corps planétaires. Cependant, il est d'abord nécessaire de déterminer si les hot corinos sont omniprésents dans les protoétoiles de faible masse, ou si IRAS16293-2422 est une exception. Ceci était le premier but de ma thèse. L'approche consistait principalement à observer trois sources de Classe 0 pour chercher des molécules organiques complexes. J'ai ainsi découvert et/ou confirmé trois hot corinos de plus. Le second but était de contraindre la taille de la région d'émission des molécules complexes au moyen d'observations interférométriques des deux hot corinos les plus brillants : cette émission est compacte (<150 AU), avec, dans l'un des cas, une composante étendue provenant de l'enveloppe externe. Le troisième but avait pour lieu de confronter les voies de formation possibles des molécules complexes avec les résultats de mes observations pour essayer de distinguer si ces molécules se forment en phase gazeuse ou à la surface des grains. Bien que mes données ne puissent éliminer aucun des deux cas, elles semblent favoriser le second type de formation. De plus, la comparaison entre hot corinos et leurs homologues massifs, les hot cores (qui montre que les molécules complexes sont relativement plus abondantes dans les hot corinos), soutient également la formation à la surface des grains
One of the major goals of modern astrophysics is to understand the formation of our Solar System. Since low-mass protostars are suns in the making, the study of these objects and their environment provides one of the best ways to investigate the Sun's formation process and to peek in the past history of our Solar System. In my thesis, I focused on the chemistry occuring in Class 0 sources (the earliest known phases in the evolutionary scenario of low-mass protostars) by studying complex organic molecules in their envelopes. Such molecules have been discovered in IRAS16293--2422, the prototype of Class 0 sources, proving the existence of hot corinos, the inner regions of the protostellar envelope where the icy grain mantles sublimate. Some of these molecules have also been observed in comets in our Solar System, raising the question of whether (and if so, how) the chemistry of Class 0 objects affects the chemical composition of the protoplanetary disk material from which comets and other planetary bodies form. However, it is first necessary to determine whether hot corinos are ubiquitous in low-mass protostars or if IRAS16293-2422 is an exception. This was the first goal of my thesis. The approach consisted mainly in observing three Class 0 sources to search for complex organic molecules. I thereby discovered and/or confirmed three more hot corinos. The second goal was then to constrain the size of emission of complex molecules. For this, I carried out interferometric observations of the two brightest hot corinos: this emission is compact (<150 AU) with, in one of the sources, an extended component originating from the cooler, less dense outer envelope. The third goal consisted in confronting the possible formation pathways with the results of my observations to try and discriminate whether complex organic molecules form via gas-phase or grain-surface reactions. Although it was not possible to arrive at a definite answer, my data seem to favor the later formation route. Moreover, the comparison of hot corinos and their high-mass analogs, the hot cores (showing that complex molecules are relatively more abundant in hot corinos), also support grain-surface synthesis of these molecules

Cette thèse présente l'étude de la rotation des étoiles de faible masse (entre 0,5 et 1,2 M.) pendant leurs phases pré-séquence principale, depuis les T Tauri âgées de quelques millions d'années, et séquence principale, à quelques milliards d'années. Deux approches complémentaires ont été utilisées: les observations apportent de nouvelles mesures de rotation de ces objets et la modélisation permet de comprendre les processus physiques mis en jeu. Les observations ont porté essentiellement sur les amas jeunes, IC4665, Alpha Persée et les Pléiades. Dans ces amas, les étoiles de type solaire sont à un âge charnière entre la phase pré-séquence principale et la séquence principale. Alors qu'un grand pourcentage d'étoiles tournent à des vitesses inférieures à 10 km.s-1 , leurs vitesses de rotation exactes n'étaient pas connues à cause des limites de résolution instrumentales. Grâce aux instruments CORAVEL et ELODIE de l'OHP, toutes les vitesses de rotation sont maintenant résolues dans & Persée et les Pléiades pour les étoiles de masse comprise entre 0,6 et 1,1 M. . Les distributions de vitesse équatoriales en fonction de la masse ont été construites dans les deux amas et sont comparées aux modèles. Un modèle d'évolution du moment cinétique a été développé, qui permet de prendre en compte l'évolution pré-séquence principale: les changements de structure interne, l'effet d'un disque d'accrétion, la perte de moment cinétique à la surface et le transfert de moment cinétique entre le coeur et l'enveloppe. Les nouvelles données apportent des contraintes fortes quand au transport de moment cinétique dans les intérieurs stellaires. Dans les étoiles en rotation rapide, un transfert très efficace du moment cinétique permet à l'étoile de garder une rotation quasi-solide pendant toute son évolution, de la phase T Tauri jusqu'à l'âge du Soleil, en accord avec les observations de l'intérieur solaire. Par contre, l'existence même d'un grand nombre de rotateurs lents nécessite un découplage entre le coeur et l'enveloppe, avec un temps caractéristique de couplage de 100 millions d'années. L'évolution de la vitesse de ces rotateurs très lents au début de la séquence principale, pendant laquelle leur vitesse varie très peu, est également en accord avec un temps de couplage très long.

L'outil développé dans le cadre de cette thèse est disponible à l'adresse suivante: www.astro.umontreal.ca/~malo/banyan.php
Près de 70% des étoiles de la Galaxie ont une masse inférieure à ~0.8 Msun. Cependant, étant donné que ces étoiles sont plus difficilement observables en raison de leur plus faible luminosité, cette statistique ne reflète pas le recensement actuel de la population d'étoiles de faible masse dans le voisinage solaire, ni dans les groupes cinématiques d'étoiles jeunes. Cette population a une grande importance pour contraindre la forme de la fonction de masse Galactique, et aussi pour contraindre les modèles évolutifs. Les étoiles de faible masse sont aussi d'excellentes cibles pour la recherche d'exoplanètes avec des techniques variées (imagerie directe, vitesse radiale, transit). La caractérisation des exoplanètes autour de ces étoiles est tributaire des connaissances fondamentales sur celles-ci, c'est-à-dire de leur luminosité bolométrique, température effective, rayon et âge. Dans la présente thèse, dont le but est d'identifier et caractériser les étoiles de faible masse, une méthode statistique a été développée afin d'établir quantitativement l'appartenance d'une étoile à un groupe en dérivant une probabilité d'association. Cette méthode combine l'inférence Bayesienne et des modèles empiriques de plusieurs observables, dont la luminosité, vitesse spatiale et position galactique, de membres confirmés de 7 groupes d'étoiles jeunes (8-120 Mans) ainsi que d'étoiles vieilles du champ. Les étoiles ayant une probabilité d'association minimale de 90% sont considérées comme des candidates. L'analyse développée prédit aussi la vitesse radiale et la distance trigonométrique qu'une étoile aurait dans une association donnée. L'analyse a montré, pour les 177 membres confirmés, un excellent accord entre les paramètres prédits et observés, soit de 1.9 km/s et 10% respectivement, pour la vitesse radiale et la parallaxe. La mesure de ces paramètres pour les candidates est donc une bonne manière de confirmer leur appartenance à l'association. Cette méthode robuste a été appliquée sur un échantillon de 758 étoiles montrant des signes de jeunesse (émission H$\alpha$ et rayons X). L'analyse a permis d'identifier 214 candidates hautement probables, et le suivi spectroscopique de ces étoiles a permis, jusqu'à présent, de confirmer la justesse de la prédiction en vitesse radiale pour 130 étoiles. Ces observations spectroscopiques ont aussi permis de mesurer leur vitesse de rotation, qui s'est avérée élevée comparativement aux étoiles vieilles du champs. La mesure de la distance trigonométrique était aussi en accord avec la prédiction pour 18 candidates jeunes. Grâce aux membres dont l'appartenance à un groupe jeune a été confirmée, un modèle empirique de la luminosité en rayon X des étoiles a pu être établi. Cette luminosité s'est avérée significativement plus élevée (environ 4 fois plus) pour les étoiles des groupes les plus jeunes (~8-12 Mans) que pour celles des groupes plus vieux (~120 Mans). Cet observable constitue donc un bon indicateur d'âge. La comparaison des spectres de 59 candidates à des modèles d'atmosphère a permis de déterminer trois paramètres fondamentaux: la luminosité bolométrique, la température effective et le rayon. Globalement, les candidates jeunes ont une luminosité plus élevée et un rayon plus grand que les étoiles vieilles. De récents modèles évolutifs incluant le traitement d'une dynamo de type rotationnel et générant un champ magnétique de surface de 1 à 2.5 kGauss ont été utilisés pour déterminer l'âge isochronal de ces étoiles. Les âges ainsi déterminés pour les étoiles de l'association \beta Pictoris en utilisant des étoiles de types spectraux différents sont davantage cohérents (types K5V-M0V: 24 Mans, types M1V-M4V: 14 Mans) et sont aussi cohérents avec l'âge déterminé indépendamment pour le groupe en utilisant l'abondance du lithium des membres de faible masse (26 Mans).
About 70% of the stars in the Galaxy have a mass inferior than ~0.8 Msun. However, this statistic does not reflect the current census population of low mass in the solar neighborhood and in young kinematic groups, since their low luminosity make their observation more difficult. This population is of great interest to check the validity of the Galactic mass function, and also to constraint evolutionary models. The low-mass stars are also excellent targets for the search for exoplanets using various techniques (direct imaging, radial velocity, transit). The characterization of the exoplanets orbiting these stars depends mostly on our basic knowledge of the host star, that is their bolometric luminosity, effective temperature, radius and age. The present thesis aim to identify and characterize low-mass stars. Toward that end, a statistical method has been developed to determine quantitatively the membership probability of a star to a young kinematic group. This method combines the Bayesian inference and empirical models of several observables such as the brightness, Galactic space velocity and position of bona fide members of 7 young stars groups (8-120 Mans), as well as old field stars. Stars with a membership probability greater than 90% are considered candidate members. The analysis also predicts the radial velocity and distance that a star would have if it was an actual member. For the 177 previously-known members, an excellent agreement was found between the predicted and observed parameters (1.9 km/s and 10% for the radial velocity and parallax, respectively). Measuring these observables for the candidates stars is thus a good way to confirm their membership. This robust method was applied to a sample of 758 stars which showed signs of youth (H$\alpha$ and X-ray emission). It allowed to identify 214 highly probable candidates. The spectroscopic follow-up yields a radial velocity in agreement with predictions for 130 stars. These spectroscopic observations also allowed to measure their projected rotational velocity, which turned out to be higher than that of the old population of stars. Trigonometric distance measurements were also obtained and were coherent with predictions for 18 young candidates. Using the confirmed members, a new empirical model of the X-ray luminosity was developed. The X-ray luminosity was found to be about 4 times higher for stars around ~8-12Myr than for older, ~120Myr stars, thus, this observable is a good age indicator in this range. Comparing the spectra of 59 young candidate members to atmosphere models allowed to determine three basic parameters: the bolometric luminosity, the effective temperature and the radius. Overall, these candidates are more luminous and have a greater radius than old stars. Recent evolutionary models that include the rotational dynamo-type treatment and produce magnetic field strength of 1 to 2.5 kGauss were used to derive an isochronal age for each star. The ages determined for \beta Pictoris moving group members using stars of different spectral types are coherent with one another (types K5V-M0V: 24 Mans, types M1V-M4V: 14 Mans) and are also coherent with age determined independently using lithium abundance of the low-mass members (26 Mans).

L’objectif principal de cette thèse est d’identifier les étoiles de faible masse et naines brunes membres d’associations cinématiques jeunes du voisinage solaire. Ces associations sont typiquement âgées de moins de 200 millions d’années et regroupent chacune un ensemble d’étoiles s’étant formées au même moment et dans un même environnement. La majorité de leurs membres d'environ plus de 0.3 fois la masse du Soleil sont déjà connus, cependant les membres moins massifs (et moins brillants) nous échappent encore. Leur identification permettra de lever le voile sur plusieurs questions fondamentales en astrophysique. En particulier, le fait de cibler des objets jeunes, encore chauds et lumineux par leur formation récente, permettra d’atteindre un régime de masses encore peu exploré, jusqu'à seulement quelques fois la masse de Jupiter. Elles nous permettront entre autres de contraindre la fonction de masse initiale et d'explorer la connection entre naines brunes et exoplanètes, étant donné que les moins massives des naines brunes jeunes auront des propriétés physiques très semblables aux exoplanètes géantes gazeuses. Pour mener à bien ce projet, nous avons adapté l'outil statistique BANYAN I pour qu'il soit applicable aux objets de très faibles masses en plus de lui apporter plusieurs améliorations. Nous avons entre autres inclus l'utilisation de deux diagrammes couleur-magnitude permettant de différencier les étoiles de faible masse et naines brunes jeunes à celles plus vieilles, ajouté l'utilisation de probabilités a priori pour rendre les résultats plus réalistes, adapté les modèles spatiaux et cinématiques des associations jeunes en utilisant des ellipsoïdes gaussiennes tridimensionnelles dont l'alignement des axes est libre, effectué une analyse Monte Carlo pour caractériser le taux de faux-positifs et faux-négatifs, puis revu la structure du code informatique pour le rendre plus efficace. Dans un premier temps, nous avons utilisé ce nouvel algorithme, BANYAN II, pour identifier 25 nouvelles candidates membres d'associations jeunes parmi un échantillon de 158 étoiles de faible masse (de types spectraux > M4) et naines brunes jeunes déjà connues. Nous avons ensuite effectué la corrélation croisée de deux catalogues couvrant tout le ciel en lumière proche-infrarouge et contenant ~ 500 millions d’objets célestes pour identifier environ 100 000 candidates naines brunes et étoiles de faible masse du voisinage solaire. À l'aide de l'outil BANYAN II, nous avons alors identifié quelques centaines d'objets appartenant fort probablement à une association jeune parmi cet échantillon et effectué un suivi spectroscopique en lumière proche-infrarouge pour les caractériser. Les travaux présentés ici ont mené à l'identification de 79 candidates naines brunes jeunes ainsi que 150 candidates étoiles de faible masse jeunes, puis un suivi spectroscopique nous a permis de confirmer le jeune âge de 49 de ces naines brunes et 62 de ces étoiles de faible masse. Nous avons ainsi approximativement doublé le nombre de naines brunes jeunes connues, ce qui a ouvert la porte à une caractérisation statistique de leur population. Ces nouvelles naines brunes jeunes représentent un laboratoire idéal pour mieux comprendre l'atmosphère des exoplanètes géantes gazeuses. Nous avons identifié les premiers signes d’une remontée dans la fonction de masse initiale des naines brunes aux très faibles masses dans l'association jeune Tucana-Horologium, ce qui pourrait indiquer que l’éjection d’exoplanètes joue un rôle important dans la composition de leur population. Les résultats du suivi spectroscopique nous ont permis de construire une séquence empirique complète pour les types spectraux M5-L5 à l'âge du champ, à faible (β) et très faible (γ) gravité de surface. Nous avons effectué une comparaison de ces données aux modèles d'évolution et d'atmosphère, puis nous avons construit un ensemble de séquences empiriques de couleur-magnitude et types spectraux-magnitude pour les naines brunes jeunes. Finalement, nous avons découvert deux nouvelles exoplanètes par un suivi en imagerie directe des étoiles jeunes de faible masse identifiées dans ce projet. La future mission GAIA et le suivi spectroscopique complet des candidates présentées dans cette thèse permettront de confirmer leur appartenance aux associations jeunes et de contraindre la fonction de masse initiale dans le régime sous-stellaire.
The main objective of this thesis is the identification of low-mass star and brown dwarf members of young moving groups in the solar neighborhood. These associations are typically younger than 200 million years and include stars formed at the same time and in the same environment. The majority of their members with masses approximately larger than 0.3 times that of the Sun have already been discovered, however the less massive, fainter members are still elusive. Their identification will allow us to address several fundamental questions in astrophysics. In particular, uncovering young objects that are still warm because of their recent formation will allow us to probe masses down to only a few times the mass of Jupiter, a mass regime which is still poorly understood. They will allow us to constrain the initial mass function and explore the connection between brown dwarfs and exoplanets, given that the least massive brown dwarfs have physical properties similar to those of gaseous giant exoplanets. In order to carry through this project, we have adapted the BANYAN I statistical tool to make it applicable to very low-mass objects in addition to bringing several improvements to the tool. We have included the use of two near-infrared color-magnitude diagrams that allow differentiating young low-mass stars and brown dwarfs from older objects, we added the use of prior probabilities to make its results more realistic, we adapted spatial and kinematic models of moving groups using tridimensional gaussian ellipsoids with axes free to rotate, we performed a Monte Carlo analysis to characterize the rate of false-positive and false-negatives, and we revised the structure of its source code to make it more efficient. As a first step, we have used this new algorithm, BANYAN II, to identify 25 new candidate members among a sample of 158 known young low-mass stars (with spectral types > M4) and brown dwarfs. We have then performed a cross-correlation of two all-sky near-infrared catalogs consisting of ~ 500 million celestial objects to identify approximately 100 000 brown dwarf and low-mass star candidates in the solar neighborhood. We have identified a few hundred promising young association members in this sample with the BANYAN II tool, and have performed a near-infrared spectroscopic survey to characterize them. The work presented here has led to the identification of 79 candidate young brown dwarfs and 150 candidate young low-mass stars, and a spectroscopic follow-up allowed us to confirm the young age of 49 brown dwarfs and 62 low-mass stars. We have thus boosted the number of known young brown dwarfs by a factor ~ 2, opening the door to a statistical characterization of their population. These new young brown dwarfs represent an ideal laboratory to better understand the atmospheres of gaseous giant exoplanets. We have identified the first signs of a turn-up in the initial mass function of very low-mass brown dwarfs in the Tucana-Horologium association, which could indicate that exoplanet scattering plays a significant role in composing their population. Results from this spectroscopic follow-up has allowed us to construct an complete empirical sequence of spectral types M5-L5 for field dwarfs, low-gravity (β) and very low-gravity (γ) dwarfs. We have performed a comparison of these new data with evolution and atmosphere models, and constructed a set of empirical spectral type-magnitude and color-magnitude sequences for young brown dwarfs. Finally, we have discovered two new exoplanets from a direct-imaging follow-up of low-mass stars discovered as part of this project. The future GAIA mission and the complete spectroscopic follow-up of the candidates presented in this thesis will allow to confirm their membership and to constrain the initial mass function in the substellar regime.

Formées lors de l’effondrement gravitationnel d’un nuage de gaz moléculaire, les étoiles naissantes auront différentes masses variant entre 0.08 et environ 100M . La majorité de la population stellaire de la Galaxie est constituée d’étoiles dont la masse est inférieure à environ 0.6 M . Le dernier évènement de formation stellaire dans le voisinage solaire s’est produit dans la bulle locale il y a au plus 100 millions d’années, vraisemblablement provoqué par le passage d’une onde de choc dans le bras local de la Galaxie. C’est ainsi que se formèrent de jeunes associations d’étoiles dont les membres se caractérisent en particulier par une vitesse spatiale et une position commune dans la Galaxie. Les associations jeunes étant peu densément peuplées et relativement proches du Soleil, leurs membres se font plutôt rares et dispersés sur toute la voûte céleste. Jusqu’à présent, surtout les étoiles les plus massives (brillantes) ont été répertoriées. Les étoiles jeunes de faible masse, constituant la majorité de la population, restent pour la plupart à être identifiées. Les étoiles jeunes de faible masse représentent une population clef pour contraindre les modèles évolutifs des étoiles M et des naines brunes. Elles sont également d’excellentes candidates pour chercher des exoplanètes via les techniques d’imagerie directe. Ce mémoire présente une nouvelle méthode utilisant un modèle cinématique enrichi d’une analyse statistique Bayesienne pour identifier des étoiles jeunes de faible masse dans les associations beta Pictoris, Tucana-Horologium et AB Doradus. À partir d’un échantillon de 1080 étoiles K et M, toutes comportant des indicateurs de jeunesse tels l’émission Halpha et une forte luminosité dans les rayons X, leurs propriétés cinématiques (mouvement propre) et photométriques sont analysées pour en extraire 98 candidates hautement probables membres d’une des trois associations. Une confirmation de leur statut comme membre nécessitera en particulier une mesure de leur vitesse radiale (prédit par notre analyse) et une mesure de la largeur équivalente du lithium à 6708 Å pour mieux contraindre leur âge.
The gravitational collapse of a molecular gas cloud produces the incipient stars with various masses between 0.08 and approximately 100 M . The majority of the stellar galactic population is made up of stars with masses lower than approximately 0.6 M . The last event of stellar formation in the solar neighborhood happened in the local bubble no more than 100 million of years ago, probably caused by the propagation of a shock wave in the galactic local arm. This is how young associations, also called moving groups were formed. Their members are characterized by a common velocity and position within the Galaxy. Young associations, being sparsely populated and relatively close to the Sun, their members are found all over the sky. So far, only the most massive members (luminous ones) have been identified. Young low-mass stars, comprising the majority of the population, remain to be identified. Those stars are expected to be excellent candidates to find exoplanets through direct imaging techniques, while also forming a key population to constrain M stars and brown dwarfs evolutionnary models. This master thesis presents a new method using a kinematical model coupled with a Bayesian statistic analysis to identify young low-mass stars in the beta Pictoris, Tucana- Horologium and AB Doradus associations. Using a sample of 1080 K and M stars, all showing youth indicators such as Halpha emission and X-rays luminosity, their photometric and kinematic properties (proper motion) are analyzed to extract 98 highly probable members distributed over the three associations. Status confirmation as members will require measurement of their radial velocity (predicted by our analysis) and the lithium at 6708 Å equivalent widths to better constrain their age.

De nombreuses observations spectroscopiques fournissent des preuves convaincantes sur l'existence d'un processus de mélange, non-prédit par les modèles classiques d'évolution stellaire, modifiant les abondances de surface des étoiles de faible masse et de masse intermédiaire. Durant cette thèse, le calcul d'une grille de modèles stellaires à différentes masses et métallicités incluant pour la première fois le mélange thermohaline et le mélange induit par rotation, nous a permis d'étudier les effets de ces deux processus de transport sur la structure, sur les abondances en surface, ainsi que sur les propriétés astérosismiques de ces étoiles ; ainsi que leurs effets sur l'évolution chimique de la Galaxie. Nous avons conclu que le mélange thermohaline est le processus dominant dans les géantes rouges de faible masse gouvernant la composition chimique de leur atmosphère, et qu'il est le seul processus physique connu jusqu'à présent qui permet de résoudre le problème de l'Helium-3 dans la Galaxie.

Les naines brunes sont des objets de masse intermédiaire entre celle nécessaire pour former une étoile et celle d'une planète. Les naines brunes sont classées, des plus chaudes aux plus froides, en types spectraux L, T et Y, caractérisés par une couleur J-K moyenne qui varie de 1.2 à 1.8 pour les étoiles de type L0 à L8, et de 1.8 à -0.5 pour les étoiles de type L8 à T8. Par ailleurs, la couleur J-K de certains types spectraux présente une dispersion de l'ordre d'une magnitude. Ce travail tente de faire la lumière sur la nature de cette grande dispersion, présente dans la couleur J-K des naines brunes de type L2. Les observations ont été réalisées avec la caméra infrarouge CPAPIR à l'Observatoire du Mont Mégantic. Nous avons ciblé un total de 22 naines brunes qui ont été observées en K, et 12 parmi celles-ci ont aussi été observées en J. Chacune des naines brunes a été calibrée à l'aide d'une étoile standard, ce qui rend nos résultats indépendants des données 2MASS. Nous observons une corrélation entre les couleurs J-K de nos données et de celles de 2MASS. Cela montre que la grande dispersion en J-K de nos données et des données 2MASS est due aux propriétés physiques des naines brunes et non à des erreurs observationnelles. L'examen des facteurs qui pourraient être responsables de cette grande dispersion, soit la classification spectrale, la métallicité, la gravité de surface, une binarité non résolue, la présence de nuages de condensats et la rotation, montre que la gravité de surface serait le facteur le plus susceptible d'être responsable de la grande dispersion des valeurs de J-K.
Brown dwarfs are objects with a mass intermediate between that required to form a star and that of a planet. Brown dwarfs are classified, from higher to lower temperature, under spectral types L, T and Y, caracterized by a J-K average color that varies from 1.2 to 1.8 for types L0 to L8, and from 1.8 to -0.5 for types L8 to T8. Furthermore, the J-K color of some spectral types presents more than a magnitude of dispersion. This study attempts to explain the large dispersion of the J-K color of the type L2 brown dwarfs. Observations were made with the infrared camera CPAPIR at the Observatoire du Mont Mégantic. We targeted a total of 22 brown dwarfs that were observed in the K band, and 12 among them were also observed in the J band. Each brown dwarf was calibrated with a standard star, which makes our data independent from those of 2MASS. We observe a correlation between the J-K colors obtained from our data and those from 2MASS. This shows that the large J-K dispersion in the data is due to brown dwarf physical properties and not to observational errors. Consideration of the factors that could be responsible for this large dispersion, namely the spectral classification, the metallicity, the surface gravity, an unresolved binarity, the presence of clouds and rotation, shows that surface gravity is the factor most likely to explain the large J-K color dispersion.

Suite à la découverte d’environ 2000 naines brunes au cours des deux dernières décennies, on commence à bien comprendre la physique de ces objets de masse intermédiaire entre les étoiles et les planètes. Malgré tout, les modèles d’atmosphère et d’évolution de ces objets peu massifs peinent toujours à reproduire fidèlement leurs caractéristiques pour les âges les plus jeunes. Ce travail propose la caractérisation de quatre compagnons de masse sous-stellaire (8-30 MJup) en orbite à grande séparation (300-900 UA) autour d'étoiles jeunes (5 Ma) de la région de formation Upper Scorpius. De nouveaux spectres (0,9-2,5 um) et de nouvelles mesures photométriques (YJHKsL') sont présentés et analysés, dans le but de déterminer la masse, température effective, luminosité et gravité de surface de ces compagnons, tout en évaluant la fidélité avec laquelle les spectres synthétiques tirés de deux modèles d’atmosphère récents reproduisent les spectres observés.
Following the discovery of about 2000 brown dwarfs over the past two decades, we begin to understand the physics of these objects of mass intermediate between stellar and planetary masses. Nevertheless, the atmosphere and evolution models for these low-mass objects are still struggling to reproduce their characteristics at young ages. This work presents the characterization of four sub-stellar mass (8-30 MJup) companions orbiting at large separation (300-900 AU) around young stars (5 Myr) in the Upper Scorpius formation region. New spectra (0,9-2,5 um) and new photometric measurements (YJHKsL') are presented and analyzed in order to determine the mass, effective temperature, luminosity and surface gravity of these companions, while assessing the fidelity with which the synthetic spectra from two recent atmosphere models reproduce the observed spectra.