Contexte. Les étoiles naissent ensemble dans des nuages moléculaires géants. Si nous faisons l’hypothèse qu’ils étaient à l’origine chimiquement homogènes et bien mélangés, nous nous attendrions à ce que les étoiles issues d’un même nuage aient la même composition chimique. La plupart des groupes d’étoiles sont perturbés lors de leur évolution dans la galaxie et l’information dynamique est perdue. Ainsi la seule possibilité que nous ayons de reconstruire l’histoire de la formation stellaire est d’analyser les abondances chimiques que l’on observe aujourd’hui.But. La technique de marquage chimique a pour but de retrouver les amas d’étoiles dissociés en se basant uniquement sur leur composition chimique. Nous évaluons la viabilité de cette technique pour retrouver les étoiles qui sont nées dans un même amas mais qui ne sont plus gravitationnellement liées.Méthodes. Nous avons créé une librairie de spectres stellaires de haute qualité afin de faciliter l’évaluation des analyses spectrales. Nous avons développé notre propre outil d’analyse spectrale, nommée iSpec, capable d’homogénéiser les spectres stellaires venant de tous types d’instruments et de dériver les paramètres atmosphériques et les abondances chimiques. Finalement, nous avons compilé des spectres stellaires d’étoiles de 32 amas ouverts, nous avons dérivé de façon homogène les paramètres atmosphériques et les abondances de 17 espèces, et nous avons utilisé des algorithmes d’apprentissage automatique pour grouper les étoiles en se basant sur leur composition chimique.Résultats. Nous avons trouvé que les étoiles à des étapes d’évolution différentes ont des motifs chimiques distincts qui peuvent être dus à des effets NLTE,de diffusion atomique, de mélange et de corrélation à partir des déterminations de paramètres atmosphériques. Quand nous séparons les étoiles suivant leur stade d’évolution, nous observons qu’il y a un important degré de recouvrement dans la détermination des signatures chimiques des amas ouverts. Ceci rend difficile de retrouver les groupes d’étoiles nées ensemble en utilisant la technique de marquage chimique. / Context. Stars are born together from giant molecular clouds and, if weassume that they were chemically homogeneous and well-mixed, we expect them toshare the same chemical composition.Most of the stellar aggregates are disrupted while orbiting the Galaxy and thedynamic information is lost, thus the only possibility to reconstruct the stellarformation history is to analyze the chemical abundances that we observe today.Aims. The chemical tagging technique aims to recover disrupted stellarclusters based merely on their chemical composition. We evaluate the viability of thistechnique to recover conatal stars that are not gravitationally bound anymore.Methods. We built a high-quality stellar spectra library to facilitate theassessment of spectral analyses. We developed our own spectral analysisframework, named iSpec, capable of homogeneizing stellar spectra and derivingatmospheric parameters/chemical abundances. Finally, we compiled stellar spectrafrom 32 Open Clusters, homogeneously derived atmospheric parameters and 17abundance species, and applied machine learning algorithms to group the starsbased on their chemical composition. This approach allows us to evaluate theviability of the chemical tagging technique.Results. We found that stars in different evolutionary stages havedistinguished chemical patterns may be due to NLTE effects, atomic diffusion, mixingand correlations from atmospheric parameter determinations. When separating starsper evolutionary stage, we observed a high degree of overlapping among OpenCluster’s chemical signatures, making it difficult to recover conatal aggregates byapplying the chemical tagging technique.

Comprendre le processus de formation stellaire est un objectif majeur en astronomie. Sur ce sujet les observations ne donnent que très peu d'information, et les modèles numériques sont donc naturellement privilégiés. De tels modèles s'attachent à suivre la dynamique du gaz, sous l'effet de processus physique variés, ce qui nécessite un temps de calcul très important et ne permet pas de modéliser l'évolution au delà de 0.2 Myr environ. Or les résultats observationnels sont essentiellement issus du champ galactique proche, des amas évolués, voire des regions jeunes ou associations d'étoiles, dont l'âge peut varier de 1 Myr à quelques Gyr. Par conséquent, il est nécessaire pour comparer les résultats des modèles aux observations de comprendre ce qu'il se passe durant cet intervalle de temps. La formation stellaire tend à produire des étoiles en groupes, à partir de l'effondrement gravitationnel d'un nuage moléculaire turbulent. A mesure que les étoiles se forment, le gaz est éjecté et l'évolution est dominée par les interactions gravitationnelles. Suivre l'évolution sous l'effet de ces interactions est couramment utilisé afin de contraindre les modèles et de mieux comprendre l'origine des populations stellaires observées. Les étoiles se forment en sous-groupes ou structures hiérarchisées, qui peuvent ensuite fusionner pour donner des amas stellaires proche des amas ouverts, ou au contraire finir en associations distinctes. Dans ma thèse, je me suis intéressé à l'évolution dynamique de petits groupes d'étoiles, jusqu'alors peu étudiés par rapport aux groupes à 1000 ou 10^4 étoiles. J'ai simulé l'évolution de groupes à N < 100, dans le but d'en étudier la dynamique d'un point de vue statistique, grâce notamment au grand nombre de simulations effectuées, et afin d'identifier les signatures observationnelles propres à une situation initiale donnée. A partir d'un grand nombre de configurations initiales (avec N=20, 50, 100, un rayon typique de 0.025 pc à 1 pc) et 500 simulations par configurations, j'ai étudié l'évolution dynamique de groupes composés d'étoiles de même masse ou comprenant un spectre de masse, et sans population de binaire initiale. L'évolution de tels groupes s'est révélée similaire à celle de groupes plus grands, mais avec une phase d'effondrement plus rapide et surtout moins prononcée. Je décris le comportement moyen menant à une lente expansion de l'amas, ainsi qu'une voie d'évolution très différente, apparaissant dans 17% des cas étudiés, où l'amas est complètement dispersé suite à l'éjection d'une binaire centrale serrée. J'ai également recherché dans quelle mesure les données en densité et en vitesse 3D pouvaient permettre d'identifier l'état dynamique initial d'un groupe. L'utilisation de ces seules données suffisait dans certain cas à déterminer la densité initiale, mais elles devraient être complétées par des données concernant la population de binaire. Ce travail pourra être mis en application pour étudier l'origine dynamique d'association ou de groupes stellaires connus. Enfin, j'ai effectué un grand nombre de simulations numériques dans le but de reproduire l'état observé de l'amas eta Chamaeleontis par pure évolution dynamique à partir de conditions initiales standards. Cette association présente des caractéristiques d'amas évolué, telle que son spectre de masse pauvre en objets de faible masse et l'absence de binaires larges. Je montre que ces propriétés ne peuvent pas être reproduites uniquement par la dynamique, et sont donc les traces d'un processus de formation non standard.

Comprendre le processus de formation stellaire est un objectif majeur en astronomie. Sur ce sujet les observations ne donnent que très peu d'information, et les modèles numériques sont donc naturellement privilégiés. De tels modèles s'attachent à suivre la dynamique du gaz, sous l'effet de processus physique variés, ce qui nécessite un temps de calcul très important et ne permet pas de modéliser l'évolution au delà de 0.2 Myr environ. Or les résultats observationnels sont essentiellement issus du champ galactique proche, des amas évolués, voire des regions jeunes ou associations d'étoiles, dont l'âge peut varier de 1 Myr à quelques Gyr. Par conséquent, il est nécessaire pour comparer les résultats des modèles aux observations de comprendre ce qu'il se passe durant cet intervalle de temps. La formation stellaire tend à produire des étoiles en groupes, à partir de l'effondrement gravitationnel d'un nuage moléculaire turbulent. A mesure que les étoiles se forment, le gaz est éjecté et l'évolution est dominée par les interactions gravitationnelles. Suivre l'évolution sous l'effet de ces interactions est couramment utilisé afin de contraindre les modèles et de mieux comprendre l'origine des populations stellaires observées. Les étoiles se forment en sous-groupes ou structures hiérarchisées, qui peuvent ensuite fusionner pour donner des amas stellaires proche des amas ouverts, ou au contraire finir en associations distinctes. Dans ma thèse, je me suis intéressé à l'évolution dynamique de petits groupes d'étoiles, jusqu'alors peu étudiés par rapport aux groupes à 1000 ou 10^4 étoiles. J'ai simulé l'évolution de groupes à N < 100, dans le but d'en étudier la dynamique d'un point de vue statistique, grâce notamment au grand nombre de simulations effectuées, et afin d'identifier les signatures observationnelles propres à une situation initiale donnée. A partir d'un grand nombre de configurations initiales (avec N=20, 50, 100, un rayon typique de 0.025 pc à 1 pc) et 500 simulations par configurations, j'ai étudié l'évolution dynamique de groupes composés d'étoiles de même masse ou comprenant un spectre de masse, et sans population de binaire initiale. L'évolution de tels groupes s'est révélée similaire à celle de groupes plus grands, mais avec une phase d'effondrement plus rapide et surtout moins prononcée. Je décris le comportement moyen menant à une lente expansion de l'amas, ainsi qu'une voie d'évolution très différente, apparaissant dans 17% des cas étudiés, où l'amas est complètement dispersé suite à l'éjection d'une binaire centrale serrée. J'ai également recherché dans quelle mesure les données en densité et en vitesse 3D pouvaient permettre d'identifier l'état dynamique initial d'un groupe. L'utilisation de ces seules données suffisait dans certain cas à déterminer la densité initiale, mais elles devraient être complétées par des données concernant la population de binaire. Ce travail pourra être mis en application pour étudier l'origine dynamique d'association ou de groupes stellaires connus. Enfin, j'ai effectué un grand nombre de simulations numériques dans le but de reproduire l'état observé de l'amas eta Chamaeleontis par pure évolution dynamique à partir de conditions initiales standards. Cette association présente des caractéristiques d'amas évolué, telle que son spectre de masse pauvre en objets de faible masse et l'absence de binaires larges. Je montre que ces propriétés ne peuvent pas être reproduites uniquement par la dynamique, et sont donc les traces d'un processus de formation non standard. / Understanding the star formation process is a key issue in astronomy. Since direct observation provide only very limited information, this issue is investigated by models. Such models need to take into account complex physical processes while following the gas dynamics, so that simulations need a lot of time to run and do not follow the star formation process for longer than 0.2 Myr. The best known observational results concerns the field population, evolved open clusters or younger clusters or associations, which are between 1 Myr and a few Gyr old. Therefore in order to compare the results from models to known observations, we need to bridge the gap between the two. Star formation appears to produce groups of stars from the collapse of turbulent molecular clouds. As stars form, the gas is progressively ejected from the cluster, and the evolution is dominated by gravitational interactions. Following the dynamical evolution of a group of star using N-Body codes is a standard way used to constraint the models and understand the origin of the different populations. Star formation may produce sub-structure or small groups that merge to form bigger entities, or end up as loose association. In my thesis I focused on the dynamics of small groups, that have not been investigated as thoroughly as 1000 or 10^4 star groups. I performed N-Body simulations of small stellar groups, with N<100, in order to study their dynamics using a statistical approach, made possible by running a large number of simulations, and to find some observational signatures of given initial conditions. This approach enable to take full account of stochastic effects due to dynamical interactions. Using a large number of initial configurations (with N=20, 50, 100, a typical radius from 0.025 pc to 1 pc) and a sample of 500 simulations per configuration, I looked at equal mass groups as well as groups having a mass spectrum, without any binary initially. Such small groups show similar evolution to bigger groups, but with faster and less pronounced collapse phase. I described the average behaviour of slow expansion of the cluster, and an alternative evolution, occurring with 17% probability, that ended in the complete dissolution of the group due to ejection of a central binary. Searching for a way to identify the initial configuration from observational measure, I looked at the complementarity of density and 3D velocity and was able to show that it could be sufficient in some cases to determine the initial density. Further investigations are needed to take into account the information on the binary population and will be used to investigate the formation of known associations or young regions. Finally, I ran a large number of simulations, aiming at reproducing the observed state of the eta Chamaeleontis from standard initial conditions and pure dynamical evolution. This association properties are consistent with a dynamical evolved cluster, namely low-mass object poor and having only tight binaries. I showed that these properties cannot be reproduced with pure dynamical evolution from standard initial mass function and binary population, meaning that its particular features must have been pristine.

On observe des anomalies d'abondances en surface de nombreuses étoiles A (d'amas et du champ). Ces anomalies d'abondances sont générées par la diffusion microscopique et peuvent etre modulées par l'action d'autres processus de m´elange, incluant la convection, le méange rotationnel, la perte de masse, etc. Ces étoiles désignées chimiquement particulières montrent typiquement des sous-abondances en calcium et/ou en scandium ainsi que des surabondances en éléments du pic du fer et en éléments plus lourds. Les étoiles A non magnétiques de ce type sont classifiées Am.<br />En observant en particulier des étoiles A et F dans des amas ouverts, on peut obtenir des informations additionnelles qui facilitent la comparaison aux mod`eles, soient la composition chimique initiale et l'age de ces étoiles. Ainsi en déterminant la composition chimique des étoiles A/F dans plusieurs amas ouverts d'ages différents, on peut suivre l'évolution de la composition chimique de surface et contraindre les modèles évolutifs au niveau des processus de transport.<br />Dans cette thèse, j'expose l'analyse de la composition chimique d'échantillons d'étoiles A et F dans deux amas ouverts d'ages différents: les Pléiades (100 Myrs) et Coma Berenices (450 Myrs). Ce travail repose sur des observations que j'ai menées avec les trois spectrographes AURELIE, ELODIE et SOPHIE a l'Observatoire de Haute-Provence (OHP). La méthode des spectres synthétiques, basée sur des modèles d'atmosphères d'ATLAS9-12, a été utilisée afin de déterminer les abondances de 22 éléments. Ces observations sont ensuite comparées aux prédictions des modèles évolutifs de Montréal. Les résultats démontrent l'existence de processus hydrodynamiques dans les zones radiatives de ces étoiles et qui contrebalancent les effets de la diffusion microscopique.

Le processus d'accrétion joue un rôle crucial dans le scénario de formation stellaire. Il régit l'interaction des étoiles jeunes avec leurs disques, en régulant l'échange de masse et de moment cinétique; ainsi, il a un impact durable sur leur évolution. De plus, l'accrétion est un ingrédient essentiel de la physique des systèmes étoile-disque à l'époque de formation planétaire. Selon le modèle d'accrétion magnétosphérique, une cavité de quelques rayons stellaires s'étend de la surface de l'étoile au bord interne du disque. L'interaction se produit donc par le champ magnétique stellaire, qui pénètre le disque interne et l'attèle à l'objet central. Des colonnes d'accrétion se développent du disque interne suivant les lignes de champ, et atteignent l'étoile à des vitesses presque de chute libre. L'impact à la surface crée des chocs localisés, qui sont responsables de l'excès de luminosité UV distinctif des systèmes accrétants par rapport aux objets non-accrétants. L'évolution temporelle intrinsèque et l'effet d'alternance du côté visible des objets au cours de leur rotation se mélangent dans la variabilité photométrique typique des étoiles jeunes, révélée par les campagnes de suivi.Durant ma thèse, j'ai mené une étude statistique du processus d'accrétion et de sa variabilité dans la région NGC 2264 (3 Myr). Cet amas contient plus de 700 membres, repartis entre étoiles avec disque (45%) et sans disque. J'ai qualifié l'accrétion par la diagnostique de l'excès UV; les étoiles de l'amas privées de disque définissent le niveau d'émission de référence au-dessus duquel l'excès UV provenant du choc d'accrétion est décelé et mesuré. Mon étude se base sur un jeu de données photométriques obtenues au télescope Canada-France-Hawaii (CFHT), comprenant un relevé profond en 4 filtres (u,g,r,i) et un suivi simultané de variabilité optique (bande r) et UV (bande u) d'une durée de 2 semaines et avec échantillonnage de l'ordre des heures. Dans une première étape de cette étude, je convertis les excès UV en taux d'accrétion pour obtenir une image globale du processus à travers l'amas et examiner sa dépendance envers les paramètres stellaires. Le taux d'accrétion moyen corrèle avec la masse de l'étoile, bien qu'une dispersion significative autour de cette tendance moyenne soit observée à chaque masse. Je montre que cet étalement ne peut pas être justifié par la variabilité des objets; une diversité de mécanismes d'accrétion et de stades évolutifs dans l'amas pourrait contribuer à la vaste gamme de régimes d'accrétion décelés. Ensuite, j'explore les signatures dans l'UV propres à des types distincts d'étoiles jeunes variables. Je montre que les étoiles accrétantes présentent en général une variabilité plus prononcée que les objets sans disque, et que les respectives variations de couleur sont cohérentes avec une origine différente de la variabilité associée aux deux groupes. Pour le premier groupe, ce sont les chocs d'accrétion à dominer, alors que le deuxième est dominé par des taches froides à la surface, dérivant de l'activité magnétique stellaire. Je compare les variations photométriques mesurées sur bases de quelques heures, quelques jours et quelques années, afin de déterminer quelles soient les composantes de variabilité les plus importantes. L'échelle de temps de quelques jours prévaut sur les autres délais investigués dans la variabilité enregistrée pour ces étoiles jeunes, avec une contribution majeure provenant de l'effet de modulation rotationnelle. Enfin, j'analyse les propriétés de rotation des étoiles de l'amas à partir d'un jeu de courbes de lumière optiques, d'une durée de 38 jours, obtenues avec le satellite CoRoT près de la campagne d'observation au CFHT. Je reconstruis la distribution de périodes de l'amas et montre que les objets sans disque tournent statistiquement plus vite que les objets accrétants. Cette connexion entre les propriétés d'accrétion et celles de rotation peut être interprétée dans le scénario de disk-locking. / Disk accretion plays a most important role in the star formation scenario. It governs the interaction of young stars with their disks, with a long-lasting impact on stellar evolution, by providing both mass and angular momentum regulation. Accretion is also a central ingredient in the physics of star-disk systems at the epoch when planets start to form. In the picture of magnetospheric accretion, a cavity of a few stellar radii extends from the star surface to the inner disk rim. The star-disk interaction is then mediated by the stellar magnetic field, whose lines thread the inner disk and couple it to the central object. Material from the inner disk is channeled along the field lines in accretion columns that reach the star at near free-fall velocities. The impact produces localized hot shocks at the stellar surface, which determine the distinctive UV excess emission of accreting objects relative to non-accreting sources. Intrinsic time evolution, and varying visibility of surface features during stellar rotation, combine in the characteristic photometric variability of young stars, revealed by monitoring surveys.In this thesis, I investigate the statistical properties of disk accretion and of its variability in the young open cluster NGC 2264 (3 Myr). This comprises a population of over 700 objects, about similarly distributed between disk-bearing (45%) and disk-free sources. I characterize accretion from the UV excess diagnostics; disk-free cluster members define the reference emission level over which the UV excess linked to accretion is detected and measured. The study is based on a homogeneous photometric dataset obtained at the Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT), composed of a deep mapping of the region in four different bands (u,g,r,i) and of simultaneous optical (r-band) and UV (u-band) monitoring on timescales from hours to days for a period of 2 weeks. In the first part of the study, UV excesses are converted to accretion luminosities and mass accretion rates to derive a global picture of the accretion process across the cluster, and to investigate the dependence of the typical accretion properties on stellar parameters such as mass and age. A robust correlation is detected between the average accretion rate and stellar mass, but a significant dispersion in accretion rates is observed around this average trend at any given mass. I show that the extent of this spread cannot be accounted for by typical variability on week timescales; I discuss several aspects, including a diversity in accretion mechanisms and a non-negligible evolutionary spread among cluster members, which may contribute to the broad range of accretion regimes detected. In the second part of the study, I explore the variability signatures in the UV that pertain to different types of variable young stars. I show that accreting objects typically exhibit stronger variability than non-accreting objects, and that the color properties associated with the two groups are consistent with a statistically distinct origin of the variability features in the two cases. These are dominated, in the first case, by hot accretion spots, and in the second, by cold spots linked to magnetic activity. I compare the amounts of variability on timescales of hours, days and years, to assess the dominant components. The mid term (days) appears to be the leading timescale for variability in young stars up to years, with a major contribution from rotational modulation. In the third part of the study, I use a set of 38 day-long optical light curves obtained with the CoRoT satellite, close to the epoch of the CFHT survey, to investigate periodicity and rotation properties in NGC 2264. I derive the period distribution for the cluster and show that accreting and non-accreting objects exhibit statistically distinct properties: the second rotate on average faster than the first. I then illustrate the connection between accretion and rotation properties in the disk-locking scenario.

Il semble maintenant établi que la majorité des étoiles se forment dans des amas (Carpenter 2000; Porras et al. 2003; Lada & Lada 2003). Comprendre l'origine et l'évolution des populations stellaires est donc l'un des plus grands défis de l'astrophysique moderne. Malheureusement, moins d'un dixième de ces amas restent gravitationellement liés au delà de quelques centaines de millions d'années (Lada & Lada 2003). L’étude des amas stellaires doit donc se faire avant leur dissolution dans la galaxie.Le projet Dynamical Analysis of Nearby Clusters (DANCe, Bouy et al. 2013), dont le travail fait partie, fournit le cadre scientifique pour l'analyse des amas proches et jeunes (NYC) dans le voisinage solaire. Les observations de l'amas ouvert des Pléiades par le projet DANCe offrent une opportunité parfaite pour le développement d'outils statistiques visant à analyser les premières phases de l'évolution des amas.L'outil statistique développé ici est un système intelligent probabiliste qui effectue une inférence bayésienne des paramètres régissant les fonctions de densité de probabilité (PDF) de la population de l'amas (PDFCP). Il a été testé avec les données photométriques et astrométriques des Pléiades du relevé DANCe. Pour éviter la subjectivité de ces choix des priors, le système intelligent les établit en utilisant l'approche hiérarchique bayésienne (BHM). Dans ce cas, les paramètres de ces distributions, qui sont également déduits des données, proviennent d'autres distributions de manière hiérarchique.Dans ce système intelligent BHM, les vraies valeurs du PDFCP sont spécifiées par des relations stochastiques et déterministes représentatives de notre connaissance des paramètres physiques de l'amas. Pour effectuer l'inférence paramétrique, la vraisemblance (compte tenu de ces valeurs réelles), tient en compte des propriétés de l'ensemble de données, en particulier son hétéroscédasticité et des objects avec des valeurs manquantes.Le BHM obtient les PDF postérieures des paramètres dans les PDFCP, en particulier celles des distributions spatiales, de mouvements propres et de luminosité, qui sont les objectifs scientifiques finaux du projet DANCe. Dans le BHM, chaque étoile du catalogue contribue aux PDF des paramètres de l'amas proportionnellement à sa probabilité d'appartenance. Ainsi, les PDFCP sont exempts de biais d'échantillonnage résultant de sélections tronquées au-dessus d'un seuil de probabilité défini plus ou moins arbitrairement.Comme produit additionnel, le BHM fournit également les PDF de la probabilité d'appartenance à l'amas pour chaque étoile du catalogue d'entrée, qui permettent d'identifier les membres probables de l'amas, et les contaminants probables du champ. La méthode a été testée avec succès sur des ensembles de données synthétiques (avec une aire sous la courbe ROC de 0,99), ce qui a permis d'estimer un taux de contamination pour les PDFCP de seulement 5,8 %.Ces nouvelles méthodes permettent d'obtenir et/ou de confirmer des résultats importants sur les propriétés astrophysiques de l'amas des Pléiades. Tout d'abord, le BHM a découvert 200 nouveaux candidats membres, qui représentent 10% de la population totale de l'amas. Les résultats sont en excellent accord (99,6% des 100 000 objets dans l'ensemble de données) avec les résultats précédents trouvés dans la littérature, ce qui fournit une validation externe importante de la méthode. Enfin, la distribution de masse des systèmes actuelle (PDSMD) est en général en bon accord avec les résultats précédents de Bouy et al. 2015, mais présente l'avantage inestimable d'avoir des incertitudes beaucoup plus robustes que celles des méthodes précédentes.Ainsi, en améliorant la modélisation de l'ensemble de données et en éliminant les restrictions inutiles ou les hypothèses simplificatrices, le nouveau système intelligent, développé et testé dans le présent travail, représente l'état de l'art pour l'analyse statistique des populations de NYC. / The origin and evolution of stellar populations is one of the greatest challenges in modern astrophysics. It is known that the majority of the stars has its origin in stellar clusters (Carpenter 2000; Porras et al. 2003; Lada & Lada 2003). However, only less than one tenth of these clusters remains bounded after the first few hundred million years (Lada & Lada 2003). Ergo, the understanding of the origin and evolution of stars demands meticulous analyses of stellar clusters in these crucial ages.The project Dynamical Analysis of Nearby Clusters (DANCe, Bouy et al. 2013), from which the present work is part of, provides the scientific framework for the analysis of Nearby Young Clusters (NYC) in the solar neighbourhood (< 500 pc). The DANCe carefully designed observations of the well known Pleiades cluster provide the perfect case study for the development and testing of statistical tools aiming at the analysis of the early phases of cluster evolution.The statistical tool developed here is a probabilistic intelligent system that performs Bayesian inference for the parameters governing the probability density functions (PDFs) of the cluster population (PDFCP). It has been benchmarked with the Pleiades photometric and astrometric data of the DANCe survey. As any Bayesian framework, it requires the setting up of priors. To avoid the subjectivity of these, the intelligent system establish them using the Bayesian Hierarchical Model (BHM) approach. In it, the parameters of prior distributions, which are also inferred from the data, are drawn from other distributions in a hierarchical way.In this BHM intelligent system, the true values of the PDFCP are specified by stochastic and deterministic relations representing the state of knowledge of the NYC. To perform the parametric inference, the likelihood of the data, given these true values, accounts for the properties of the data set, especially its heteroscedasticity and missing value objects. By properly accounting for these properties, the intelligent system: i) Increases the size of the data set, with respect to previous studies working exclusively on fully observed objects, and ii) Avoids biases associated to fully observed data sets, and restrictions to low-uncertainty objects (sigma-clipping procedures).The BHM returns the posterior PDFs of the parameters in the PDFCPs, particularly of the spatial, proper motions and luminosity distributions. In the BHM each object in the data set contributes to the PDFs of the parameters proportionally to its likelihood. Thus, the PDFCPs are free of biases resulting from typical high membership probability selections (sampling bias).As a by-product, the BHM also gives the PDFs of the cluster membership probability for each object in the data set. These PDFs together with an optimal probability classification threshold, which is obtained from synthetic data sets, allow the classification of objects into cluster and field populations. This by-product classifier shows excellent results when applied on synthetic data sets (with an area under the ROC curve of 0.99). From the analysis of synthetic data sets, the expected value of the contamination rate for the PDFCPs is 5.8 ± 0.2%.The following are the most important astrophysical results of the BHM applied tothe Pleiades cluster. First, used as a classifier, it finds ∼ 200 new candidate members, representing 10% new discoveries. Nevertheless, it shows outstanding agreement (99.6% of the 105 objects in the data set) with previous results from the literature. Second, the derived present day system mass distribution (PDSMD) is in general agreement with the previous results of Bouy et al. (2015).Thus, by better modelling the data set and eliminating unnecessary restrictions to it, the new intelligent system, developed and tested in the present work, represents the state of the art for the statistical analysis of NYC populations.

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

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