Environ 10% des étoiles de type spectral O, B ou A ont un champ magnétique fort, détectable, stable et à grande échelle à leur surface, qui ressemble le plus souvent à un dipôle. Des modèles théoriques et des simulations numériques prédisent ces champs magnétiques vus en surface pénètrent aussi dans les zones radiatives et influencent la structure interne. Les modèles prédisent que ces champs magnétiques imposent une rotation uniforme dans les zones radiatives et peuvent supprimer la pénétration convective autour du cœur. Cela a des conséquences sur l’évolution de ces étoiles chaudes magnétiques. Pour ce faire, l’astérosismologie est la meilleure méthode car les paramètres des pulsations stellaires sont directement liés aux conditions physiques internes. Plusieurs types de pulsations stellaires sont connus et classés en fonction de leur force de rappel. Parmi eux, les plus à même de sonder les régions proches du cœur des étoiles, sur lequel se concentre notre intérêt dans cette thèse sont les modes de gravité, qui sont gouvernés par la force d’Archimède.Notre premier objectif était d’identifier des étoiles chaudes, pulsantes et magnétiques et de caractériser leurs propriétés magnétiques et sismiques. Des étoiles ont été sélectionnées grâce à des diagnostics observationnels indirects de la présence d’un champ magnétique qou nous confirmons grâce à de la spectropolarimétrie optique à haute résolution obtenue avec ESPaDOnS, Narval et ESPaDOnS. Pour deux étoiles magnétiques connues, HD43317 et o Lup, nous avons caractérisé la géométrie et l’intensité du champ magnétique aves des séries temporelles spectropolarimétriques. Pour toutes les étoiles de notre échantillon, nous avons également obtenu des séries temporelles photométriques très précises grâce aux télescopes spatiaux BRITE, CoRoT ou K2 pour étudier leur variabilité (périodique) cohérente. Seulement HD43317 a révélé des dizaines de fréquences de pulsations stellaires, pointant plutôt vers des modes de gravité.Nous nous sommes ensuite concentrés sur HD43317 dans pour déterminer observationellement la structure interne de cette étoile magnétique chaude. Nous avons fait usage de modélisation sismique: les fréquences des modes de pulsations observées dans les données CoRoT, couvrant 150j, ont été ajustées à celles des modes gravito-inertiels calculés avec le code de pulsations GYRE couplé aux modèles MESA. Nous avons pu associer les fréquences des modes de pulsations à des séries de modes (l,m) = (1,−1) et (2,−1) se chevauchant. La petite zone de pénétration convective dans la zone radiative telle que déduite du modèle MESA optimal s’avère cohérente avec les prédictions théoriques. Néanmoins, les intervalles de confiance sur certains paramètres physiques issus des modèles sont très larges et compatibles avec les valeurs de la littérature pour des étoiles chaudes et pulsantes mais non-magnétiques. Nous en concluons que la série temporelle de 150j de données CoRoT est trop courte pour déterminer d’une manière non-équivoque la structure interne des étoiles magnétiques chaudes, et par conséquent pour distinguer leur structure interne de celle des étoiles chaudes non-magnétiques.Malgré nos efforts de modélisation détaillée de la meilleure étoile chaude pulsantemagnétique HD43317, nous n’avons pas pu corroborer observationnellement les prédictions théoriques d’une structure interne altérée pour les étoiles chaudes magnétiques. Des simplifications et des approximations ont dû être faites au cours de la modélisation sismique en raison de la résolution en fréquence limitée des données CoRoT. D’autres efforts pour inclure le magnétisme dans les codes de pulsations ou le magnétisme, la rotation et le transfert du moment cinétique dans les modèles d’évolution stellaire seront nécessaires afin de déterminer si les signatures magnétiques sont présentes pour les nombreux pulsateurs gravito-inertiels récemment découverts dans la base de données de Kepler. / About ten percent of stars with spectral type O, B or A have a detectable stable strong large-scale magnetic field at their surface, which most often resembles a magnetic dipole. These large-scale magnetic fields extend into the radiative layers of the OBA stars. Theory and simulations predict that they alter the internal structure and physical properties of these stars. In particular, it is expected that these large-scale magnetic fields enforce uniform rotation in the radiative layers and may suppress convective core overshooting. This has consequences for the evolution of these magnetic hot stars and it has implications for galactic evolution. Therefore, we observed and investigated the internal structure of magnetic hot stars. To do so, asteroseismology is the best method as the oscillation properties are directly related to the internal physical conditions. Various types of stellar oscillations are known and they are classified based on their dominant restoring force. Of these, gravity modes are governed by the buoyancy force and have their strongest probing power in the near core region, which is the domain of our interest.Our first objective was to identify pulsating magnetic hot stars and characterize their magnetic and seismic properties. We constructed a sample of magnetic candidate stars, by following indirect observational diagnostics for the presence of a large-scale magnetic field, to confirm with ground-based high-resolution optical spectropolarimetry taken with ESPaDOnS, Narval or HARPSpol. For two known magnetic stars, HD43317 and o Lup, we characterized the geometry and strength of the field in detail by analysing spectropolarimetric time series. For each star in our sample, we obtained high-cadence high-precision space-based photometry from BRITE, CoRoT, or K2 to study (periodic) variability. Only HD43317 revealed tens of stellar pulsations mode frequencies that pointed towards gravity modes. Only a few other stars studied showed a few pulsation mode frequencies, unsuitable for seismic modelling.We investigated the B3.5V star HD43317 in detail to determine the internal structure of a magnetic hot star. We did this by forward seismic modelling, where observed stellar pulsation mode frequencies in the CoRoT data covering ∼150d were fit to those of gravito-intertial modes computed with the pulsation code GYRE, coupled to MESA stellar structure models. We identified the pulsation mode frequencies as overlapping (l, m) = (1,-1) and (2,-1) mode series. The small convective core overshooting region derived from the seismic modelling was in line with the theoretical predictions. Yet, some of the parameters for the best fitted models were also compatible with literature values for non-magnetic pulsators within the derived uncertainties. We conclude that the CoRoT time series of ∼150d is too short to lead to stringent constraints and tests of the stellar interior to discriminate between magnetic and non-magnetic pulsating hot stars.From our detailed modelling efforts of the best studied pulsating magnetic hot star HD43317, we were unable to observationally corroborate the theoretical predictions of an altered internal structure for magnetic hot stars. Simplifications and approximations were made during the forward seismic modelling due to the limited frequency resolution of the CoRoT data in terms of its time base. Further efforts to include magnetism in the pulsation codes, or magnetism, rotation, and angular momentum transport in the evolutionary models, are worthwhile to test whether magnetic signatures are present in the numerous (non-magnetic) gravito-inertial pulsators recently found in the nominal Kepler database (which has a ten times better frequency resolution compared to CoRoT).

Cette thèse étudie le problème d'excentration rotorique et le défaut d'alimentation dans une Machine Asynchrone Double-Etoile. En outre, elle analyse la commande de deux machines asynchrones connectées en série ainsi que la détection de défaut d'onduleur dans ce cadre de connexion. Elle propose également une reconfiguration de commande permettant de tolérer le default détecté. Le travail débute par des méthodes de modélisation d'une machine asynchrone polyphasée excentrée. La première méthode prend en considération les harmoniques de bobinage mais néglige les effets d'encoches. La deuxième se limite au premier harmonique de bobinage mais tient compte des harmoniques d'encoches. A partir de ces deux modèles, nous avons pu caractériser analytiquement les signatures d'excentration. En simulation, les deux modèles donnent les mêmes spectres à basse fréquence. Toutefois, le deuxième modèle offre des raies supplémentaires à haute fréquence. Ces raies résultent de la combinaison de l'excentration et des harmoniques d'encoches. Nous entamons ensuite la détection de défauts d'alimentation ou d'excentration lorsque la machine double-étoile est alimentée par un onduleur. Pour éliminer le défaut de court-circuit ou le défaut d'ouverture de circuit, nous proposons à la fois une modification de la structure du convertisseur et une adaptation de l'algorithme de commande. Les résultats de simulation sont prometteurs. Les courants retrouvent le régime équilibré et la même amplitude que celle d'avant le défaut. La vitesse se stabilise à nouveau après une courte perturbation assez forte. En ce qui concerne le problème d'excentration, les prédictions analytiques se justifient même en cas d'alimentation par onduleur. Dans le cas d’une alimentation par commande vectorielle, les variables de commande peuvent également servir d'outils de diagnostic d'excentration. Enfin, nous abordons la commande découplée d'une machine hexaphasée et d’une machine triphasée connectées en série. Le découplage de la commande de deux moteurs est tout d’abord examiné analytiquement. Des tests de simulation sont ensuite effectués pour confirmer l’efficacité du découplage. Nous avons montré par simulation qu'il est aussi possible d'éliminer les perturbations dues à un défaut d'un interrupteur de puissance grâce à une structure du convertisseur et à une adaptation de l'algorithme de commande. La plupart des prédictions par simulation on été justifiées expérimentalement. / This thesis investigates various fault and detection issues in a Dual-Stator Winding Induction Machine Drive including rotor eccentricity problems and inverter switch faults. In addition, the control of six-phase series-connected two-motor drives and the related fault detection and fault tolerant strategy issues are studied as well. The work starts with new modeling methods for an eccentric multiphase induction machine. The first proposed method considers only the winding harmonics and neglects the slotting effects. Then, a second method is proposed, considering the first winding harmonic and the slotting ones. From both modeling techniques, eccentricity signatures are extracted. Simulation results show that both modeling techniques provide identical spectra at low frequency; however, the second technique gives additional high frequency sidebands. These sidebands are the results of the interaction between the eccentricity and the slot harmonics. Eccentricity and inverter faults in a Dual-Stator Winding Induction Machine Drive are subsequently investigated. The inverter topology and the control algorithm are reconfigured to deal with short-circuit and open circuit faults on the inverter side so that the stator currents become balanced again and reach their pre-fault magnitude. Simulation results show promising results. The speed is stabilized after a short disturbance due to the fault. Besides, analytical method has been successfully used to predict eccentricity fault, although the machine was inverter fed. Control variables have been effectively used as diagnosis tools for eccentricity fault in a vector controlled machine. Additionally, decoupled control of six-phase and three-phase machines connected in series has been investigated. Firstly, decoupling control using analytical method is predicted. Several simulations are then carried out to confirm the decoupling effectiveness. For this special drive, elimination of the disturbances due to a switch fault is also possible thanks to an appropriate converter topology and adaptation of the control algorithm. Most of simulation predictions are confirmed by experimental results.

Les étoiles enregistrent le passé dans leurs âges, leurs compositions chimiques et leur cinématique. Elles peuvent fournir des contraintes détaillées sur les premières époques de la formation des galaxies, jusqu’aux redshifts supérieurs à deux (un recul d’environ 10 milliards d’années). En particulier, les âges stellaires sont essentiels pour la compréhension de l’histoire de la Voie Lactée et pour la comparaison avec les modèles d’évolution galactique.L’avènement de la mission spatiale Gaia ouvre la voie à l’estimation de l’âge pour de grands échantillons d’étoiles. En particulier, les méthodes basées sur l’ajustement d’isochrones peuvent être utilisées. En plus, les distances précises mesurées par Gaia permettent de développer les estimateurs d’âge indirects basés sur l’horloge d’évolution de la population stellaire. En fait, les schémas d’abondance chimique, imprimés sur les atmosphères stellaires, représentent les conditions du gaz au moment de la formation des étoiles à des redshifts supérieurs à deux. Les produits d’évolution chimique de différents canaux nucléosynthétiques peuvent donc fournir une approximation temporelle, qui, après l’étalonnage, peut être utilisé comme un estimateur d’âge.Cette thèse est centrée sur l’utilisation d’horloge chimique particulière : l’abondance [Y/Mg]. À cette fin, les premières données astrométriques de la mission Gaia ont été combinées avec des données spectroscopiques à haute résolution du catalogue AMBRE HARPS. Tout d’abord, l’identification des objets d’AMBRE a été améliorée grâce à la correspondance avec le catalogue 2MASS et la Gaia DR1. Au total, 6776 étoiles ont été identifiées.Deuxièmement, afin d’obtenir des estimations précises du rapport d’abondance [Y/Mg] pour les étoiles du disque galactique, l’outil automatisé GAUGUIN, intégré à la chaîne Gaia DPAC APSIS, a été optimisé et testé. En particulier, les capacités d’estimation d’abondances chimiques ont été améliorées pour des grilles de spectres synthétiques irrégulières, couvrant une large gamme de paramètres atmosphériques stellaires.Troisièmement, le ratio [Y/Mg] a été estimé pour environ 2000 étoiles à partir des données spectroscopiques d’AMBRE HARPS. Les erreurs internes et externes des abondances ont été soigneusement analysées. Les étoiles étudiées appartiennent principalement aux disques mince et épais galactique, dans la gamme de métallicité allant de –1,0 dex à 0,5 dex.Quatrièmement, grâce à l’estimation d’âge basée sur l’adaptation des isochrones pour 342 "turn-off" étoiles d’échantillon, la sensibilité à l’âge du rapport [Y/Mg] a été étudié. L’analyse révèle une corrélation claire entre [Y/Mg] et l’âge pour les étoiles du disque mince de différentes métallicités. Cela correspond aux études antérieures sur les étoiles de type solaire. De plus, aucune dépendance à la métallicité avec l’âge stellaire n’est détectée, donc le ratio [Y/Mg] peut être utilisé comme un indicateur fiable d’âge. Enfin, la relation [Y/Mg] versus l’âge présente une discontinuité entre les étoiles du disque épais autour de 9–10 Gyrs. Pour ces étoiles, la corrélation est différente et a une tendance probablement plus forte avec l’âge. Cela reflète la différence dans les histoires d’évolution chimique pour les deux composantes du disque. / Stars record the past in their ages, chemical compositions and kinematics. They can provide unprecedented detailed constraints on the early epochs of galaxy formation, back to redshifts greater than two (a look-back time of around 10 billion years). In particular, stellar ages are crucial to the understanding of the Milky Way history and for comparison with galactic evolution models. The advent of the Gaia space mission has opened the path to stellar age estimations for large samples of stars, in particular, based on isochrone fitting methods. In addition, Gaia precise distances allow to develop indirect age estimations based on the stellar population chemical evolution clock. In fact, the chemical abundance patterns imprinted on stellar atmospheres represent the gas conditions at the time of the stars’ formation back to redshifts greater than two. The chemical evolution products of different nucleosynthetic channels can therefore provide a time proxy. After calibration, it can be used as an age estimator.This thesis is focussed on the use of a particular chemical clock, the [Y/Mg] abundance. To this purpose, the astrometric Gaia mission data from the first data release was combined with high resolution spectroscopic data from the AMBRE-HARPS catalogue. First of all, the object identification of the AMBRE archival data was improved, thanks to a cross match with the 2MASS catalog, and later the Gaia DR1. In total, 6776 different stars have been identified.Secondly, in order to obtain precise estimations of the [Y/Mg] abundance ratio for galactic disc stars, the automated GAUGUIN tool integrated in the Gaia DPAC APSIS chain, has been optimized and tested. In particular, the abundance estimation capabilities of the APSIS GAUGUIN tool have been improved for irregularly distributed synthetic spectra grids, spanning a large range in stellar atmospheric parameters.Thirdly, the [Y/Mg] abundance ratio has been estimated for about 2000 stars from the AMBRE HARPS spectroscopic data. In addition, the internal and external errors of the abundances were carefully analysed. The studied stars belong mainly to the galactic thin and thick disc, in the metallicity range from --1.0 dex to 0.5 dex.Fourth, thanks to the isochrone fitting age estimations of 342 turn-off stars of the sample, the age sensitivity of the [Y/Mg] ratio has been studied. The analysis reveals a clear correlation between [Y/Mg] and age for thin disk stars of different metallicities, in synergy with previous studies of Solar type stars. In addition, no metallicity dependence with stellar age is detected, allowing to use the [Y/Mg] ratio as a reliable age proxy.Finally, the [Y/Mg] vs. age relation presents a discontinuity between thin and thick disk stars around 9–10 Gyrs. For thick disk stars, the correlation has a different zero point and probably a steeper trend with age, reflecting the different chemical evolution histories of the two disk components.

Thèse numérisée par la Direction des bibliothèques de l'Université de Montréal.

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Ce mémoire présente une analyse spectro-photométrique de 2880 naines blanches situées dans un rayon de 100 pc du Soleil, plus froides que Teff ∼ 10,000 K, et possédant de la photométrie grizy de Pan-STARRS et une mesure de parallaxe trigonométrique de Gaia. Les données photométriques JHK dans le proche infrarouge sont également incluses, lorsque disponibles, et s’avèrent essentielles pour l’interprétation des naines blanches les plus froides de l’échantillon. Une analyse détaillée de chaque objet individuel est effectuée en utilisant des modèles d’atmosphère de pointe appropriés pour chaque type spectral, y compris les DA, DC, DQ, DZ, les DA riches en hélium, et les naines blanches dites faibles dans l’infrarouge (IR-faint). Les distributions en température et en masse de chaque sous-échantillon sont discutées, ainsi que l’évolution spectrale des naines blanches froides. L’échantillon présente peu d’évidence quant à la transformation des étoiles DA en naines blanches avec une atmosphère riche en hélium par le processus de mélange convectif entre Teff = 10,000 K et ∼6500 K. Cependant, cette tendance change radicalement dans les environs de Teff = 6500–5500 K où la fraction de naines blanches avec une atmosphère riche en hélium atteint ∼45%. Pour les étoiles plus froides (Teff ≲ 5200 K), les résultats indiquent que la majorité des DC ont une atmosphère dominée par l’hydrogène. Un mécanisme possible impliquant la cristallisation et le magnétisme est proposé afin d’expliquer cette transformation soudaine d’une atmosphère riche en hélium en une atmosphère riche en hydrogène. Finalement, cette analyse montre que les naines blanches de type DQ, DZ et DC pourraient former une population plus homogène qu’on ne le pensait auparavant. / This work presents a spectro-photometric analysis of 2880 cool white dwarfs within 100 pc of the Sun and cooler than Teff ∼ 10,000 K, with grizy Pan-STARRS photometry and Gaia trigonometric parallaxes available. The data sets are also supplemented with near-infrared JHK photometry, when available, which is shown to be essential for interpreting the coolest white dwarfs in the sample. A detailed analysis of each individual object is performed using state-of-the-art model atmospheres appropriate for each spectral type including DA, DC, DQ, DZ, He-rich DA, and the so-called IR-faint white dwarfs. The temperature and mass distributions of each subsample are discussed, as well as the spectral evolution of cool white dwarfs. The sample shows little evidence for the transformation of a significant fraction of DA stars into He-atmosphere white dwarfs through the process of convective mixing between Teff = 10,000 K and ∼6500 K, although the situation changes drastically in the range Teff = 6500–5500 K where the fraction of He-atmosphere white dwarfs reaches ∼45%. However, there is strong evidence that at even cooler temperatures (Teff ≲ 5200 K), most DC white dwarfs have H atmospheres. A possible mechanism to account for this sudden transformation from He- to H-atmosphere white dwarfs involving the onset of crystallization and the occurrence of magnetism is presented. Finally, the results drawn from this work have shown that DQ, DZ, and DC white dwarfs may form a more homogeneous population than previously believed.

Cette thèse porte sur les grandes questions concernant le magnétisme des étoiles massives, c'est-à-dire les étoiles qui termineront leur vie par une supernova puisqu'elles sont plus massives que huit fois la masse de notre Soleil. Nous nous intéressons en particulier à l'effet d'un champ magnétique sur la structure et l'évolution de ces étoiles, ainsi qu'à l'origine de ce champ. En effet, les théories actuelles prédisent que la présence d'un champ magnétique chez une étoile massive aura une influence marquée sur son cheminement, par le biais d'une modification de la perte de masse et de la rotation, deux ingrédients clés de l'évolution stellaire. Nous avons entrepris un relevé spectropolarimétrique des étoiles massives appartenant à deux amas d'étoiles, l'amas de la nébuleuse d'Orion et l'amas de la nébuleuse de la Rosette, à l'aide de l'instrument ESPaDOnS installé au télescope Canada-France-Hawaii. Nous avons détecté trois étoiles magnétiques, dont deux nouvelles détections, toutes situées dans l'amas de la nébuleuse d'Orion. Nous avons évalué la fréquence du magnétisme pour chacun de ces amas, et déterminé que leurs fréquences d'étoiles magnétiques semblent être statistiquement différentes. La fréquence générale du magnétisme chez les étoiles massives, déterminée à partir de nos observations, est d'au moins 11%. À l'aide d'observations spectropolarimétriques, nous avons déterminé les caractéristiques magnétiques des étoiles de l'amas de la nébuleuse d'Orion, grâce à notre méthode de modélisation contemporaine basée sur les statistiques bayésiennes. Nous sommes donc en mesure d'obtenir une distribution des forces de champs magnétiques à la surface des étoiles OB de l'amas de la nébuleuse d'Orion. Cette distribution semble pointer vers deux populations distinctes, en accord qualitatif avec l'idée qu'un champ magnétique d'origine fossile ne peut survivre qu'au-dessus d'une certaine force. De plus, nous avons comparé cette distribution avec celle prédite par les modèles d'origine fossile des champs des étoiles à neutrons. Il semble que les étoiles massives ont, à première vue, assez de flux magnétique pour expliquer les champs magnétiques des pulsars. Nous avons de plus étudié l'effet de l'interaction d'un champ magnétique avec le vent radiatif généralement puissant présent chez les étoiles massives. Nous avons déterminé que les étoiles OB magnétiques ne montrent pas systématiquement d'émission en rayons X plus lumineuse, plus dure et plus variable que celle prédite par un vent non magnétique.

Les régions Hɪɪ sont des laboratoires clés pour étudier le processus de formation d'étoiles dans les galaxies. Avec l'avènement des imageurs spectroscopiques, qui permettent d'acquérir l'information spatiale et spectrale simultanément, plusieurs relevés de galaxies ont été mis sur pied pour quantifier l'impact que peut avoir l'environnement galactique sur le processus de formation stellaire. Parmi ceux-ci, il y a SIGNALS, un programme d'observation du Télescope Canada-France-Hawaii qui utilise SITELLE pour caractériser le spectre visible de plus de 50 000 régions Hɪɪ spatialement résolues dans 31 galaxies proches. C'est dans ce cadre qu'émerge ce projet de maîtrise sur NGC 925. NGC 925 présente une structure faiblement barrée et des bras spiraux asymétriques. Les données uniques de SITELLE permettent d'identifier plus de 1200 régions d'émission avec une résolution de 40 parsecs et d'évaluer à la fois les propriétés physiques et dynamiques de ces régions, la source principale d'ionisation, la correction des flux selon l'extinction par la poussière, en plus de leur fonction de luminosité. Ainsi, on peut conclure que la majorité des régions d'émission détectées sont des régions Hɪɪ. Un taux de formation stellaire de 0.68 ± 0.07 M$_{⊙}$ans$^{-1}$ est mesuré selon la luminosité Hα de la galaxie. Les abondances chimiques des régions Hɪɪ de la galaxie révèlent un faible gradient de métallicité avec une pente de −0.012 ± 0.003 dex kpc$^{-1}$. Une analyse des rapports de raies d'émission révèle que les régions de la barre et du bras sud de la galaxie sont statistiquement différentes des régions des autres structures galactiques. La majorité des régions de formations stellaires les plus lumineuses se retrouvent dans le bras sud et leurs abondances chimiques sont plus faibles. De plus, les ratios entre différentes raies d'émission indiquent que ces régions abritent un flux ionisant plus intense en lien avec des amas stellaires plus jeunes. Ce résultat est aussi soutenu par la grande largeur équivalente de la raie Hα. Ces indices laissent présager que le bras sud de la galaxie abrite un épisode de formation stellaire distinct de ceux qu'on observe dans le reste de la galaxie, possiblement causé par de l'accrétion de gaz intergalactique. / Hɪɪ regions are key laboratories to study the star-forming process in galaxies. With the advent of imaging spectrographs, where both the spatial and spectral information are acquired simultaneously, many galaxy surveys have been established to quantify the impact of the galactic environment on the star-forming process. SIGNALS is among them, a large observing program of the Canada-France-Hawaii Telescope which makes use of SITELLE to characterize the visible spectrum of more than 50 000 Hɪɪ regions spatially and spectroscopically resolved in 31 nearby galaxies. This is the context in which the master project on NGC 925 emerges. NGC 925 presents a weak barred structure and asymmetric spiral arms. SITELLE hyperspectral datacubes allow to identify more than 1200 emission regions with a resolution of 40 parsec to measure both the physical and dynamical properties of these regions along with their main ionization source, their extinction, and their luminosity function. Consequently, we conclude that the majority of these emission regions are Hɪɪ regions. A star formation rate of 0.68 ± 0.07 M$_{⊙}$yr$^{-1}$ is estimated from the galaxy Hα luminosity. The chemical abundances of the Hɪɪ regions display a shallow gradient of −0.012 ± 0.003 dex kpc$^{-1}$. The analysis of the emission line ratios reveals that the regions of the bar and southern arm are statistically different to the regions of the other galactic structures. The majority of the brightest Hɪɪ regions of the galaxy are found within the southern structure, and their chemical abundances are systematically smaller. Additionally, different emission lines ratio indicate that the ionizing sources are more intense and related to younger star clusters. This is also supported by their larger Hα equivalent width. These clues indicate that the southern arm may be hosting a distinct episode of star formation than the one observed in the rest of the galaxy, possibly caused by an inflow of intergalactic gas.

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.<br> 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.<br> 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.<br> 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.

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.