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

Les abondances relatives naturelles des différents isotopes stables de l'azote (δ15N) varient selon les tissus au sein d'un individu et selon les individus au sein d'une population, et ces différences reflètent à la fois les caractéristiques de structure et de fonctionnement du métabolisme azoté et ses modulations en lien avec des variations des conditions nutritionnelles et physio-pathologiques. Cette thèse vise, à travers une approche couplée d'expérimentation et de modélisation, à mieux caractériser et comprendre les modulations des δ15N des différents pools azotés et à démontrer la capacité des δ15N à fournir des informations sur les flux azotés de l'organisme, leurs valeurs et modulations, qui sont encore mal connus. Nous avons, dans un premier temps, mesuré les δ15N dans plusieurs tissus (intestin, foie, plasma, muscles, rein, peau...) et dans différentes fractions azotées (acides aminés, protéines, urée, NH4) chez le rat, dans différentes conditions nutritionnelles (chez des rats nourris avec des P de qualité différente, les protéines de lait et de soja) ou physiopathologiques (chez des rats présentant ou non un syndrome métabolique, associant insulino-résistance et obésité, après avoir consommé un même régime potentiellement obésogène). Ces données expérimentales nous ont permis (i) de montrer que l'écart de δ15N entre les protéines tissulaires et le régime est plus important lorsque la qualité protéique est moindre, et (ii) de mettre en évidence que, lors de l'initiation précoce d'un syndrome métabolique associant insulino-résistance et obésité, les δ15N de certains pools métaboliques sont modulés et constituent des signatures isotopiques des modulations métaboliques associées. Par ailleurs, grâce à l'analyse par modélisation compartimentale des cinétiques de δ15N mesurées expérimentalement dans les fractions acides aminés et protéines de différents tissus après augmentation du δ15N du régime, nous avons pu estimer les taux de renouvellement protéique tissulaires et explorer la structure et le fonctionnement des échanges entre acides aminés et protéines des différents tissus et comparer leur degré de compartimentation. Enfin, nous avons développé un modèle multi-compartimental reproduisant l'ensemble des flux azotés inter- et intra-organes de l'organisme et rendant compte des variations de δ15N observées. Cette représentation globale du métabolisme azoté fournit une vision novatrice du fonctionnement intégré du métabolisme azoté dont les données éparses de la littérature ne donnaient auparavant qu'une vision parcellaire et fragmentée. Le modèle a permis de reconstituer les mécanismes qui conduisent à l'observation de différences de δ15N entre pools azotés, de mieux comprendre quelles modulations sont les plus susceptibles d'affecter les δ15N, avec quelle amplitude et dans quel sens, et finalement d'expliquer les variations de δ15N mises en évidence expérimentalement en terme de modulation des flux azotés. L'ensemble de nos résultats d'expérimentation et de modélisation démontre la capacité des δ15N à apporter des informations sur les flux métaboliques azotés et souligne l'intérêt prometteur de cette approche nouvelle pour acquérir une compréhension intégrée du système complexe du métabolisme azoté inter- et intra-organes et des processus homéostatiques qui le régulent et de ses dérégulations pré-pathologiques. / Natural abundances of stable nitrogen isotopes vary among tissues within an individual and among individuals within a population, and these differences are linked to the structural and functioning characteristics of the nitrogen metabolism and also to its modulations in response to variations in nutritional and physiological conditions. In this thesis, we developed an approach combining both experimentation and modeling, in order to better characterize and understand the modulations in the δ15N values of various nitrogen metabolic pools, and to show the capacity of the δ15N to provide information regarding the values and modulations of the body nitrogen fluxes, that are still poorly determined. We first measured the δ15N in various tissues (intestine, liver, plasma, muscle, kidney, skin …) and in various nitrogen fractions (amino acids, proteins, urea, NH4) in rats, under different nutritional (i.e. in rats fed with P of distinct quality, that were milk and soy P) or pathophysiological (i.e. in rats that had or not become obese and insulin resistant after being fed a high-fat diet for 10 weeks). From these experimental data, we showed (i) that the tissue nitrogen discrimination (i.e., the difference between tissue and diet δ15N) is higher when the P is of lesser quality, and (ii) that, during the onset of a metabolic syndrome, in the presence of both insulin resistance and obesity, the δ15N differed in some nitrogen pools and thus constitute isotopic signatures of the metabolic impact of such conditions. In this thesis, we also measured the δ15N kinetics in the amino acid and protein fractions of several tissues after a shift in the diet δ15N. The analysis of these kinetics, using a compartimental modeling approach, enabled us to estimate tissue fractional turnover rates and to investigate the structure and the functioning of the protein synthesis and breakdown exchanges in some tissues and their level of compartmentation. Lastly, we developed a multi-compartmental model that describes the various body nitrogen transfers between and within tissues and accounts for the observed δ15N variability. This model of the nitrogen metabolism provides a new and systemic insight of the interactions and modulations of the various nitrogen fluxes, as opposed to the fragmented information available from the literature data. This model enabled us to reconstruct the mechanisms that caused the observed δ15N differences between nitrogen pools, to better understand how they vary, depending on which metabolic modulation and with which amplitude, and finally to hypothesize which nitrogen fluxes alterations are the more likely to be responsible for the δ15N variations that we observed in our experimentations. In conclusion, our experimental and modelling results show that it is feasible to gain information from the δ15N values regarding the metabolic nitrogen fluxes and their modulations, and highlight the interest of this new approach to get an integrated insight into the complex nitrogen metabolic system and a better understanding of the way the various between and within tissues nitrogen fluxes are regulated and altered.

Le gaz neutre dans les galaxies commence seulement à révéler ses secrets. FUSE permet depuis peu de sonder la phase atomique diffuse vers les régions Hii extragalactiques, sièges d'une intense formation d'étoiles. La méthode fait appel à l'analyse du profil des raies d'absorption d'espèces métalliques, telles que Ni, Oi, Si ii, Pii, Ar i ou encore Fe ii, afin de calculer leurs quantités, et d'estimer les abondances des éléments (c'est-à-dire rapportées à la quantité d'hydrogène). Les objets parmi les plus intéressants sont les galaxies bleues compactes. Peu évoluées chimiquement, elles offrent l'opportunité de comprendre l'interaction entre les flambées d'étoiles y prenant place et le milieu interstellaire environnant. Un des enjeux majeurs consiste à éprouver les modèles d'évolution chimique des galaxies en comparant les mesures d'abondances chimiques dans le gaz neutre aux habituelles estimations dans le gaz ionisé de leurs régions Hii. Ce travail de thèse comporte une étude de la galaxie bleue compacte IZw36, qui s'inscrit dans l'échantillon grandissant des galaxies dont le gaz neutre a été étudié avec FUSE, dont IZw18. Le résultat montre que le gaz neutre a déjà été enrichi en métaux, et n'est donc pas de composition chimique primordiale. D'autre part, les métaux semblent sous-abondants dans la phase neutre par rapport à la phase ionisée. Dans notre démarche pour confirmer ces résultats et approfondir la méthode utilisée, une nouvelle approche a consisté à observer les régions Hii géantes dans les galaxies spirales. NGC604, dans M33, est la première région de ce type a être étudiée avec FUSE. L'influence de l'étendue de la source sur les profils des raies d'absorption, le continu stellaire, l'ionisation, sont autant de paramètres qu'il a été possible d'analyser. Finalement, il apparaît que l'azote, l'oxygène et l'argon sont déficients dans le gaz neutre de NGC604, tandis que le fer est similaire dans les phases neutre et ionisée. À ce point, plusieurs raisons physiques peuvent être invoquées pour expliquer ces résultats, mais de futurs travaux seront nécessaires, notamment pour étudier l'influence de composantes saturées non résolues.

L'analyse des abondances stellaires suppose souvent que les raies spectrales se forment à l'équilibre thermodynamique local (ETL). Cette hypothèse n'est pas toujours appropriée notamment pour les étoiles pauvres en métaux et/ou évoluées. Pour mieux comprendre ces étoiles et appréhender leur rôle dans l'enrichissement chimique de la Galaxie, il est devenu nécessaire d'adopter une description hors ETL (HETL) plus réaliste mais aussi plus complexe à mettre en oeuvre. Mon travail de thèse a consisté à construire des modèles d'atomes à partir des bases de données de physique atomique les plus récentes pour deux éléments α : le magnésium et le calcium. Ils ont un intérêt astrophysique important car ils permettent de caractériser l'enrichissement chimique des populations stellaires. J'ai donc développé un code de construction de modèles d'atomes, FORMATO, pour l'étude des raies spectrales HETL. J'ai utilisé ces modèles pour calculer une grille de corrections HETL à appliquer sur les largeurs équivalentes des principales raies de ces éléments, dont certaines seront observées par la mission Gaia, pour des géantes et des super- géantes. J'ai aussi appliqué ces résultats pour calculer des lois d'assombrissement centre-bord HETL pour le triplet IR du CaII qui ont permis de déterminer, pour la première fois, l'extension chromosphérique de la géante β Cet, grâce à des mesures interférométriques (VEGA@CHARA). Enfin, dans le cadre du Carina Project, j'ai mis en évidence des effets HETL sur l'équilibre d'ionisation du fer (~0,1 dex) dans un échantillon de 44 géantes rouges de la galaxie dSph Carina, en s'appuyant sur une étude comparée des raies du FeI et FeII à l'ETL et HETL.

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

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.

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

Si les différentes composantes du syndrome métabolique (SM) sont susceptibles d’affecter le métabolisme protéique et des acides aminés (AA), les données disponibles sont peu nombreuses et souvent contradictoires, du fait de l’hétérogénéité de présentation de ce syndrome et des limites des approches classiques d’investigation du métabolisme azoté. Ce travail de thèse met à profit une nouvelle approche isotopomique, s’appuyant sur la mesure de l’abondance naturelle des isotopes stables de l’azote (δ15N) et du carbone (δ13C) dans les protéines et AA tissulaires pour identifier les altérations du métabolisme protéique survenant lors de l’induction nutritionnelle d’un SM chez le rat. Nos résultats permettent dans un premier temps de valider expérimentalement les prédictions d’un modèle multi-compartimental développé dans le laboratoire et montrant que les δ15N reflètent l’orientation différentielle des AA entre les voies anaboliques (protéosynthèse) et cataboliques (oxydation). Nous avons également montré que sous certaines conditions, les δ13C permettent d’estimer la part des carbones des AA et protéines tissulaires provenant respectivement des protéines, glucides et lipides alimentaires, renseignant ainsi sur la flexibilité métabolique des individus. Les mesures de δ15N et δ13C dans les protéines et AA, seules ou combinées à la mesure des taux de synthèse protéique après administration d’eau deutérée, nous ont ensuite permis de mettre en évidence les modifications du métabolisme protéique et des AA survenant lors de l’exposition périnatale et post-sevrage à un régime gras et sucré, ainsi que celles associées à des différences de sensibilité individuelles à l’induction d’un syndrome métabolique par ce même type de régime. Ces altérations sont tissu-spécifiques et diffèrent selon qu’elles proviennent uniquement de différences de sensibilité individuelle au régime ou qu’elles sont également attribuables à des différences d’équilibre glucido-lipidique dans l’alimentation. L’ensemble de nos résultats montrent que l’apparition d’un SM est associée à des réorientations du métabolisme des AA entre les voies anaboliques et d’oxydation, affectant de façon différente le foie, le muscle, l’intestin et le tissu adipeux, et à une altération de la flexibilité métabolique dans le muscle. Ces travaux ouvrent la voie à des études chez l’Homme, s’appuyant sur les mesures de δ15N et δ13C dans des pools accessibles. / Although the different components of the metabolic syndrome (MS) are likely to affect protein and amino acid (AA) metabolism, the available data are few and often contradictory, due to the heterogeneity of presentation of this syndrome and the limitations of classical approaches to investigate nitrogen metabolism. The present thesis work uses a novel isotopomic approach, based on the measurement of the natural abundance of stable isotopes of nitrogen (δ15N) and carbon (δ13C) in tissue proteins and AA to identify alterations in protein metabolism occurring during the nutritional induction of MS in rats. Our results allow to validate experimentally the predictions of a multi-compartimental model developed in the laboratory and showing that the δ15N reflects the differential orientation of AA between anabolic (proteosynthesis) and catabolic (oxidation) pathways. We have also shown that under certain conditions, the δ13C can allow to estimate the proportion of carbons in AA and tissue proteins issuing from dietary proteins, carbohydrates and lipids respectively, thus providing information on the metabolic flexibility of individuals. The measurements of δ15N and δ13C in proteins and AA, alone or combined with the measurement of protein synthesis rates after administration of deuterated water, then allowed us to highlight the changes in protein and AA metabolism occurring during perinatal and post-weaning exposure to a high-fat high-sugar diet, as well as those associated with individual differences in sensitivity to the induction of a MS by the same kind of diet. These alterations are tissuespecific and differ according to whether they result solely from differences in individual sensitivity to diet or whether they are also attributable to differences in the carbohydrate/lipid balance of the diet. Altogether, our results show that the development of MS is associated with changes in AA metabolic partitioning between the anabolic and oxidative pathways, differently affecting the liver, muscle, intestine and adipose tissue, and with an altered metabolic flexibility in muscle. This work opens the way to human studies, based on the measurements of δ15N and δ 13C in accessible pools.

Depuis plusieurs décennies, les observations des oscillations stellaires et la recherche d'exoplanètes se sont développées en parallèle, en utilisant les mêmes méthodes et les mêmes instruments : la méthode de vitesse radiale, à partir d'instruments au sol comme SOPHIE à l'OHP ou HARPS au Chili, et la méthode photométrique, à partir d'instruments spatiaux, comme CoRoT et Kepler. L'intérêt d'étudier les oscillations des étoiles centrales de systèmes planétaires est apparu dès le début de ces observations. La caractérisation des planètes nécessite une très bonne connaissance de l'étoile centrale et particulièrement de ses paramètres globaux comme la masse, le rayon, la température. L'étude de la différence entre les étoiles possédant des planètes et celles qui n'en ont pas, peut apporter des informations précieuses pour mieux comprendre la formation des systèmes planétaires. Dans cette thèse, nous avons choisi d'étudier précisément trois étoiles centrales de systèmes planétaires de type solaire : (i) HD 52265, la seule étoile cible principale de CoRoT, observée pendant plusieurs mois consécutifs avec une précision inégalée; (ii) 94 Cet, une étoile centrale de système planétaire dont les paramètres spectroscopiques ressemblent à ceux de  Virginis, étoile sans planète détectée, elle-même bien étudiée par ailleurs. 94 Cet a été observée avec le spectromètre HARPS à La Silla, Chili; (iii) 51 Pegasi, étoile "mythique", hôte de la première exoplanète observée en 1995 par Michel Mayor et Didier Queloz. Cette étoile a été observée avec le spectromètre SOPHIE à l'Observatoire d'Haute Provence. Dans tous les cas, nous avons comparé les fréquences observées et leurs combinaisons, avec celles calculées pour des modèles obtenus avec le Toulouse-Geneva Evolution Code. Les fréquences ont été calculées avec le code PULSE, de Montréal. Divers aspects physiques ont été testés, en particulier la diffusion atomique incluant les forces radiatives sur les éléments lourds. Nous avons obtenu des résultats intéressants pour ces trois étoiles, pour lesquelles les approches sont différentes. Dans les trois cas nous déduisons les paramètres extérieurs et des informations sur la structure. Ce travail comprend à la fois un aspect observationnel et de modélisation. C'est donc une approche assez complète de l'astérosismologie et de ses techniques.

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