Les étoiles à neutrons ont été largement étudiées depuis que Baade and Zwicky ont postulé leur existence en 1934. Ces études ont été et sont réalisées à l'interface de différents domaines de la physique tels que : l'astrophysique en rayons X, l'observation des pulsars, la relativité générale et plus dernièrement les ondes gravitationnelles, la physique du solide, ainsi que la physique nucléaire. Dans cette thèse nous nous concentrerons sur la description des étoiles à neutrons dans le cadre de la physique nucléaire et précisément de la croûte interne de l'étoile. Ces étoiles sont caractérisées par une masse importante de l'ordre d'une à deux masses solaires dans un rayon de 10 km. Quant à leur structure interne elle peut être décrite en trois strates : la croûte externe, la croûte interne et le cœur. La croûte externe correspond à un réseau cristallin de noyaux atomiques et un gaz d'électrons relativistes. Vient ensuite la croûte interne, définie lorsque les noyaux de la croûte externe sont si riches en neutrons qu'ils les libèrent dans le milieu pour former un gaz. Ici, nous ne parlons plus de noyaux mais d'agrégats car tous les nucléons qui les composent ne sont plus systématiquement liés. Cette structure complexe et sa composition est à l'origine de nombreuses propriétés caractéristiques des étoiles à neutrons.C'est ainsi que nous construirons notre étude en trois parties. Tout d'abord nous commencerons par traiter le gaz de neutrons entourant les agrégats. Le gaz de neutrons que nous considérons uniforme ici est superfluide et devrait donc présenter un mode de Goldstone. Cette description sera effectuée à l'aide de la QRPA. Puis nous en viendrons à la description des agrégats. Dans ces conditions on s'attend à observer des cristaux de sphères, des cylindres et des plaques de matière nucléaire, que nous décrirons grâce à l'approximation ETF. Puis nous terminerons par la description de l'interaction entre les agrégats et le gaz au niveau dynamique, et ce dans le cadre de la théorie hydrodynamique. Ces résultats seront appliqués à l'astrophysique et en particuliers aux glitches. / Neutron stars have been extensively studied since Baade and Zwicky have proposed their existence in 1934. Their description is at the interface of numerous domains of physics, e.g., X-ray astrophysics, pulsar signal observation, general relativity and nowadays gravitational waves, solid state physics, and also nuclear physics. In this thesis we will concentrate on the nuclear physics description, especially of the inner crust. These stars are charaterized by their large mass from one to two solar masses, in a radius of 10 km. Their inner structure can be divded in three major layers: the outer crust, the inner crust and the core. The outer crust consists of nuclei coexisting with an electron gas to ensure charge neutrality. If one goes deeper into the crust, the ratio of neutrons with respect to the total nucleon number increases. Eventually, the excess of neutrons in the nuclei gets so high that they drip out from the nuclei and create a dilute neutron gas. From now on, we will speak of nuclear clusters instead of nuclei. This phenomenon defines the limit between the outer crust and the inner crust. This complicated structure and composition is at the origin of many characteristic properties of neutron stars. Hence, we will construct our work in three major parts. First, we start to account for the neutron gas surrounding the clusters, which we treat as uniform. Here, the neutron gas is assumed to be superfluid, and one can expect a Goldstone mode. This description will be done in the framework of QRPA. Second, we will focus on the study of properties of the clusters contained in the inner crust. Under these conditions we expect to see cystal of spheres, rods and plates of bound nucleons, that we will describe with the help of the ETF approximation. Third, we will finish by treating the interaction between the clusters and the gas with hydrodynamics. The results will be applied to astrophysics and in particular to glitches.

Le but de ce mémoire est de poser les jalons qui permettront d'identifier les sources d'énergie et les mécanismes physiques qui sont responsables de l'activité manifestée par les étoiles T Tauri. Dans le contexte offert par l'étude de l'activité des étoiles de type solaire, il s'agit ici de déterminer dans quelle mesure l'analogie solaire peut être appliquée à l'activité manifestée par les étoiles T Tauri. Cette démarche qui consiste à différencier les sources d'énergie dont disposent ces étoiles constitue une première étape vers leur identification. Le Chapitre 1 constitue un rappel des propriétés des étoiles T Tauri (1.2), des modèles théoriques qui s'y rapportent (1.3), et des sources d'énergie dont elles peuvent bénéficier (104). L'existence de champs magnétiques à la surface des étoiles T Tauri est établie dans le Chapitre II : en premier lieu, la détection de variations périodiques dans les courbes de lumière de 11 étoiles T Tauri y est rapportée (II.2.1) ; les variations photométriques périodiques sont interprétées en terme d'une distribution de température hétérogène à la surface des étoiles (11.2.2, 11.2.3) ; le développement (II.2A) et l'application (II.2.5) d'un modèle théorique visant à reproduire les courbes de lumière observées permettent ensuite de déduire les propriétés physiques et géométriques de cette distribution; finalement, la présence de champs magnétiques photosphériques à la surface des étoiles T Tauri, premier indice de l'existence d'un processus dynamo, est déduite de la comparaison des propriétés de cette distribution avec celles des taches magnétiques couvrant la surface des systèmes RS CVn (II.2.6). Le rôle du processus dynamo dans le chauffage non-radiatif de l'atmosphère des étoiles T Tauri est étudié dans le Chapitre III : pour ce faire, après avoir discuté les paramètres qui semblent au mieux refléter le niveau d'activité stellaire et l'efficacité du processus dynamo (III.2), le comportement des étoiles T Tauri est analysé dans des diagrammes activité-rotation et comparé à celui des étoiles de type solaire (III.3) , L'existence du processus dynamo y est établie et ses limites cernées, Les implications de ces résultats sur la physique du processus dynamo dans les étoiles complétement convectives sont abordées (III.4.1) et, après une analyse détaillée des différences existant entre l'atmosphère des étoiles T Tauri et celle des étoiles de type solaire (III.4.2), les résultats obtenus sont confrontés aux prévisions des modèles théoriques (III.4.3) ; finalement, l'accrétion de matière circumstellaire à la surface des étoiles est présentée comme une source d'énergie susceptible de suppléer le processus dynamo (III.4.4). Deux appendices, présentés sous la forme de publications parues dans Astronomy and Astrophysics, complètent cette étude. L'appendice A décrit l'analyse et l'interprétation de la courbe de lumière périodique de l'étoile DN Tauri, un membre représentatif de la classe des étoiles T Tauri. Cette appendice se rapporte directement au Chapitre II. L'ensemble de l'étude présentée dans ce mémoire repose sur la détermination précise des taux de rotation d'un échantillon statistiquement significatif d'étoiles T Tauri. Cette détermination, qui fut notre première tache, est décrite dans l'appendice B. Le lecteur y trouvera un exposé détaillé des différentes méthodes utilisées pour mesurer les taux de rotation de ces étoiles peu lumineuses. En outre, les résultats obtenus y sont analysés dans le cadre du problème de l'évolution du moment angulaire durant les phases pré-séquence principale.

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

L'obtention de copolymères à blocs occupe maintenant une place considérable dans la chimie macromoléculaire depuis l'avènement de nouvelles techniques de polymérisations contrôlées (polymérisation anionique coordinée, polymérisation cationique. polymérisation radicalaire contrôlée, ...) en plus de la polymérisation anionique Ces polymérisations contrôlées sont le seul moyen d'obtenir des polymères bien définis et plus particulièrement des copolymères à blocs en étoile. Pour ces copolymères à blocs, le couplage de deux polymères offre l'avantage de combiner leurs propriétés souvent divergentes (des blocs hydrophiles et des blocs hydrophobes, des blocs ioniques et des blocs non ioniques, des blocs rigides et des blocs mous, des blocs amorphes et des blocs cristallins) dans une seule structure. Un intérêt croissant s'est récemment développé pour les copolymères à blocs comportant des polymères biocompatibles et des polymères fonctionnalisés. L'auto-assemblage de copolymères à blocs dans des solvants sélectifs ainsi que la micellisation des copolymères à blocs et leur efficacité en tant que stabilisants d'émulsions sont particulièrement étudiés dans la littérature. Les PDMS sont des matériaux extrêmement intéressants, car ils possèdent de nombreuses propriétés physico-chimiques comparés aux autres polymères: températures de transition vitreuse faibles (env. -120°C) très grande flexibilité de la chaîne, bonne résistance à l'oxydation, résistance thermique et aux UV hydrophobicité, biocompatibilité, haute perméabilité aux gaz et faible énergie de surface. En dépit de leurs nombreuses propriétés particulières, les homopolymères PDMS sont mécaniquement trop faibles pour être utilisés dans différentes applications pratiques. En raison de leurs grands volumes de leur faible énergie de surface et de leur haute flexibilité de chaîne, les PDMS tendent à être rejetés de la matrice quand ils sont mélangés avec d'autres polymères. Un moyen efficace d'augmenter la compatibilité de ces mélanges est de former des copolymères siloxane-polymère organique. La poly(e-caprolactone) (PCL), un polyester aliphatique linéaire, est un polymère biocompatible et biodégradable et il est bien connu pour être miscible avec une grande variété de polymères. Les copolymères à blocs basés sur le PDMS et la PCL combinent les excellentes propriétés du PDMS avec l'effet de compatibilisation de la PCL. Cela en fait d'excellents candidats comme additifs pour la modification de surface, l'encapsulation de médicaments et dans des applications en tant que biomatériaux. La première partie de ce travail de thèse porte sur la synthèse de différents copolymères diblocs (PCL-b-PDMS), triblocs (PCL-b-PDMS-b-PCL) et en étoile (PCL)2-PDMS de masses molaires variables, par polymérisation anionique coordinée de l'e-caprolactone à partir d'un macroamorceur PDMS mono- ou dihydroxylé. Les copolymères à blocs synthétisés ont été caractérisés pour montrer l'influence de leur structure (linéaire ou étoile) sur leurs propriétés thermiques (température de transition vitreuse, température et enthalpie de fusion) et leur morphologie (taux de cristallinité).Le poly(chlorure de vinyle) non plastifié (PVC) est un polymère amorphe, linéaire, thermoplastique, avec un grand intérêt commercial. Quand il est plastifié, le PVC présente des propriétés intéressantes permettant des applications dans le domaine biomédical (tubes de sang pour l'hémodialyse, tubes endotrachéales, cathéters, lentilles de contact, gants, ainsi que l'emballage pour l'entreposage des médicaments). Parmi les plastifiants polymères qui peuvent être utilisés pour le PVC, les polyesters aliphatiques sont d'un grand intérêt, en particulier la poly(e-caprolaclone). Pour conférer une hémocompatibilité il peut être ajouté à ces mélanges des polysiloxanes, en particulier des poly(dimethylsiloxanes).

Les naines brunes sont des astres incapables de déclencher et soutenir des réactions nucléaires dans leur cœur. En l’absence de cette source d’énergie, leur luminosité diminue avec le temps jusqu’à leur extinction complète. Leur flux aux longueurs d’onde de 0,8 à 2,35 μm est particulièrement altéré par l’humidité contenue dans l’atmosphère terrestre, ce qui complique l’étude de ces astres. Le but de la présente recherche est de vérifier si la division par un spectre d’étoile A0 est un moyen de corriger l’altération causée par l’atmosphère terrestre sur cette partie de leur spectre. Tout d’abord, des notions, pertinentes à la compréhension de ce travail, sont abordées. L’introduction présente quelques notions sur les naines brunes et sur l’atmosphère terrestre. Le deuxième chapitre concerne le traitement des données. Il traite de la calibration, de la mise en évidence du problème de non-répétabilité de la position de la fente du spectromètre SIMON ainsi que de ses causes. Il porte aussi sur l’uniformisation de la réponse des pixels et de la soustraction du ciel pour extraire les spectres. La méthode employée pour étudier l’effet de l’atmosphère terrestre sur les spectres de naines brunes y est présentée. Le troisième chapitre analyse les résultats obtenus par l’utilisation de l’étoile de référence de type A0 comme calibration pour corriger le spectre de naine brune, en assumant un même effet de l’atmosphère terrestre sur les deux types d’astres. Nous ne pouvons conclure, avec certitude, que l’absorption tellurique affecte de la même façon les deux spectres ni de quelle façon exactement ils sont affectés. Une recherche supplémentaire nécessitant de nouvelles prises de données à des masses d’air et à des taux d’humidité variés est requise. / Brown dwarfs are celestial bodies unable to sustain nuclear reactions. For this reason their luminosity declines until complete extinction. Their flux, particularly in the band between 0,8 and 2,35 μm, is absorbed by the water vapor in the terrestrial atmosphere. The goal of this research is to find a way to correct this part of their spectra affected by this effect. First, general notions needed to understand the project are exposed. The second chapter concerns the data reduction. The calibration, the problem of the position repeatability of the slit of the spectrometer SIMON and his cause are exposed. It discusses techniques to even up the pixels’ response and the substraction of the sky from the spectra. The method used to study the atmosphere effect on brown dwarf spectra is presented. The third chapter analyses the results that use the A0 reference star to correct the brown dwarf spectrum. We cannot conclude that the A0 spectrum is affected in the same way as the brown dwarf spectrum by the terrestrial atmosphere. The data from a single night do not allow a good analysis of this effect as a function of air mass and humidity level. Others missions are needed.

L’ELT (Extremely Large Telescope), est un télescope de diamètre 39 m en cours de réalisation par l’Observatoire Européen Austral (ESO). Pour pouvoir tirer pleinement parti de sa taille, ses instruments seront équipés de systèmes d’Optique Adaptative (OA) qui compenseront la turbulence atmosphérique. Ces systèmes d’OA requièrent l’utilisation d’étoiles guides laser afin de maximiser la couverture du ciel. Les étoiles guides laser sont générées par laser accordé sur une résonance d’atome de sodium présents dans une couche d’une épaisseur de 10 km et située à environ 90 km d’altitude. Une étoile laser est donc un cylindre lumineux dans la haute atmosphère, allumé par la relaxation des atomes. L’analyse de front d’onde à l’aide de ces étoiles artificielles souffrent de limitations connues. De plus, sur un télescope de la taille de l’ELT, leur utilisation est compliquée par l’effet de perspective qui provoque un allongement de l’étoile guide lorsqu’elle est vue d’un point éloigné de son point de lancement au sol : le cylindre n’est plus vu par une section circulaire, mais sur le côté. Sur un télescope de 39m, l’élongation de l’étoile peut alors atteindre jusqu’à 20 secondes d’arc, à comparer avec le diamètre du cylindre qui est déterminé par la turbulence, soit de l’ordre d’une seconde d’arc. La variabilité de l’épaisseur, de l’altitude et de la distribution de densité de la couche de sodium ont alors un impact sur la mesure du front d’onde.L’étude de ce problème, qui porte à la fois sur les algorithmes de mesure et le design des analyseurs de front d’onde, a donné lieu à de nombreux travaux s’appuyant sur des simulations et des tests en laboratoire. Le but de cette thèse a été d’étudier cette question à l’aide de données expérimentales obtenues sur le ciel. Ces données ont été enregistrées grâce au démonstrateur d’OA CANARY, situé sur le télescope William Herschel sur l’île de la Palma aux Canaries. CANARY a été développé par le LESIA, en collaboration avec l’Université de Durham; le laser et son télescope d’émission ont été fournis et opéré par l’ESO. Lors de cette expérience, l'allongement extrême des étoiles laser qui sera observé sur l'ELT a été reproduit en plaçant le télescope d’émission à environ 40m du télescope William Herschel. Le front d'onde a ensuite été mesuré sur l’étoile laser allongée ainsi crée.Les travaux effectués pendant cette thèse ont consisté en la préparation de l’instrument et en particulier de l’analyseur de front d’onde de l’étoile laser, la réalisation des observations et le traitement des données résultant de ces dernières. L’analyse de ces données a permis de construire un budget d’erreur de la mesure de front d’onde sur étoile laser allongée. Grâce à ce budget d’erreur, les performances de différents algorithmes de mesure ont été comparées, ainsi que leur comportement face à la variabilité du profil de sodium et des conditions de turbulence. Enfin, différentes configurations d’analyseurs ont été extrapolées, ce qui a permis d’établir des limites sur leur design dans le cadre de l’ELT. / The ELT (Extremely Large Telescope) is a telescope whose diameter is 39 m currently under construction by the European Southern Observatory (ESO). In order to fully benefit from its size, ELT instruments will be equipped with Adaptive Optics (AO) systems to compensate the atmospheric turbulence. These AO systems require the use of Laser Guides Stars (LGS) in order to have as large a sky coverage as possible. LGS are generated using a laser tuned on a resonant frequency of sodium atoms contained in a layer approximately 90km high and 10 km thick. Therefore, a LGS is a luminous cylinder in the high atmosphere, lighted by sodium atoms relaxation. Wavefront sensing on these artificial stars suffers from known limitations. On a telescope the size of the ELT, their use is further complicated by the perspective effect which causes an elongation of the LGS when it is seen from a point distant from its launch position : the cylinder is no longer seen by its circular section, but on the side. On a 39m telescope, the elongation can reach up to 20 arcseconds, which is large compared to to the diameter of the cylinder determined by the turbulence, that is about 1 arcsecond. Variability of the thickness, height and density distribution of the sodium layer then have an impact on wavefront sensing. The study of this problem, which concerns both sensing algorithms and wavefront sensor design, has already been the subject of many work relying on simulations and laboratory experiments. This thesis aims at studying this question using experimental data obtained on sky. These data were acquired using the AO demonstrator CANARY, placed on the William Herschel Telescope (WHT) on the island of La Palma in the Canaries Island. CANARY was developed by LESIA in collaboration with Durham University; the laser and its launch telescope were supplied and operated by ESO. In this experiment, the extreme elongation of LGS as will be seen on the ELT was reproduced by placing the launch telescope 40 m away from the William Herschel Telescope. The wavefront was the measured on the elongated LGS thus created. The studies led during this thesis consisted in the preparation of the instrument and in particular the LGS Wavefront Sensor (WFS), the realisation of the observations and processing on the data obtained. Analysis of these data allowed to build an error breakdown of wavefront sensing on the elongated LGS. Thanks to this error breakdown, performances of different measurement algorithms where compared, as well as their behaviour according to the variability of the sodium profile and the turbulence conditions. Finally, different wavefront sensor designs were extrapolated which allowed to establish limits on their designs for the ELT.

Les études Galactiques nécessitent de grands échantillons d'étoiles dont la masse, l'âge, les abondances, la vitesse et la distance sont connues. Les observations spectroscopiques permettent de mesurer certains de ces paramètres et les autres sont soit déterminés par d'autres moyens, ou dérivés par le calcul. Le besoin d'échantillons statistiquement représentatifs a motivé la construction d'instruments, et la réalisation de grands relevés comme le SDSS, LAMOST et GAIA... Ces projets génèrent une énorme quantité de données que les méthodes d'analyse interactives traditionnelles ne peuvent pas gérer. Cela a motivé des efforts pour concevoir des méthodes automatiques. Mon travail a commencé dans ce contexte, et les objectifs étaient de développer et tester une méthode automatique, puis de l'appliquer à des spectres stellaires à moyenne résolution. La thèse comporte quatre sections : 1. Je présente le package informatique ULySS, et en particulier son application à la détermination des paramètres atmosphériques des étoiles. 2. Nous avons utilisé ULySS pour déterminer les paramètres atmosphériques des 1273 étoiles de la bibliothèque CFLIB. 3. Nous avons appliqué la même méthode sur des observations obtenus pendant la mise en service de LAMOST et nous avons préparé une base de données de spectres de références pour les relevés futurs avec cet instrument. 4. Nous avons cherché des étoiles présumées pauvres en métaux (MP) en se servant des données de vérification scientifique de LAMOST. Cette étude contribue à l'étude des étoiles MP dans la Voie Lactée et montre la faisabilité de ces recherches avec LAMOST et ULySS / Galactic studies require large samples of stars with known mass, age, abundance, spatial velocity and distance etc. Spectroscopic observations allow ones to measure some of these parameters and to derive the others. The need for statistically representative samples motivated the construction of instruments and the realization of large surveys like SDSS, LAMOST and GAIA... These projects bring an enormous quantity of data that the traditional interactive spectral analysis methods cannot handle. This triggered efforts to design automatic methods. My work started in this context, and the goals were to develop and test an automatic method and to apply it to medium resolution stellar spectra. The thesis contains four sections: 1. The ULySS package, and in particular its application to the determination of the atmospheric parameters of stars is presented. 2. We used ULySS to determine the atmospheric parameters of the 1273 stars of the CFLIB library. 3. We applied the same method on LAMOST commissioning observations and we prepared stellar spectral templates for the future surveys. 4. We searched new metal-poor (hearafter MP) stellar candidates from LAMOST commissioning observations. The result of these MP star candidates is a prelude to the feasibility of LAMOST's capability on searching and enlarging the sample of MP stars in the Milky Way

Les enveloppes circumstellaires autour des géantes rouges s'établissent pendant de longues périodes qui peuvent durer jusqu'à 10^6 ans. Elles peuvent donc être étendues (~1pc, peut-être plus) et nous avons besoin de différents traceurs complémentaires pour décrire leurs propriétés globales. Je présente dans cette étude un programme conçu pour examiner les propriétés de la matière dans les parties externes des enveloppes circumstellaires autour d'étoiles de la Branche Asymptotique des Géantes (AGB) et leur liaison avec les enveloppes internes. Je présenterai donc des observations HI à 21 cm ainsi que des observations des transitions rotationnelles de la molécule CO pour plusieurs types d'étoiles. Notre interprétation des profils HI observés est que le vent stellaire est freiné par le milieu interstellaire ambiant. Nous avons conçu un modèle sphérique pour tenter de prédire cette émission HI, et je discuterai ses résultats. Dans plusieurs cas, l'émission HI est allongée dans une direction compatible avec le mouvement propre de l'étoile, un phénomène qui est observé de plus en plus couramment et qui pourrait de même s'expliquer dans le cadre d'une interaction avec le milieu local.

L'imagerie à la limite de diffraction des télescopes de grand diamètre constitue un enjeu majeur pour l'astrophysique moderne. Mais il faut compenser les effets délétères de la turbulence sur la phase de l'onde électromagnétique. Je développe un algorithme d'optimisation globale pour le problème inverse non-linéaire de reconstruction de front d'onde à partir d'une image tavelée, et je montre le bénéfice de la diversité polychromatique (images à différentes longueurs d'onde) pour gérer plus de degrés de liberté. Pour l'Etoile Laser Polychromatique, je montre qu'estimer conjointement tout le front d'onde à partir de l'image améliore considérablement l'estimation de son déplacement par rapport au barycentre. Je développe aussi une méthode d'interspectre bi-chromatique pour estimer le déplacement lorsque l'étoile est résolue. Je présente enfin une approche inverse pour traiter en temps-réel les données d'un détecteur à comptage de photons (gain 4 en résolution spatiale).

Les naines brunes sont des astres incapables de déclencher et soutenir des réactions nucléaires dans leur cœur. En l’absence de cette source d’énergie, leur luminosité diminue avec le temps jusqu’à leur extinction complète. Leur flux aux longueurs d’onde de 0,8 à 2,35 μm est particulièrement altéré par l’humidité contenue dans l’atmosphère terrestre, ce qui complique l’étude de ces astres. Le but de la présente recherche est de vérifier si la division par un spectre d’étoile A0 est un moyen de corriger l’altération causée par l’atmosphère terrestre sur cette partie de leur spectre. Tout d’abord, des notions, pertinentes à la compréhension de ce travail, sont abordées. L’introduction présente quelques notions sur les naines brunes et sur l’atmosphère terrestre. Le deuxième chapitre concerne le traitement des données. Il traite de la calibration, de la mise en évidence du problème de non-répétabilité de la position de la fente du spectromètre SIMON ainsi que de ses causes. Il porte aussi sur l’uniformisation de la réponse des pixels et de la soustraction du ciel pour extraire les spectres. La méthode employée pour étudier l’effet de l’atmosphère terrestre sur les spectres de naines brunes y est présentée. Le troisième chapitre analyse les résultats obtenus par l’utilisation de l’étoile de référence de type A0 comme calibration pour corriger le spectre de naine brune, en assumant un même effet de l’atmosphère terrestre sur les deux types d’astres. Nous ne pouvons conclure, avec certitude, que l’absorption tellurique affecte de la même façon les deux spectres ni de quelle façon exactement ils sont affectés. Une recherche supplémentaire nécessitant de nouvelles prises de données à des masses d’air et à des taux d’humidité variés est requise. / Brown dwarfs are celestial bodies unable to sustain nuclear reactions. For this reason their luminosity declines until complete extinction. Their flux, particularly in the band between 0,8 and 2,35 μm, is absorbed by the water vapor in the terrestrial atmosphere. The goal of this research is to find a way to correct this part of their spectra affected by this effect. First, general notions needed to understand the project are exposed. The second chapter concerns the data reduction. The calibration, the problem of the position repeatability of the slit of the spectrometer SIMON and his cause are exposed. It discusses techniques to even up the pixels’ response and the substraction of the sky from the spectra. The method used to study the atmosphere effect on brown dwarf spectra is presented. The third chapter analyses the results that use the A0 reference star to correct the brown dwarf spectrum. We cannot conclude that the A0 spectrum is affected in the same way as the brown dwarf spectrum by the terrestrial atmosphere. The data from a single night do not allow a good analysis of this effect as a function of air mass and humidity level. Others missions are needed.