Saccharina longicruris est une algue brune présente au Québec comportant des polysaccharides sulfatés (galactofucanes ou fiicoïdane) et un (î-glucane (laminarane) dont les structures n'ont jamais été caractérisées. Les fucoïdanes d'autres espèces algales ont démontré plusieurs activités biologiques telles qu'anticoagulante, anti-inflammatoire, antivirale et anti-tumorale. Quant au laminarane, des activités anti-tumorale au niveau du colon et anti-apoptose ont été observées. Les caractéristiques structurales des laminaranes et galactofucanes (fiicoïdane dont le contenu en galactose est égal ou supérieur au fucose) extraits en mai (M05), août (A05), novembre 2005 (N05) et juin 2006 (J06) ont été étudiées. La caractérisation structurale du laminarane et du galactofucane a été ensuite approfondie. Les galactofucanes ont été dépolymérisés pour faciliter la détermination de la structure mais aussi pour étudier l'effet du poids moléculaire sur l'activité biologique. L'activité métabolique des fractions a été étudiée par l'utilisation de puces à ADN. Le profil d'expression génique de fibroblastes traités avec du laminarane et du galactofucane a montré des modulations du métabolisme du cycle cellulaire et de la matrice extracellulaire. Ces résultats ont été validés par des tests in vitro classiques pour confirmer les effets sur la croissance cellulaire, l'apoptose et la sécrétion de métalloprotéinase matricielle (MMP) et de collagène-I. Par exemple, le laminarane stimule la sécrétion de collagène-1, protéine importante pour la guérison des plaies alors que le galactofucane inhibe la prolifération cellulaire. Ces résultats ont permis d'identifier des caractéristiques structurales importantes pour la modulation de l'activité comme le poids moléculaire. Ils ont aussi permis de clarifier la relation entre la structure et la bioactivité du laminarane et du galactofucane.

Un premier pan de ma thèse concerne deux différents mécanismes de sauvetage du Y par le X. Premièrement, j'ai participé à une controverse sur la compensation de dosage chez les mammifères. Une hypothèse avait été proposée dans les années 60 par Susumo Ohno, proposant un mécanisme de compensation en deux temps. Chez les mâles, la perte de nombreux gènes sur le Y entraîne un déséquilibre de dosage car ces gènes qui étaient précédemment présents en deux copies sont devenus unicopie, soit une division d'expression par deux. Selon l'hypothèse d'Ohno, chez les mammifères en réponse à cela le X aurait doublé son expression, mais dans les deux sexes menant ainsi à une expression trop élevée chez les femelles. Ce deuxième problème de dosage aurait alors été résolu par la mise en place d'une inactivation aléatoire de l'un des deux X chez les femelles. Tandis que la deuxième partie de l'hypothèse d'Ohno, l'inactivation du X, a été très étudiée, la première partie est restée spéculative jusqu'aux années 2000. En étudiant des données d'expression du X humain j'ai pu montrer, de manière concomitante avec d'autres auteurs, que la première partie de l'hypothèse d'Ohno n'est pas totalement vraie car seule une partie des gènes sont sur-exprimés. J'ai ensuite participé à l'écriture d'une revue visant à donner une explication alternative à la compensation de dosage pour l'évolution de l'inactivation du X chez les femelles mammifères. Deuxièmement, j'ai étudié la présence de conversion génique X-Y dans plusieurs gènes, au sein de nombreuses espèces de primates. Mes travaux me mènent à discuter le fait que ce type d'évènement soit effectivement favorisé par la sélection. Je pose l'hypothèse que ces conversions géniques ont été maintenues de manière neutre. Ces deux travaux ne vont pas dans le sens d'un chromosome X sauvant le Y avec beaucoup de zèle. Dans un dernier temps, m'éloignant des espèces modèles, j'ai étudié les chromosomes sexuels particuliers d'une algue brune : Ectocarpus siliculosus. Cela m'a permis de vérifier si le scénario évolutif actuel des chromosomes sexuels est toujours valide dans un groupe d'eucaryotes séparé des animaux depuis plus d'un milliard d'années

Les naines brunes sont des objets de masse intermédiaire entre celle nécessaire pour former une étoile et celle d'une planète. Les naines brunes sont classées, des plus chaudes aux plus froides, en types spectraux L, T et Y, caractérisés par une couleur J-K moyenne qui varie de 1.2 à 1.8 pour les étoiles de type L0 à L8, et de 1.8 à -0.5 pour les étoiles de type L8 à T8. Par ailleurs, la couleur J-K de certains types spectraux présente une dispersion de l'ordre d'une magnitude. Ce travail tente de faire la lumière sur la nature de cette grande dispersion, présente dans la couleur J-K des naines brunes de type L2. Les observations ont été réalisées avec la caméra infrarouge CPAPIR à l'Observatoire du Mont Mégantic. Nous avons ciblé un total de 22 naines brunes qui ont été observées en K, et 12 parmi celles-ci ont aussi été observées en J. Chacune des naines brunes a été calibrée à l'aide d'une étoile standard, ce qui rend nos résultats indépendants des données 2MASS. Nous observons une corrélation entre les couleurs J-K de nos données et de celles de 2MASS. Cela montre que la grande dispersion en J-K de nos données et des données 2MASS est due aux propriétés physiques des naines brunes et non à des erreurs observationnelles. L'examen des facteurs qui pourraient être responsables de cette grande dispersion, soit la classification spectrale, la métallicité, la gravité de surface, une binarité non résolue, la présence de nuages de condensats et la rotation, montre que la gravité de surface serait le facteur le plus susceptible d'être responsable de la grande dispersion des valeurs de J-K. / Brown dwarfs are objects with a mass intermediate between that required to form a star and that of a planet. Brown dwarfs are classified, from higher to lower temperature, under spectral types L, T and Y, caracterized by a J-K average color that varies from 1.2 to 1.8 for types L0 to L8, and from 1.8 to -0.5 for types L8 to T8. Furthermore, the J-K color of some spectral types presents more than a magnitude of dispersion. This study attempts to explain the large dispersion of the J-K color of the type L2 brown dwarfs. Observations were made with the infrared camera CPAPIR at the Observatoire du Mont Mégantic. We targeted a total of 22 brown dwarfs that were observed in the K band, and 12 among them were also observed in the J band. Each brown dwarf was calibrated with a standard star, which makes our data independent from those of 2MASS. We observe a correlation between the J-K colors obtained from our data and those from 2MASS. This shows that the large J-K dispersion in the data is due to brown dwarf physical properties and not to observational errors. Consideration of the factors that could be responsible for this large dispersion, namely the spectral classification, the metallicity, the surface gravity, an unresolved binarity, the presence of clouds and rotation, shows that surface gravity is the factor most likely to explain the large J-K color dispersion.

L’objectif principal de cette thèse est d’identifier les étoiles de faible masse et naines brunes membres d’associations cinématiques jeunes du voisinage solaire. Ces associations sont typiquement âgées de moins de 200 millions d’années et regroupent chacune un ensemble d’étoiles s’étant formées au même moment et dans un même environnement. La majorité de leurs membres d'environ plus de 0.3 fois la masse du Soleil sont déjà connus, cependant les membres moins massifs (et moins brillants) nous échappent encore. Leur identification permettra de lever le voile sur plusieurs questions fondamentales en astrophysique. En particulier, le fait de cibler des objets jeunes, encore chauds et lumineux par leur formation récente, permettra d’atteindre un régime de masses encore peu exploré, jusqu'à seulement quelques fois la masse de Jupiter. Elles nous permettront entre autres de contraindre la fonction de masse initiale et d'explorer la connection entre naines brunes et exoplanètes, étant donné que les moins massives des naines brunes jeunes auront des propriétés physiques très semblables aux exoplanètes géantes gazeuses. Pour mener à bien ce projet, nous avons adapté l'outil statistique BANYAN I pour qu'il soit applicable aux objets de très faibles masses en plus de lui apporter plusieurs améliorations. Nous avons entre autres inclus l'utilisation de deux diagrammes couleur-magnitude permettant de différencier les étoiles de faible masse et naines brunes jeunes à celles plus vieilles, ajouté l'utilisation de probabilités a priori pour rendre les résultats plus réalistes, adapté les modèles spatiaux et cinématiques des associations jeunes en utilisant des ellipsoïdes gaussiennes tridimensionnelles dont l'alignement des axes est libre, effectué une analyse Monte Carlo pour caractériser le taux de faux-positifs et faux-négatifs, puis revu la structure du code informatique pour le rendre plus efficace. Dans un premier temps, nous avons utilisé ce nouvel algorithme, BANYAN II, pour identifier 25 nouvelles candidates membres d'associations jeunes parmi un échantillon de 158 étoiles de faible masse (de types spectraux > M4) et naines brunes jeunes déjà connues. Nous avons ensuite effectué la corrélation croisée de deux catalogues couvrant tout le ciel en lumière proche-infrarouge et contenant ~ 500 millions d’objets célestes pour identifier environ 100 000 candidates naines brunes et étoiles de faible masse du voisinage solaire. À l'aide de l'outil BANYAN II, nous avons alors identifié quelques centaines d'objets appartenant fort probablement à une association jeune parmi cet échantillon et effectué un suivi spectroscopique en lumière proche-infrarouge pour les caractériser. Les travaux présentés ici ont mené à l'identification de 79 candidates naines brunes jeunes ainsi que 150 candidates étoiles de faible masse jeunes, puis un suivi spectroscopique nous a permis de confirmer le jeune âge de 49 de ces naines brunes et 62 de ces étoiles de faible masse. Nous avons ainsi approximativement doublé le nombre de naines brunes jeunes connues, ce qui a ouvert la porte à une caractérisation statistique de leur population. Ces nouvelles naines brunes jeunes représentent un laboratoire idéal pour mieux comprendre l'atmosphère des exoplanètes géantes gazeuses. Nous avons identifié les premiers signes d’une remontée dans la fonction de masse initiale des naines brunes aux très faibles masses dans l'association jeune Tucana-Horologium, ce qui pourrait indiquer que l’éjection d’exoplanètes joue un rôle important dans la composition de leur population. Les résultats du suivi spectroscopique nous ont permis de construire une séquence empirique complète pour les types spectraux M5-L5 à l'âge du champ, à faible (β) et très faible (γ) gravité de surface. Nous avons effectué une comparaison de ces données aux modèles d'évolution et d'atmosphère, puis nous avons construit un ensemble de séquences empiriques de couleur-magnitude et types spectraux-magnitude pour les naines brunes jeunes. Finalement, nous avons découvert deux nouvelles exoplanètes par un suivi en imagerie directe des étoiles jeunes de faible masse identifiées dans ce projet. La future mission GAIA et le suivi spectroscopique complet des candidates présentées dans cette thèse permettront de confirmer leur appartenance aux associations jeunes et de contraindre la fonction de masse initiale dans le régime sous-stellaire. / The main objective of this thesis is the identification of low-mass star and brown dwarf members of young moving groups in the solar neighborhood. These associations are typically younger than 200 million years and include stars formed at the same time and in the same environment. The majority of their members with masses approximately larger than 0.3 times that of the Sun have already been discovered, however the less massive, fainter members are still elusive. Their identification will allow us to address several fundamental questions in astrophysics. In particular, uncovering young objects that are still warm because of their recent formation will allow us to probe masses down to only a few times the mass of Jupiter, a mass regime which is still poorly understood. They will allow us to constrain the initial mass function and explore the connection between brown dwarfs and exoplanets, given that the least massive brown dwarfs have physical properties similar to those of gaseous giant exoplanets. In order to carry through this project, we have adapted the BANYAN I statistical tool to make it applicable to very low-mass objects in addition to bringing several improvements to the tool. We have included the use of two near-infrared color-magnitude diagrams that allow differentiating young low-mass stars and brown dwarfs from older objects, we added the use of prior probabilities to make its results more realistic, we adapted spatial and kinematic models of moving groups using tridimensional gaussian ellipsoids with axes free to rotate, we performed a Monte Carlo analysis to characterize the rate of false-positive and false-negatives, and we revised the structure of its source code to make it more efficient. As a first step, we have used this new algorithm, BANYAN II, to identify 25 new candidate members among a sample of 158 known young low-mass stars (with spectral types > M4) and brown dwarfs. We have then performed a cross-correlation of two all-sky near-infrared catalogs consisting of ~ 500 million celestial objects to identify approximately 100 000 brown dwarf and low-mass star candidates in the solar neighborhood. We have identified a few hundred promising young association members in this sample with the BANYAN II tool, and have performed a near-infrared spectroscopic survey to characterize them. The work presented here has led to the identification of 79 candidate young brown dwarfs and 150 candidate young low-mass stars, and a spectroscopic follow-up allowed us to confirm the young age of 49 brown dwarfs and 62 low-mass stars. We have thus boosted the number of known young brown dwarfs by a factor ~ 2, opening the door to a statistical characterization of their population. These new young brown dwarfs represent an ideal laboratory to better understand the atmospheres of gaseous giant exoplanets. We have identified the first signs of a turn-up in the initial mass function of very low-mass brown dwarfs in the Tucana-Horologium association, which could indicate that exoplanet scattering plays a significant role in composing their population. Results from this spectroscopic follow-up has allowed us to construct an complete empirical sequence of spectral types M5-L5 for field dwarfs, low-gravity (β) and very low-gravity (γ) dwarfs. We have performed a comparison of these new data with evolution and atmosphere models, and constructed a set of empirical spectral type-magnitude and color-magnitude sequences for young brown dwarfs. Finally, we have discovered two new exoplanets from a direct-imaging follow-up of low-mass stars discovered as part of this project. The future GAIA mission and the complete spectroscopic follow-up of the candidates presented in this thesis will allow to confirm their membership and to constrain the initial mass function in the substellar regime.

Des nuages moléculaires aux étoiles, l'ensemble des stades d'évolution des étoiles jeunes peuvent être observés dans le domaine submillimétrique. A cette fin, le télescope Herschel a observé, dans le cadre d'un relevé de la Ceinture de Gould, plusieurs nuages moléculaires. Lorsque ces nuages se fragmentent, des coeurs denses, accumulant de la poussière et du gaz, se forment et se contractent. Nous avons effectué un relevé exhaustif des coeurs denses préstellaires dans le nuage moléculaire d'Ophiuchus qui apparaissent couplés avec des structures filamentaires dans le cadre du paradigme de la formation d'étoiles au sein de filaments interstellaires. La région n'était pas connue pour être filamentaire, malgré des alignements de protoétoiles observables. Ce nuage moléculaire présente la particularité d'être soumis à une rétroaction importante venant d'étoiles actives à proximité, visible dans la structure du nuage moléculaire. Oph B-11, mise en évidence par des observations interférométriques, est un précurseur de naine brune, de masse finale trop faible pour que l'étoile produite brûle de l'hydrogène. Leur mécanisme de formation est mal connu. Il faut caractériser et observer un premier candidat pré-naine brune. Oph B-11 a été détectée à proximité d'un choc proche, que nous avons caractérisé chimiquement. De plus, à plus haute résolution avec ALMA, nous avons montré l'environnement moléculaire structuré, contraint le mécanisme de formation de ce type d'objet. Ces observations dévoilent une série de chocs dans plusieurs traceurs, coïncidant avec la détection de la pré-naine brune, favorisant le scénario gravo-turbulent pour la formation des naines brunes. / From molecular clouds to stars, every step of the evolution of young stars can be observed in the submillimetric range. The Herschel Space Telescope observed, as part of the Herschel Gould Belt Survey, many molecular clouds.When these molecular clouds are fragmenting, dense prestellar cores accumulating dust and gaz are forming and contracting. We performed a census of prestellar dense cores in the Ophiuchus Molecular Cloud, which appear to be coupled with filamentary structures, as part of the paradigm of star-formation inside insterstellar filaments. The region was not previously known as filamentary, despite the observation of protostellar alignments.This molecular could is under the heavy feedback of active stars nearby seen in the structure of the molecular cloud.Oph B-11, detected with interferometric observations, is a brown dwarf precursor, which final mass will not be important enough for the final star to burn hydrogen. Their formation mechanism is not well constrained, we must find and characterize a first candidate pre-brown dwarf.Oph B-11 was detected along a nearby shock, we characterize chemically. Moreover, higher resolution studies with ALMA show a structured molecular environment, and help us constrain the mechanism of formation of this kind of objects. These observations show a series of shocks in differents tracers, spatially coincident with the detected position of the pre-brown dwarf, in favor of the gravo-turbulent scenario for the formation of brown dwarfs.

Les mécanismes de détermination génétique du sexe, qui requièrent la présence de régions chromosomiques non recombinantes ou bien de chromosomes sexuels, ont émergé de manière indépendante et répétée au sein de plusieurs lignées d'eucaryotes. La plupart des connaissances acquises dans ce domaine portent sur un nombre limité de groupes d'eucaryotes. La disponibilité d'une espèce modèle pour le groupe des algues brunes, Ectocarpus siliculosus, dont le génome a été séquencé, permet de disposer des outils nécessaires pour étudier ces mécanismes au sein d'une lignée phylogénétiquement éloignée des modèles classiquement étudiés. L'un des premiers défis a été d'identifier les chromosomes sexuels dans le génome d'E. siliculosus et de réaliser l'analyse comparative de ces structures. Par la suite, l'analyse de l'expression des gènes entre individus mâles et femelles à différents stades du cycle de vie a permis d'identifier les gènes différentiellement exprimés, de caractériser leurs fonctions et d'analyser leur évolution moléculaire. Les nombreuses données générées afin de réaliser ces différentes analyses ont permis de proposer une nouvelle version de l'assemblage du génome et de l'annotation structurale et fonctionnelle de l'ensemble des gènes codants et non-codants d'E. siliculosus. Ces différents travaux ont permis d'apporter une importante contribution sur les connaissances dans le domaine de l'analyse fonctionnelle et évolutive du déterminisme sexuel chez les algues brunes ainsi qu'une importante actualisation des ressources génomiques du modèle Ectocarpus. / Genetically determined sex determination mechanisms, which are controlled by non-recombinant chromosome regions or sex chromosomes, have emerged independently and repeatedly across several eukaryotic lineages. Most of the knowledge acquired in this area has been obtained for a limited number of eukaryotic groups. The availability of a model organism for the brown algae, Ectocarpus, whose genome has been sequenced, allows the development of tools to study these mechanisms in a lineage that is phylogenetically distant from classically studied models. One of the first challenges was to identify the sex chromosomes in Ectocarpus and to carry out a comparative analysis of these genomic structures. Analysis of gene expression in males and females at different stages of the life cycle then allowed the identification of differentially expressed genes. The functions and molecular evolution of these sex-biased genes was then studied. The large amount of data generated during the course of these analyses allowed the establishment of a new version of the genome assembly and refined structural and functional annotation of both coding and non-coding genes in Ectocarpus. This work helped made a significant contribution to knowledge in the field of functional and evolutionary analysis of sex determination in brown algae and a significantly updated the genomic resources available for the model organism Ectocarpus.

Les naines brunes sont des objets de masse intermédiaire entre celle nécessaire pour former une étoile et celle d'une planète. Les naines brunes sont classées, des plus chaudes aux plus froides, en types spectraux L, T et Y, caractérisés par une couleur J-K moyenne qui varie de 1.2 à 1.8 pour les étoiles de type L0 à L8, et de 1.8 à -0.5 pour les étoiles de type L8 à T8. Par ailleurs, la couleur J-K de certains types spectraux présente une dispersion de l'ordre d'une magnitude. Ce travail tente de faire la lumière sur la nature de cette grande dispersion, présente dans la couleur J-K des naines brunes de type L2. Les observations ont été réalisées avec la caméra infrarouge CPAPIR à l'Observatoire du Mont Mégantic. Nous avons ciblé un total de 22 naines brunes qui ont été observées en K, et 12 parmi celles-ci ont aussi été observées en J. Chacune des naines brunes a été calibrée à l'aide d'une étoile standard, ce qui rend nos résultats indépendants des données 2MASS. Nous observons une corrélation entre les couleurs J-K de nos données et de celles de 2MASS. Cela montre que la grande dispersion en J-K de nos données et des données 2MASS est due aux propriétés physiques des naines brunes et non à des erreurs observationnelles. L'examen des facteurs qui pourraient être responsables de cette grande dispersion, soit la classification spectrale, la métallicité, la gravité de surface, une binarité non résolue, la présence de nuages de condensats et la rotation, montre que la gravité de surface serait le facteur le plus susceptible d'être responsable de la grande dispersion des valeurs de J-K. / Brown dwarfs are objects with a mass intermediate between that required to form a star and that of a planet. Brown dwarfs are classified, from higher to lower temperature, under spectral types L, T and Y, caracterized by a J-K average color that varies from 1.2 to 1.8 for types L0 to L8, and from 1.8 to -0.5 for types L8 to T8. Furthermore, the J-K color of some spectral types presents more than a magnitude of dispersion. This study attempts to explain the large dispersion of the J-K color of the type L2 brown dwarfs. Observations were made with the infrared camera CPAPIR at the Observatoire du Mont Mégantic. We targeted a total of 22 brown dwarfs that were observed in the K band, and 12 among them were also observed in the J band. Each brown dwarf was calibrated with a standard star, which makes our data independent from those of 2MASS. We observe a correlation between the J-K colors obtained from our data and those from 2MASS. This shows that the large J-K dispersion in the data is due to brown dwarf physical properties and not to observational errors. Consideration of the factors that could be responsible for this large dispersion, namely the spectral classification, the metallicity, the surface gravity, an unresolved binarity, the presence of clouds and rotation, shows that surface gravity is the factor most likely to explain the large J-K color dispersion.

J'ai consacré mon travail de thèse à la recherche de quasars à haut redshift dans le sondage Canada France High-z Quasar Survey in the Near Infrared (CFHQSIR). L'objectif principal de ce programme est de découvrir des quasars de redshift de l'ordre de z $\sim$ 7 dans les champs larges du CFHTLS (CFHTLS Wide) en utilisant des images réalisées dans le proche infrarouge avec la caméra WIRCam installée au foyer du CFHT. J'ai tout d'abord effectué la calibration photométrique de l'ensemble des données de CFHQSIR. J'ai ensuite étudié la qualité des images ainsi que leur propriété de bruit et leur profondeur. J'ai dans un deuxième temps calculé le nombre de quasars qu'il serait possible de détecter avec CFHQSIR et en ai déduit les contraintes envisageables sur la fonction de luminosité des quasars à z $\sim$ 7. J'ai ensuite procédé à l'identification de candidats quasars parmi les dizaines de milliers de sources que comptent les 130 degrés carrés couvert par CFHQSIR. Des observations de suivi photométriques des candidats ont finalement permis de révéler une cinquantaine d’objets, dont une quinzaine a été sélectionnée pour des observations spectroscopiques au Very Large Telescope (VLT). Celles-ci n’ayant, pour la plupart, pas encore été realisées, la nature exacte de ces sources ne pourra être connue que dans les prochains mois. Pour finir, la dernière partie de ma thèse s’est focalisée sur l’étude de modèles statistiques bayésiens afin de compléter ma méthode de sélection de candidats quasars. Cette étude m'a finalement permis de vérifier que la majorité des objets retenus pour des observations spectroscopiques étaient effectivement les candidats les plus probables. / My PhD work is focused on the search for high-redshift quasars in the Canada France High-z Quasar Survey in the Near Infrared (CFHQSIR). The main scientific objective of this CFHT Large Program is to search for quasars at redshift z $\sim$ 7 with near-infrared images of the CFHTLS Wide fields acquired with the CFHT WIRCam camera. Firstly, I carried out the photometric calibration of the CFHQSIR images. I performed a detailed analysis of the CFHQSIR data by studying their quality, as well as their noise properties and their depths.Secondly, I computed the number of high-redshift quasars that could be detected with CFHQSIR and the corresponding constraints which could be put on the z $\sim$ 7 quasar luminosity function. Then, I proceeded to the identification of quasar candidates among the many thousands of sources in the 130 square degrees covered by CFHQSIR. Photometric follow-up observations of the candidates revealed about fifty objects, of which fifteen were chosen to be spectroscopically observed with the Very Large Telescope (VLT). Given that this spectroscopic follow-up is not yet completed, the exact nature of these sources will only be known in the coming months. To finish, I applied Bayesian model comparison to my sample in order to complete and consolidate my selection procedure. My candidates were finally classified according to their probability to be a high-redshift quasar. I verified that the majority of the most likely candidates were selected for spectroscopic observations.

L'effet de microlentille gravitationnelle est devenu un outil unique pour détecter des exoplanètes. Il se produit lorsqu'une étoile de premier plan (la microlentille) et une étoile d'arrière plan (la source) sont alignées avec la Terre. La lumière provenant de l'étoile la plus lointaine, souvent dans le bulbe galactique, est alors déviée par la microlentille située dans le disque. Au cours de ce phénomène, des images multiples de la source sont créées par la microlentille, plus grandes que la source, qui apparaît alors amplifiée. Si l'une de ces images multiples se forme au voisinage d'une planète, un pic d'amplification de la source survient, révélant sa présence. Après un tour d'horizon de l'état des connaissances dans le domaine des exoplanètes, nous décrivons les spécificités de la méthode des microlentilles dans ce domaine. Ensuite, nous présentons en détail la modélisation des microlentilles, de ses racines théoriques à la modélisation pratique des courbes de lumières expérimentales. Dans une troisième partie, nous présentons la détection de la première naine brune en orbite autour d'une étoile de type solaire par la méthode des microlentilles, et nous montrons en quoi cette technique ouvre des perspectives nouvelles et originales pour mieux connaître les mécanismes de formation de ces objets dont l'origine reste à identifier. Nous étudions enfin le potentiel de l'observation de microlentilles par interférométrie, en introduisant un nouveau formalisme adapté à l'étude conjointe des événements en photométrie et en interférométrie. Le manuscrit se termine par l'évaluation du nombre moyen d'événements de microlentille observables par interférométrie chaque année. / Gravitational microlensing effect has become a unique tool to detect and characterise exoplanets. A microlensing effect occurs when a foreground star (the microlens) and a background star (the source) are aligned with the Earth on the same line of sight. The light from the furthest star, usually in the Galactic bulge, is deflected by the microlens located on the disk. During this phenomenon, multiple images of the source are created by the lens, bigger than the source that consequently seems amplified. When one of these images are located in the vicinity of an exoplanet, a short amplification jump occurs revealing its presence. After a quick overview of the exoplanets field of research, I highlight the specificities of microlensing comparing to the other planets detection techniques. Then, I describe in details the modelling of microlensing effects, from a theoretical to a numerical point of view. In a third part, I describe the detection of the first brown dwarf orbiting a solar-type star using microlensing, strengthening the recent idea that microlensing will lead to a better understanding of the mechanisms involved in the brown dwarfs formation, still not fully understood. Finally, I investigate the potential of interferometric observations of microlensing events that will give, in the future, new original constrains on the microlens physical properties. First we introduce a new formalism that closely combines interferometric and microlensing observable quantities. Secondly, we determine an average number of events that are at reach of long baseline interferometers every year.

Dans le contexte de la recherche des compagnons de faibles masses, planètes et naines brunes, et des disques de poussières autour des étoiles brillantes, une première partie de mon travail est consacrée à l'étude des performances de détection des instruments dédiés à l'imagerie à haut contraste et à haute résolution angulaire. Je me suis particulièrement intéressé aux instruments équipant actuellement les grands telescopes au sol, qui sont composés d'un système d'optique adaptative et d'une caméra infrarouge, couplée à un coronographe stellaire. J'ai eu la chance de participer aux phases d'intégration et de tests de l'instrument d'optique adaptative NAOS. Il est actuellement installé sur le télescope UT4 du Very Large Telescope de l'ESO, au Chili. J'ai, ensuite, developpé un modèle de contraste afin de cerner et d'étudier le comportement des différentes limitations dans une image d'optique adaptative, en fonction de la configuration observationnelle choisie, des modes de fonctionnement du détecteur, des caractéristiques de l'instrument utilisé et de la qualité d'image liée aux conditions atmosphériques. Cette réflexion a été déterminante dans le cadre du second volet de mon travail, portant sur la recherche en imagerie coronographique des compagnons naines brunes ou planètes et des disques circumstellaires. Deux catégories d'étoiles se sont avérées particulièrement propices à ce type d'étude. Il s'agit des membres des associations jeunes et proches, favorisant, par leur statut évolutif, la détection d'objets peu massifs, et les étoiles ayant une planète détectée par des mesures de vitesses radiales. Je présente, d'une part, les résultats que j'ai obtenus, concernant la détection de plusieurs compagnons de faibles masses probables, dans les associations jeunes du groupe Beta Pictoris, de MBM12 et de Tucana-Horologium, ainsi qu'une étude statistique, sans précédent, sur la fraction de compagnons stellaires et naines brunes parmi ces étoiles. Je décris, d'autre part, les résultats obtenus lors de relevés systématiques d'imagerie profonde des étoiles ayant des planètes. Ils concernent la découverte d'objets faibles, jusqu'à présent inconnus dans l'environnement de ces étoiles, et les capacités de détection atteintes grâce à l'imagerie à haut contraste et à haute résolution angulaire.