Dans ce mémoire, je présente l'étude d'une étoile évoluée, massive et très brillante au cœur de l'amas ouvert vdBH 245, basée sur l'analyse spectrale quantitative de ses étoiles membres et l'utilisation de modèles d'évolution stellaire. L'analyse spectrale consiste en l'ajustement global de spectres synthétiques sur des spectres visibles observés par l'instrument GMOS (Gemini Multi-Object Spectrograph). Les modèles d'atmosphères sont tirées de la grille de modèle d'atmosphère d'étoile B précoce BSTAR2006, calculé avec le code d'atmosphère stellaire TLUSTY. À l'aide des résultats de cette analyse, de la photométrie infrarouge des relevés VVV (VISTA Variables in the Via Lactea) et 2MASS (Two Micron All-Sky Survey) ainsi que de l'astrométrie du relevé Gaia et des catalogues PPMXL et VIRAC2 (VVV Infrared Astrometric Catalogue, version 2), j'arrive à confirmer l'appartenance des étoiles à l'amas et à en déduire leurs températures effectives et luminosités. Ces quantités permettent de tracer le diagramme Hertzsprung-Russel (HR) de la population, et d'estimer les propriétés fondamentales des étoiles de l'amas à l'aide de modèles évolutifs tenant compte d'une variété de mécanismes, telles la rotation stellaire et les interactions binaires. Les études précédentes qui se sont penchées sur l'amas sont en désaccord sur sa distance et son âge. En plus d'enquêter sur les propriétés d'une étoile surbrillante découverte dans le cœur de l'amas vdBH 245, les résultats de notre étude nous permettent de produire de nouveaux estimés de ces propriétés à l'aide de la plus récente photométrie infrarouge du relevé VVV et de nouvelles données astrométriques. En supposant une population d'étoiles nées simultanément, l'âge de l'amas peut aussi être contraint en identifiant le point dans le diagramme HR où les étoiles ont commencé à quitter la séquence principale. En estimant l'âge de l'amas, il est ensuite possible de mesurer sa masse totale, et de proposer des scénarios expliquant la présence de l'étoile surbrillante au cœur d'un amas qui semble, à première vue, beaucoup trop vieux pour l'accueillir. Les premiers chapitres de ce mémoire mettent l'accent sur le prétraitement des spectres visibles préalablement réduits, leur analyse spectrale quantitative et la méthode par laquelle le type spectral et la classe de luminosité sont évalués pour chaque étoile membre de l'amas vdBH 245 considérés dans cette étude. La dernière section est un article scientifique qui complète cette étude, où j'y présente l'interprétation des résultats en me basant sur des modèles évolutifs de l'équipe de Genève et ceux du code BPASS (Binary Population and Spectral Synthesis). Cette étude contribue à la caractérisation des rares amas ouverts jeunes observés et étudiés dans notre Galaxie, contenant une étoile aux apparences exotiques. L'étude de ce type d'objet dans leur milieu natal est crucial à notre compréhension de la formation stellaire, de son évolution pour les étoiles massives, ainsi qu'à la mise à l'épreuve des modèles évolutifs et leur perfectionnement. / In this thesis, I present the study of a bright and evolved massive star in the heart of the open cluster vdBH 245, based on a quantitative spectral analysis of its stellar content and the use of stellar evolution models. The spectral analysis involves the global fitting of synthetic spectra on optical spectra observed by the GMOS (Gemini Multi-Object Spectrograph) instrument. Atmosphere models and synthetic spectra are drawn from the model grid for early B-type stars BSTAR2006, calculated by the stellar atmosphere code TLUSTY. Using the results of the spectral analysis, the infrared photometry from the VVV (VISTA Variables in the Via Lactea) and 2MASS (Two Micron All-Sky Survey) surveys and the astrometry of the Gaia survey and the PPMXL and VIRAC2 (VVV Infrared Astrometric Catalogue, version 2) catalogues, I confirm the cluster membership of $\sim$10 early B-type stars to vdBH 245, and measure their effective temperatures and luminosities. These quantities allow the construction of the Hertzsprung-Russel diagram (HRD) of the cluster population, and estimation of the fundamental properties of the stars using evolution models that account for various mechanisms, such as stellar rotation and binary interactions. The previous studies on the open cluster vdBH 245 disagree with its age and distance. In addition to investigating the overluminous star discovered in the heart of the cluster, this study allows new estimates of these properties using the more recent infrared photometry from the VVV survey and new astrometric data. By assuming a coeval population, the age of the cluster can also be constrained by identifying its main-sequence turn-off, i.e. the region in the HRD where stars are leaving the main-sequence. By estimating the age, we can then measure its total mass, and propose different scenarios that can explain the presence of an overluminous yellow supergiant in a cluster that appears too old to foster it. The first chapters of this thesis focus on the preprocessing and quantitative spectral analysis of the optical spectra, as well as the methods used to assign a spectral type and luminosity class of each star that were confirmed to be members of the open cluster vdBH 245. The last chapter presents the scientific paper that completes this study, in which I interpret the results using the stellar evolution models of the Geneva team and those of the BPASS (Binary Population and Spectral Synthesis) code. This last part contributes to the effort of characterizing these rare young open clusters observed and studied in our Galaxy, that contain stars with exotic appearances. The study of this type of object in its natal environment is crucial to our understanding of stellar formation, massive star evolution, and the testing of stellar evolution models and their improvements.

L'environnement proche des étoiles de Herbig AeBe est encore mal connu. Ces étoiles étant plus massives que les étoiles T Tauri, elles évoluent plus vite, et il n'est pas clair que la matière située dans les zones les plus internes puisse se structurer de manière similaire - c'est à dire sous la forme d'un disque accrétant via des colonnes d'accrétion magnetosphérique et de jets bipolaires.<br /><br />Seule l'interférométrie optique permet de sonder les unités astronomiques les plus proches. Ma thèse se place dans le contexte de l'utilisation et le développement de nouveaux diagnostiques à haute résolution angulaire pour l'étude des étoiles jeunes et plus particulièrement des étoiles de Herbig.<br /><br />Dans un premier temps, je développe mon investissement instrumental dans le contexte du spectro-imageur VSI dont le but est de fournir des images indépendantes des modèles à haute résolution angulaire, notamment des étoiles jeunes. Je décris le circuit de recombinaison en optique intégrée au coeur de cet instrument, sa caractérisation complète en laboratoire ainsi que les contraintes obtenues liées aux performances attendues d'un instrument imageur. <br /> <br />Dans un second temps, je présente deux résultats obtenus en spectro-interférométrie, sur une étoile de Herbig Be [MWC297], puis sur une étoile de Herbig Ae [AB AUR], observées avec l'instrument AMBER/VLTI dans son mode de résolution spectrale intermédiaire autour de la raie Brackett gamma. Alors que dans MWC297 cette émission a pu être reproduite avec un modèle d'une enveloppe de gaz en expansion, elle semble être localisée près du bord interne du disque de poussières dans le cas de AB Aur. Une analyse des mesures photométriques et interférométriques en bandes larges est présentée avec un modèle de transfert radiatif complet. <br /><br />Enfin, je présente une étude effectuée sur FU Orionis à partir de mesures de clôtures de phase, quantité donnant accès au degré d'asymétrie d'une émission à l'échelle de la milliseconde d'angle. Le but de ce travail est de tester l'hypothèse de l'existence d'un compagnon proche potentiellement responsable des éruptions de luminosité observées dans les FU Ors.

Nous présentons un relevé et une analyse spectroscopiques de plus de 1300 naines blanches brillantes (V < 17.5) et riches en hydrogène. Des spectres dans le domaine du visible avec un rapport signal-sur-bruit élevé ont été obtenus et les données ont ensuite été analysées avec notre méthode spectroscopique habituelle qui compare les profils observés des raies de Balmer à des spectres synthétiques calculés à partir de la dernière génération de modèles d’atmosphère. D’abord, nous présentons une analyse détaillée de 29 naines blanches de type DAO utilisant une nouvelle grille de modèles qui inclut du carbone, de l’azote et de l’oxygène aux abondances solaires. Nous démontrons que l’ajout de ces métaux dans les modèles d’atmosphère est essentiel pour surmonter le problème des raies de Balmer qui empêche un ajustement simultané de toutes les raies de Balmer avec des paramètres atmosphériques cohérents. Nous identifions également 18 naines blanches chaudes de type DA qui souffrent aussi du problème des raies de Balmer. Des spectres dans l’ultraviolet lointain obtenus des archives du satellite FUSE sont ensuite examinés pour démontrer qu’il existe une corrélation entre les abondances métalliques élevées et les cas du problème des raies de Balmer. Les conséquences de ces résultats pour toutes les naines blanches chaudes et riches en hydrogène sont discutées. En particulier, le scénario évolutif pour les naines blanches DAO est révisé et nous n’avons plus besoin d’évoquer l’évolution post-EHB pour expliquer la majorité des étoiles DAO. Finalement, nous élaborons un scénario dans lequel les métaux engendrent un faible vent stellaire qui expliquerait la présence d’hélium dans les étoiles DAO. Ensuite, nous présentons les résultats globaux de notre relevé, ce qui inclut une analyse spectroscopique de plus de 1200 naines blanches de type DA. En premier lieu, nous présentons le contenu spectroscopique de notre échantillon qui contient de nombreuses classifications erronées ainsi que plusieurs naines blanches de type DAB, DAZ et magnétiques. Nous discutons ensuite des nouveaux modèles d'atmosphère utilisés dans notre analyse. De plus, nous utilisons des modèles de naines M pour obtenir de meilleures valeurs des paramètres atmosphériques pour les naines blanches qui sont membres de systèmes binaires DA+dM. Certaines naines blanches uniques et quelques systèmes binaires double-dégénérées sont également analysés de manière plus détaillée. Nous examinons ensuite les propriétés globales de notre échantillon incluant la distribution de masse et la distribution de masse en fonction de la température. Nous étudions également la façon dont les nouveaux profils de raies de Balmer affectent la détermination des paramètres atmosphériques. Nous testons la précision et la robustesse de nos méthodes en comparant nos résultats avec ceux du projet SPY, dans le cadre duquel plus de 300 des mêmes naines blanches ont été analysées d'une manière complètement indépendante. Finalement, nous faisons un retour sur la bande d'instabilité des naines blanches pulsantes de type ZZ Ceti pour voir quels effets ont les nouveaux profils de raies sur la détermination de ses frontières empiriques. / We present a spectroscopic survey and analysis of over 1300 bright (V < 17.5), hydrogen-rich white dwarfs. High signal-to-noise ratio optical spectra were obtained and are then analyzed using our standard spectroscopic technique which compares the observed Balmer line profiles to synthetic spectra computed from the latest generation of model atmospheres. First, we present a detailed analysis 29 DAO white dwarfs using our new up-to-date model atmosphere grids in which we have included carbon, nitrogen, and oxygen at solar abundances. We demonstrate that the inclusion of these metals in the model atmospheres is essential in overcoming the Balmer-line problem, which manifests itself as an inability to fit all the Balmer lines simultaneously with consistent atmospheric parameters. We also identify 18 hot DA white dwarfs that also suffer from the Balmer-line problem. Far ultraviolet spectra from the {\it FUSE} archive are then examined to demonstrate that there exists a correlation between higher metallic abundances and instances of the Balmer-line problem. The implications of these findings for all hot, hydrogen-rich white dwarfs are discussed. Specifically, the possible evolutionary scenario for DAO white dwarfs is revised and post-EHB evolution need no longer be invoked to explain the evolution for the majority of the DAO stars. Finally, we discuss how the presence of metals might drive a weak stellar wind which in turn could explain the presence of helium in DAO white dwarfs. We then present the complete results from our survey, including the spectroscopic analysis of over 1200 DA white dwarfs. First we present the spectroscopic content of our sample which includes many misclassifications as well as several DAB, DAZ and magnetic white dwarfs. We then discuss the new model atmospheres we employ in our analysis. In addition, we use M dwarf templates to obtain better estimates of the atmospheric parameters for those white dwarfs which are in DA+dM binary systems. A handful of unique white dwarfs and double-degenerate binary systems are also analyzed in greater detail. We then examine the global properties of our sample including the mass distribution and mass distribution as a function of temperature. Next, we look at how the new Balmer-line profiles affect the determination of the atmospheric parameters. We then proceed to test the accuracy and robustness of our method by comparing our results to those of the SPY survey which has analyzed over 300 of the same white dwarfs in a completely independent manner. Finally, we also re-visit the ZZ Ceti instability strip and how the determination of its empirical boundaries is affected by the latest line profile calculations.

Mémoire numérisé par la Direction des bibliothèques de l'Université de Montréal.

Mémoire numérisé par la Direction des bibliothèques de l'Université de Montréal.

Ce mémoire est une collection de chapitres d'introduction et d'articles publiés portant sur l'appariement et la superfluidité dans des systèmes variés : dans les gaz d'atomes piégés, dans la matière nucléaire, dans la croûte des étoiles à neutrons, et dans les gouttes de matière de quarks ("strangelets"). Après une introduction générale, soulignant les analogies entre les différents systèmes, l'appariement dans des systèmes statiques est discuté : les équations Bogoliubov-de Gennes (Hartree-Fock-Bogoliubov) pour les systèmes finis, l'approche de Nozières et Schmitt-Rink pour le cross-over BEC-BCS. Ensuite, le mouvement collectif dans des systèmes superfluides est étudié : la rotation lente (sans vortex) ainsi que les modes collectifs. Les méthodes utilisées pour cela sont : l'hydrodynamique superfluide, l'approximation des phases aléatoires de quasiparticules ("quasiparticle random-phase approximation", QRPA), et des théories semiclassiques (théorie de transport de Betbeder-Matibet et Nozières, équation de Boltzmann). Finalement, des perspectives et projets futurs sont discutés.

Les céphéides sont des étoiles oscillantes et de ce fait un puissant moyen de diagnostic pour la physique des intérieurs stellaires. Depuis plusieurs décennies elles ont posé un ensemble de problèmes regardant la théorie de l'évolution comme celle des oscillations stellaires. Les nouvelles données OGLE 2 du Petit Nuage de Magellan ont mis en évidence un désaccord flagrant avec les calculs d'évolutions. Je me suis donc attaché à résoudre ce problème en m'intéressant d'abord à la question de ``l'overshooting'' sur le coeur convectif des étoiles de masse intermédiaire. Je montre que cet ``overshooting'' dépent de la composition chimique. Après avoir passé en revue l'influence de différents paramètres physiques sur l'extension des boucles bleues à basse métallicité, je supprime le désaccord entre observations et modèles en prenant soigneusement en compte le détail de la composition chimique. Les propriétés des céphéides galactiques sont globalement comprises depuis plusieurs années. Cependant, avec les récentes observations spatiales menés depuis le HST et IUE, les contraintes ont pu être augmentées pour quelques systèmes. Parmi ceux-ci : la céphéide double-mode Y Carinae. Dans ce travail, je propose la première modélisation complète de Y Car qui satisfait toutes ces contraintes du point de vue de la théorie de l'évolution. Les deux périodes sont calculées, mais l'accord entre le rapport de périodes théorique et la valeur observée reste à améliorer. Résoudre ce problème conduira à améliorer la physique stellaire.

Nous présentons un relevé et une analyse spectroscopiques de plus de 1300 naines blanches brillantes (V < 17.5) et riches en hydrogène. Des spectres dans le domaine du visible avec un rapport signal-sur-bruit élevé ont été obtenus et les données ont ensuite été analysées avec notre méthode spectroscopique habituelle qui compare les profils observés des raies de Balmer à des spectres synthétiques calculés à partir de la dernière génération de modèles d’atmosphère. D’abord, nous présentons une analyse détaillée de 29 naines blanches de type DAO utilisant une nouvelle grille de modèles qui inclut du carbone, de l’azote et de l’oxygène aux abondances solaires. Nous démontrons que l’ajout de ces métaux dans les modèles d’atmosphère est essentiel pour surmonter le problème des raies de Balmer qui empêche un ajustement simultané de toutes les raies de Balmer avec des paramètres atmosphériques cohérents. Nous identifions également 18 naines blanches chaudes de type DA qui souffrent aussi du problème des raies de Balmer. Des spectres dans l’ultraviolet lointain obtenus des archives du satellite FUSE sont ensuite examinés pour démontrer qu’il existe une corrélation entre les abondances métalliques élevées et les cas du problème des raies de Balmer. Les conséquences de ces résultats pour toutes les naines blanches chaudes et riches en hydrogène sont discutées. En particulier, le scénario évolutif pour les naines blanches DAO est révisé et nous n’avons plus besoin d’évoquer l’évolution post-EHB pour expliquer la majorité des étoiles DAO. Finalement, nous élaborons un scénario dans lequel les métaux engendrent un faible vent stellaire qui expliquerait la présence d’hélium dans les étoiles DAO. Ensuite, nous présentons les résultats globaux de notre relevé, ce qui inclut une analyse spectroscopique de plus de 1200 naines blanches de type DA. En premier lieu, nous présentons le contenu spectroscopique de notre échantillon qui contient de nombreuses classifications erronées ainsi que plusieurs naines blanches de type DAB, DAZ et magnétiques. Nous discutons ensuite des nouveaux modèles d'atmosphère utilisés dans notre analyse. De plus, nous utilisons des modèles de naines M pour obtenir de meilleures valeurs des paramètres atmosphériques pour les naines blanches qui sont membres de systèmes binaires DA+dM. Certaines naines blanches uniques et quelques systèmes binaires double-dégénérées sont également analysés de manière plus détaillée. Nous examinons ensuite les propriétés globales de notre échantillon incluant la distribution de masse et la distribution de masse en fonction de la température. Nous étudions également la façon dont les nouveaux profils de raies de Balmer affectent la détermination des paramètres atmosphériques. Nous testons la précision et la robustesse de nos méthodes en comparant nos résultats avec ceux du projet SPY, dans le cadre duquel plus de 300 des mêmes naines blanches ont été analysées d'une manière complètement indépendante. Finalement, nous faisons un retour sur la bande d'instabilité des naines blanches pulsantes de type ZZ Ceti pour voir quels effets ont les nouveaux profils de raies sur la détermination de ses frontières empiriques. / We present a spectroscopic survey and analysis of over 1300 bright (V < 17.5), hydrogen-rich white dwarfs. High signal-to-noise ratio optical spectra were obtained and are then analyzed using our standard spectroscopic technique which compares the observed Balmer line profiles to synthetic spectra computed from the latest generation of model atmospheres. First, we present a detailed analysis 29 DAO white dwarfs using our new up-to-date model atmosphere grids in which we have included carbon, nitrogen, and oxygen at solar abundances. We demonstrate that the inclusion of these metals in the model atmospheres is essential in overcoming the Balmer-line problem, which manifests itself as an inability to fit all the Balmer lines simultaneously with consistent atmospheric parameters. We also identify 18 hot DA white dwarfs that also suffer from the Balmer-line problem. Far ultraviolet spectra from the {\it FUSE} archive are then examined to demonstrate that there exists a correlation between higher metallic abundances and instances of the Balmer-line problem. The implications of these findings for all hot, hydrogen-rich white dwarfs are discussed. Specifically, the possible evolutionary scenario for DAO white dwarfs is revised and post-EHB evolution need no longer be invoked to explain the evolution for the majority of the DAO stars. Finally, we discuss how the presence of metals might drive a weak stellar wind which in turn could explain the presence of helium in DAO white dwarfs. We then present the complete results from our survey, including the spectroscopic analysis of over 1200 DA white dwarfs. First we present the spectroscopic content of our sample which includes many misclassifications as well as several DAB, DAZ and magnetic white dwarfs. We then discuss the new model atmospheres we employ in our analysis. In addition, we use M dwarf templates to obtain better estimates of the atmospheric parameters for those white dwarfs which are in DA+dM binary systems. A handful of unique white dwarfs and double-degenerate binary systems are also analyzed in greater detail. We then examine the global properties of our sample including the mass distribution and mass distribution as a function of temperature. Next, we look at how the new Balmer-line profiles affect the determination of the atmospheric parameters. We then proceed to test the accuracy and robustness of our method by comparing our results to those of the SPY survey which has analyzed over 300 of the same white dwarfs in a completely independent manner. Finally, we also re-visit the ZZ Ceti instability strip and how the determination of its empirical boundaries is affected by the latest line profile calculations.

Les étoiles Miras sont des étoiles froides et évoluées (étoiles AGB), caractérisées par une variation de luminosité régulière et de longue période liée à une pulsation radiale. Cela se traduit par une atmosphère froide, étendue et faiblement liée gravitationnellement. Dans le spectre de ces étoiles, la détection variable d'émissions intenses dans les raies de Balmer de l'hydrogène est usuellement reliée à la propagation périodique d'une onde de choc radiative hypersonique dans l'atmosphère. Mon travail de thèse a eu d'abord pour objectif de confirmer l'existence d'une forte signature de polarisation linéaire accompagnant ces émissions, d'origine inconnue et déjà observée auparavant, et de caractériser son évolution temporelle. Je me base sur un suivi spectropolarimétrique inédit et effectué dans le cadre de ma thèse avec l'instrument NARVAL pour plusieurs Miras afin d'établir cette caractérisation. Ces suivis ont été réalisé sur tous les paramètres de Stokes (polarisation linéaire et circulaire) et surtout à des phases autour du maximum de luminosité.Un résultat majeur de ces observations est la détection systématique de signatures polarisées (polarisation surtout linéaire mais aussi parfois circulaire) liées aux émissions en intensité dans les raies de Balmer. L'utilisation d'un code de simulation d'atmosphère dynamique m'a permis de confirmer le lien entre une onde de choc et la présence d'émission dans ces raies, chose qui n'avait jamais été montrée par un modèle jusque là. Ces éléments me font affirmer que le mécanisme de polarisation est intrinsèque à l'onde de choc. La discussion sur l'origine de cette polarisation comporte deux grands axes : l'asymétrie globale de l'onde de choc amenant à une polarisation nette du rayonnement et la production locale dans le front du choc d'un champ magnétique responsable d'une polarisation par impact dans la zone de production des photons Balmer, c'est-à-dire le sillage du choc. D'autre part, j'invoque la possibilité d'une instabilité de Parker comme deuxième facteur de polarisation par impact et je discute le rôle potentiel de l'effet Hanle. / Mira stars are cool and evolved stars (AGB stars), characterized by a regular luminosity variation and a long period linked to a radial pulsation. All this imply a cool and extended atmosphere which is weakly linked by gravity. In the spectra of those stars, the variable detection of intense emissions in the Balmer lines of hydrogen are usually linked to the periodical propagation of a hypersonic radiative shock wave in the atmosphere. My thesis work's first objective was to confirm the existence of a strong polarimetric signature accompanying those emissions, whose origin is still unknown and already observed before, and to characterize its evolution through time. I rely on a novel spectropolarimetric survey, done in the framework of my thesis with the NARVAL instrument for several Mira stars in order to establish this characterization. Those surveys were done on all Stokes parameters (linear and circular polarization) and mainly during phases around the maximum of luminosity.A major result of these observations is the systematic detection of polarized signatures (mainly linear polarization but also circular sometimes) linked to the emissions in intensity in the Balmer lines. The use of a dynamical atmosphere simulation code allowed me to confirm the link between a shock wave and the presence of emissions in those lines. Such a result has never been been produced by a model until now. These elements make me state that the polarization mechanism is intrinsic to the shock wave. The discussion on the origin of such polarization consists of two main axes : the global asymmetry of the shock wave leading to a net polarization of the radiation and the local production in the shock's front of a magnetic field responsible for an impact polarization in the area of production of Balmer photons, namely the shock's wake. Besides that, I mention the possibility of a Parker instability as a second factor of impact polarization and I discuss the potential role of the Hanle effect.

Dans le cadre de mon projet de maîtrise, je me suis intéressée à la galaxie spirale NGC 5430 dans le but de mieux comprendre le rôle des barres sur l'évolution galactique. Pour ce faire, j'ai caractérisé les régions de formation d'étoiles jeunes (entre deux et quatorze millions d'années), communément appelées régions HII, à l'aide de données obtenues avec le nouvel instrument SpIOMM et un spectrographe conventionnel à l'Observatoire du Mont-Mégantic. Ainsi, j'ai réalisé l'étude de NGC 5430 au moyen de cartes de l'émission nébulaire, de courbes de rotation et de diagrammes diagnostiques permettant d'estimer la métallicité des régions HII ainsi que l'âge des populations d'étoiles jeunes qu'elles contiennent. J'ai, entre autres, déterminé que les régions HII situées dans la barre de cette galaxie voyageaient plus lentement et possédaient en moyenne des populations stellaires plus jeunes que les régions se trouvant dans les bras spiraux. J'ai également observé que deux vagues de formation stellaire distinctes ont eu lieu à la grandeur de la barre et des bras. De plus, aucun gradient de métallicité et d'âge en fonction du rayon de la galaxie n'a été mesuré, ce qui serait en accord avec la théorie suggérant que la barre constitue un mécanisme de mélange du gaz. Enfin, en comparant les résultats tirés de mes données à ceux présentés dans la littérature pour ce même objet, il m'a été possible de démontrer l'efficacité de SpIOMM