Cette thèse aborde un point clé du couplage entre ces cycles: la dynamique des molécules azotées (AAs) des matières organiques du sol (MOS). Par des expériences d'incubation, nous avons estimé que les flux de biosynthèse des AAs par les micro-organismes du sol lors du processus de décomposition sont de l'ordre de 25% de la biomasse nouvellement formée. Le profil des AAs individuels biosynthétisés de novo est plus dépendant du type de sol que de la nature du substrat. Dans chaque sol, il est très similaire à celui des AAs des MOS. La biodégradation de matériaux végétaux marqués en 13C a révélé la transformation rapide des protéines végétales en matériaux microbiens. Ces résultats montrent que les AAs des MOS sont d'origine microbienne. Nous avons mesuré le renouvellement du C des AAs à long terme dans les horizons de surface de neuf sites présentant des végétations, climats et types de sol variés, en utilisant la technique de traçage par les abondances naturelles en 13C. L'âge moyen du carbone des AAs varie de 50 à 200 ans. Un modèle simple permet de discuter les hypothèses du recyclage des AAs des MOS par les micro-organismes. Les rapports isotopiques stables des AAs individuels ont été mesurés par chromatographie en phase gazeuse couplée à la spectrométrie de masse isotopique. À cette fin, nous avons développé une méthode d'étalonnage générique pour la détermination du rapport isotopique des composés spécifiques, par analyse de cultures microbiennes uniformément marquées. Au-delà des résultats présentés, l'étude apporte un large ensemble de données des AAs et examine les variations de l'abondance naturelle en 13C entre les AAs individuels. / We analyzed the coupled dynamics of C and N in Soil Organic Matter (SOM) through the dynamics of N-containing soil organic compounds (amino acids (AAs)) by tracing their carbon atoms. Stable isotope ratios of individual amino acids were measured by gas chromatography coupled with isotope ratio mass spectrometry. For this purpose, we developed a generic calibration method for compound-specific stable isotope ratio analysis, based on the analysis of uniformly labelled microbial cultures. We quantified the biosynthesis of AAs associated with the biodegradation process in four contrasted topsoils through short-term incubation experiments of 13C-labelled substrates. Amino acids-C accounts for ca. 25% of the newly-formed microbial biomass-C. The composition of the de novo biosynthesized individual amino acids was dependent on the soil type, and in each soil was similar to that of SOM amino acids. Biodegradation of 13C-labelled plant materials revealed the rapid conversion of plant proteins into microbial materials. These results together demonstrate that SOM amino acids are of microbial origin. We measured the dynamics of amino acids-C on the long term (decades to centuries) in nine sites using the natural 13C-labelling technique. On average, the age of AAs was equal or slightly inferior to that of bulk soil organic carbon, with mean ages ranging from 50 to 200 years. We built a conceptual model of AAs dynamics to discuss various hypotheses of AAs stabilization. Beyond these perspectives on C and N coupling in soil processes, the overall study brings a broad dataset of amino acids, as well as discuses variations of 13C natural abundance (δ13C) in-between individual amino acids.

L'étude de la composition chimique et de la cinématique des étoiles de la Voie Lactée est essentielle afin de comprendre comment les grandes structures de notre Galaxie se sont formées. Les étoiles de faible masse gardent en mémoire dans leur atmosphère la composition chimique du milieu interstellaire dans lequel elles sont nées, et leur cinématique est essentielle afin de caractériser les différentes populations stellaires. Dans cette thèse, nous étudions le disque galactique, composante majeure de notre Galaxie. Dans le cadre de la mission spatiale Gaia, nous avons développé une procédure automatique de mesure d'abondances chimiques, GAUGUIN, utilisée dans le cadre du Gaia-ESO Survey GES (abondances chimiques d'éléments alpha et du pic du fer pour 10000 étoiles) et du projet AMBRE (abondances de lithium pour 7300 étoiles). GAUGUIN va être intégré au pipeline d'analyse des spectres RVS de Gaia. Nous avons étudié l'évolution des dispersions des vitesses dans le disque galactique en fonction du [Mg/Fe], utilisé comme proxy de l'âge. A partir de 6800 étoiles de GES, nous avons détecté la présence d'étoiles du disque épais cinématiquement froides mais avec des valeurs élevées du rapport [Mg/Fe], donc possiblement âgées. Dans le contexte d'un milieu turbulent, nous discutons la présence de ces étoiles dans le cadre des différents modèles de formation du disque galactique. Nous avons également montré que l'abondance du lithium dans le disque montre une croissance avec la métallicité sur le domaine -1<[M/H]<+0 dex et décroît pour les métallicités super-solaires. Enfin, le disque mince et le disque épais seraient caractérisés par des évolutions chimiques différentes en abondance de lithium. / Studying both the chemical composition and kinematics of Milky Way stars is essential to understand how big structures of our Galaxy are formed. Indeed, low-mass stars retain in their photosphere the chemical composition of the interstellar medium is which they were born. Additionally, the kinematics are essential to characterize stellar populations. In this thesis, we focus on the galactic disc, a major component of the Milky Way. In the context of the Gaia mission, we have developed an automatic procedure GAUGUIN, devoted to deriving chemical abundances. We first applied our method to the Gaia-ESO Survey (GES) data to derive alpha and iron-peak chemical abundances for 10000 stars. We then derived lithium abundances for 7300 stars from the AMBRE project. GAUGUIN is well adapted to massive spectroscopic surveys, both in terms of computation time and accuracy. GAUGUIN will be soon integrated into the RVS DPAC analysis pipeline of the Gaia mission. We studied the velocity dispersions in the galactic disc as a function of the [Mg/Fe] ratio, used as an age proxy. Thanks to 6800 GES stars, we detected thick disc stars with cool kinematics and high [Mg/Fe] ratio, so presumably old. In the generally turbulent context of the primitive galactic disc, this thesis places these results in the framework of the different disc formation and evolution scenarios. We also showed that the lithium abundance in the galactic disc increases as a function of the metallicity in the domain -1<[M/H]+0 dex and decreases at super-solar metallicities. Finally, the thin and the thick discs could be characterized by different lithium abundance evolutions.

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Le bulbe Galactique, est cruciale pour comprendre les processus physiques responsables de la formationde la galaxie. L'étude spectroscopique des étoiles vieilles de faible masse permettre de caractériser endétail la chimie et la cinématique du bulbe. Dans cette thèse, nous avons utilisé des données provenantdu Gaia-ESO survey pour mener une étude détaillée du système du disque ainsi que du bulbeGalactique. La distribution de métallicité du bulbe est bimodale. La population riche en métaux montreune cinématique typique de la barre. Elle présente une caractéristique de double RC et recouvre laséquence du disque mince à haute métallicité dans le plan [Mg/Fe] vs. [Fe/H]. Nous associons cesétoiles avec celles de la barre formée à la suite de l'évolution séculaire du disque mince primordial.D'autre part, la population pauvre en métaux présente une cinématique chaude et ne participe pas à laforme en X du bulbe. Ces étoiles semblent imiter la distribution de celles du disque épais dans le plan[Mg/Fe] vs. [Fe/H]. Quand nous comparons la position en métallicité du genou de cette distribution,qui se trouve à [Fe/H]=-0.37+/-0.09 dex, elle est plus élevée de 0.6 dex par rapport au disque épais. Unmodèle d'évolution chimique permet de bien ajuster cette distribution pour les étoiles du bulbe ensupposant un épisode de formation stellaire rapide (<1 Gyr) et intense. L'origine du bulbe pauvre enmétaux reste encore relativement incomprise, mais divers projets futurs devraient permettre de faire ladistinction entre les processus violents ou ceux liés à une évolution séculaire qui ont pu contribuer à saformation / The Galactic bulge, as a massive and old Galactic component, is key to understand the physicalprocesses responsibles for the formation of the Galaxy. The spectroscopic study of long lived low massstars represents an opportunity to characterize the detailed chemical and kinematical patterns of theeventual mix of stellar populations building up the bulge. In this thesis we made use of data comingfrom the Gaia-ESO survey to conduct a detailed analysis of the disk system as well as bulge stellarpopulations. The bulge metallicity distribution function is bimodal. The metal-rich population exhibitsbar-like kinematics, displays the double RC feature and overlaps the metal-rich end of the thin disksequence in the [Mg/Fe] vs. [Fe/H] plane. We associate these stars with the bar X-shape bulge formedas the product of secular evolution of the early thin disk. On the other hand, the metal-poor populationpresents isotropic hot kinematics and does not participate in the X-shaped bulge. When compared to thethick disk, bulge stars seem to mimic their distribution in the [Mg/Fe] vs. [Fe/H] plane. Whencomparing the metallicity position of the so called ``knee'', that of the bulge is found to be at [Fe/H]=-0.37+/-0.09 dex, being 0.6 dex higher than that of the thick disk. A chemical evolution model suitablyfits the whole bulge sequence by assuming a fast (<1 Gyr) intense burst of star formation taking place atearly epochs. The origin of the metal-poor bulge still remains unconstrained, but further research shouldallow to distinguish between violent processes or secular evolution for its origin

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.

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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.

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

La spectroscopie est un aspect fondamental de l'astronomie observationnelle, offrant des contraintes sur la composition, la température, la densité, la masse et le mouvement des objets astronomiques. Cette thèse se concentre spécifiquement sur la spectroscopie des naines M, des étoiles petites et froides de la séquence principale, les plus nombreuses dans notre Galaxie. Malgré leur abondance, les naines M ont été moins étudiées que les étoiles plus brillantes en raison de leur faible luminosité et de leurs spectres complexes dominés par des bandes moléculaires. Cependant, leur importance en astrophysique est profonde, car elles sont cruciales pour comprendre les populations stellaires, l'évolution des galaxies et elles sont des cibles privilégiées dans la recherche et la caractérisation des exoplanètes, en particulier celles semblables à la Terre et potentiellement habitable. La pierre angulaire de notre méthodologie observationnelle est le SpectroPolarimètre InfraRouge (SPIRou), un instrument de pointe situé au Télescope Canada-France-Hawaï (CFHT). Ce spectropolarimètre proche infrarouge (PIR) est spécialisé pour des études lies à la détection et caractérisation d'exoplanètes et divers programmes d'astrophysique stellaire. La spectroscopie à haute résolution de SPIRou opère entre 0.98 et 2.35 microns, avec un pouvoir de résolution d'environ 70000, idéal pour étudier les étoiles relativement froides comme les naines M, qui émettent principalement dans le domaine spectral du proche infrarouge. Sa capacité à détecter des caractéristiques spectrales subtiles est cruciale pour déterminer avec précision les abondances élémentaires, la température effective et la vitesse radiale d'une étoile. De plus, bien que ce ne soit pas l'objectif principal de cette thèse, les capacités polarimétriques de SPIRou offrent des aperçus précieux sur les champs magnétiques des naines M. Notre analyse initiale s'est concentrée sur l'étoile de Barnard, une naine M bien étudiée dans le voisinage solaire. Nous avons comparé les spectres PIR haute résolution observés aux modèles d'atmosphère stellaire PHOENIX-ACES. Bien que ces modèles soient généralement en bon accord avec les observations, de nombreuses différences spectrales sont identifiées telles que le décalage du continuum, de la contamination non résolue de diverses raies de même que le décalage inattendu de raies spectrales de leur longueur d'onde nominale. Tous ces problèmes conspirent à biaiser les déterminations d'abondance et de température effective. Une partie importante de cette étude a impliqué l'identification d'une liste de raies spectrales fiables dans le spectre PIR pour l'analyse chimique. Nous avons développé un pipeline automatisé personnalisé qui prend en compte les incertitudes du modèle, adapté pour déterminer à la fois la température effective et les abondances chimiques basées sur un spectre PIR haute résolution. Pour l'étoile de Barnard, nous avons déterminé une température effective de 3231 +/- 21 K, en excellent accord avec la valeur de 3238 +/- 11 K déduite des méthodes interférométriques considérées comme les plus fiables. De plus, notre analyse a fourni des mesures d'abondance de 15 éléments, dont quatre (K, O, Y, Th) jamais signalés auparavant. Ces mesures sont en bon accord avec la littérature. S'appuyant sur notre étude initiale, nous avons étendu notre méthodologie à un échantillon de 31 naines M proches, dont une dizaine dans des systèmes binaires avec une étoile FGK comme primaire dont la métallicité est bien établie par la spectroscopie haute resolution dans le domaine visible. Cet échantillon permet d'investiguer l'applicabilité et les limites de nos techniques et de fournir une comparaison entre les mesures d'abondance déduites de la spectroscopie PIR et optique. Nous avons caractérisé les incertitudes de notre méthode Teff en la testant sur des modèles synthétiques avec divers niveaux de bruit et avons trouvé une incertitude constante de 10 K pour un rapport signal-bruit supérieur à ~100. La comparaison de nos mesures de température effective sont en excellent accord, à 30 K près, avec des valeurs interférométriques. Nous avons ensuite mesuré les abondances de jusqu'à 10 éléments différents pour ces étoiles, certaines ayant leurs premières compositions chimiques mesurées. Pour les systèmes binaires, nous avons trouvé des métallicités marginalement inférieures dans les naines M par rapport à leurs compagnons FGK dont la métallicité est dérive de la spectroscopie optique, avec des différences moyennes de 0,14 +/- 0,09 dex par rapport aux valeurs rapportées de Mann et al. (2013). On trouve donc un excellent accord entre les mesures d'abondances dérivées de la spectroscopie PIR haute résolution par notre méthode et celles dérivées de la spectroscopie haute résolution optique de leur compagnon FGK. Nos résultats ont contribué à l'analyse spectroscopique des naines M, élargissant le champ de l'analyse d'abondance chimique pour ces étoiles. Nous avons compilé une liste de raies fiables où les modèles PHOENIX montrent un bon accord avec les observations. Nos résultats soulignent la nécessité de modèles d'atmosphère améliorés pour mieux exploiter la puissance de la spectroscopie PIR pour une détermination précise de la température effective et des mesures d'abondance des naines M. / Spectroscopy is a foundational aspect of observational astronomy, providing critical insights into the composition, temperature, density, mass, and motion of astronomical objects. This thesis specifically focuses on the spectroscopy of M dwarfs, small and cool stars on the main sequence, which are the most numerous type of stars in our Galaxy. Despite their abundance, M dwarfs have been less studied than brighter stars due to their low luminosity and complex spectra dominated by molecular bands. However, their significance in astrophysics is profound, as they are crucial in understanding stellar populations, galaxy evolution, and are prime targets in the search and characterization of exoplanets, especially Earth-like ones potentially harboring life. The cornerstone of our observational methodology is the SpectroPolarimètre InfraRouge (SPIRou), a cutting-edge instrument housed at the Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT). This near-infrared (NIR) spectropolarimeter excels in a range of scientific studies, from exoplanet detection to stellar physics. SPIRou’s high-resolution spectroscopy operates between 0.98 and 2.35 microns, with a resolving power of about 70000, ideal for analyzing cool stars like M dwarfs, which emit predominantly in the NIR spectrum. Its ability to detect subtle spectral features is crucial for accurately determining elemental abundances, effective temperature, and radial velocity of a star. For our research, the high-resolution NIR spectroscopy of SPIRou was essential, allowing us to capture detailed spectra of M dwarfs with high precision, thus forming the foundation of our analysis. Our initial analysis centered on Barnard's star, a well-studied M dwarf in the solar neighborhood. We compared the observed high-resolution NIR spectra to the PHOENIX-ACES stellar atmosphere models. While those models are generally in good agreement with observations, numerous spectral differences are identified such as continuum mismatch, unresolved contamination, and spectral line shifts, all conspiring to bias elemental abundance and effective temperature determinations. A crucial part of this study involved identifying reliable spectral lines in the NIR spectrum for chemical analysis. We developed a customized automated pipeline that takes model uncertainties into account to determine both the effective temperature and chemical abundances based on a high-resolution NIR spectrum. For Barnard's star, we determined an effective temperature of 3231 +/- 21 K, in excellent agreement with the value of 3238 +/- 11 K inferred from interferometric methods. Additionally, our analysis has provided abundance measurements of 15 elements including four (K, O, Y, Th) never reported before. Those measurements are in good agreement with the literature. Building upon our initial study, we extended our methodology to a sample of 31 nearby M dwarfs, including some in binary systems with a FGK star as primary. This sample allows to investigate the broader applicability and potential limitations of our techniques and provide a comparison between abundance measurements inferred from NIR and optical spectroscopy. We investigated the uncertainties of our Teff method by testing it on synthetic models with various level of noise and found a consistent uncertainty of 10 K for signal-to-noise ratio greater than ~100. Our Teff are in excellent agreement with those inferred from interferometric methods within typical dispersion of ~30 K, comparable to the apparent noise floor of our Teff estimates, showing the validity of our method. We then measured the abundances for up to 10 different elements for these stars, many of them being their first measured chemical compositions. For the binary systems, we find an excellent agreement between our metallicities of M dwarfs compared to their FGK counterparts derived from optical spectroscopy, with with mean differences of 0.14 +/- 0.09 dex against the reported values from Mann et al. (2013). Our findings have contributed to the spectroscopic analysis of M dwarfs, broadening the scope of chemical abundance analysis for these stars. We compiled a reliable line list where PHOENIX models show good agreement with observations. Our results emphasize the need for improved atmosphere models to fully exploit the power of NIR spectroscopy for precise determination of effective temperature and abundance measurements of M dwarfs.

Alors que les galaxies évoluent, leur milieu interstellaire (MIS) s’enrichit continuellement en métaux, et cet enrichissement influence la formation d’étoiles. Les galaxies naines de faible métallicité de l’Univers Local sont les candidates idéales pour étudier l’influence de cet enrichissement en métaux sur les propriétés du MIS des galaxies et nous donne un aperçu des processus d’enrichissement et de formation stellaire dans des conditions proches de celles trouvées dans les systèmes pauvres en métaux de l’Univers primordial. Des études précédentes ont montré que le MIS des galaxies naines pose un certain nombre d’énigmes en terme d’abondance des grains, de composition de la poussière et même des processus d’émission en infrarouge lointain (FIR). Cependant, ces études étaient limitées à la poussière chaude émettant à des longueurs d’onde plus courtes que 200 micromètres et étaient effectuées sur un petit nombre de galaxies. Grâce à une sensibilité et une résolution améliorées dans les domaines FIR et submillimétriques (submm), Herschel nous donne une vue nouvelle sur les propriétés de la poussière froide dans les galaxies et nous permet d’étudier les galaxies les plus pauvres en métaux de manière systématique. Dans ce travail, je mène une étude des propriétés des poussières dans les galaxies naines et compare avec des environnements plus riches en métaux, pour aborder la question de l’impact de la métallicité sur les propriétés de la poussière. La nouveauté de ce travail réside dans le fait que les galaxies naines sont étudiées de manière systématique, nous permettant d’accéder aux, et de quantifier les propriétés générales représentatives de ces systèmes. Cette étude est conduite sur toute la gamme de longueurs d’onde infrarouge (IR)-submm, avec les nouvelles observations en FIR/submm d’Herschel, ainsi que des données Spitzer, WISE, IRAS, et 2MASS. Nous complétons ces données avec des mesures en domaine submm de télescopes au sol comme APEX ou le JCMT, pour étudier la présence et les caractéristiques de l’excès submm dans mon échantillon de galaxies. Je collecte aussi les données HI et CO pour accéder aux propriétés du gaz dans ces galaxies et étudier l’évolution du rapport en masse gaz-sur-poussière (G/D) avec la métallicité. Notre étude révèle des propriétés de poussière différentes dans les environnements de faible métallicité que celles observées dans des systèmes plus riches en métaux (par exemple, une poussière globalement plus chaude). Une émission en excès par rapport aux modèles utilisés, apparait souvent aux alentours de 500 micromètres, menant à d’importantes incertitudes sur les propriétés de la poussière, notamment sur la masse de poussière. Les excès les moins importants peuvent cependant être expliqués en utilisant une autre composition pour la poussière, avec des grains plus émissifs. Traceur idéal de l’état d’évolution chimique d’une galaxie, le G/D est en fait bien plus grand que ce que l’on pourrait attendre si l’on considère un modèle simple d’évolution chimique. Interprétée avec des modèles d’évolution chimique plus complexes, incorporant des processus de croissance des grains et/ou une formation d’étoiles épisodique, la relation entre le G/D et la métallicité, ainsi que sa dispersion, peuvent être expliquées par la grande variété d’environnements que nous considérons dans notre étude. / As galaxies evolve, their Interstellar Medium (ISM) becomes continually enriched with metals, and this metal enrichment influences the subsequent star formation. Low metallicity dwarf galaxies of the local Universe are ideal candidates to study the influence of metal enrichment on the ISM properties of galaxies and gives us insight into the enrichment process and star formation under ISM conditions that may provide clues to conditions in early universe metal-poor systems. Previous studies have shown that the ISM of dwarf galaxies poses a number of interesting puzzles in terms of the abundance of dust grains, the dust composition and even the FIR emission processes. However these studies were limited to the warmer dust emitting at wavelengths shorter than 200 microns and were done only on a small number of dwarf galaxies. Thanks to its increased sensitivity and resolution in FIR and submillimeter (submm) wavelengths, Herschel gives us a new view on the cold dust properties in galaxies and enables us to study the lowest metallicity galaxies in a systematic way. In this work, I carry out a study of the dust properties in dwarf galaxies and compare with more metal rich environments, in order to address the question of the impact of metallicity on the dust properties. The novelty of this work lays in the fact that dwarf galaxies are studied here in a systematic way, enabling us to derive and quantify the general properties that are representative of these systems. This study is conducted over the full IR-to-submm range, using new FIR/submm Herschel observations, Spitzer, WISE, IRAS and 2MASS data. We complete this set of data with longer submm measurements from ground-based facilities such as APEX and JCMT to study the presence and characteristics of the submm excess in my sample of galaxies. I also collect Hi and CO data to access the gas properties of the galaxies and study the evolution of the G/D with metallicity. Our study reveal different dust properties in low-metallicity environments than that observed in more metal-richs systems (e.g., an overall warmer dust component). An excess submm emission is often apparent near and/or beyond 500 microns rendering large uncertainties in the dust properties, even for something as fundamental as dust masses. Some of the smallest excesses can be explained by using another dust composition with more emissive grains. Ideal tracer of the chemical evolutionary stage of a galaxy, the gas-to-dust mass ratios (G/D) is found to be much higher than what is expected by simple chemical evolution models. Interpreted with more sophisticated chemical evolution models, including dust growth in the ISM and/or episodic star formation, the relation of the G/D with metallicity and its scatter can be explained by the wide variety of environments we are considering.