Les naines brunes sont, en termes de masse, les objets astrophysiques intermédiaires entre les planètes géantes gazeuses et les étoiles de faible masse. Elles se forment de la même manière que les étoiles, par contraction gravitationnelle d’un fragment de nuage de gaz moléculaire ayant atteint la limite de Jeans, mais se différencient par leur incapa- cité à produire les réactions de fusion de l’hydrogène dans leur cœur. Les naines brunes sont par conséquent des objets qui se refroidissent graduellement, et dont les propriétés spectrales évoluent au cours du temps. Ce mémoire présente la recherche de nouvelles candidates de type spectral T tardif et Y, dans le but de compléter le relevé des naines brunes du voisinage solaire. Cette recherche est motivée par deux objectifs principaux. Premièrement, un échantillon com- plet des objets de faible masse est nécessaire pour contraindre correctement la limite aux faibles masses de la fonction de masse initiale des nuages interstellaires, problème clé en astrophysique actuellement. Deuxièmement, les naines brunes de types spectraux tardifs sont les objets stellaires dont les propriétés atmosphériques sont les plus semblables à celles des planètes géantes gazeuses. Par conséquent, la recherche de nouvelles naines brunes permet indirectement d’améliorer nos connaissances des exoplanètes, sans être contraints par la proximité d’étoiles brillantes. À partir du WISE All-Sky Source Catalog, nous avons établi un échantillon de 55 candidates naines brunes répondant aux critères photométriques attendus. Parmi ces can- didates, 17 ont fait l’objet d’un suivi photométrique en bande J à l’Observatoire du Mont-Mégantic, et 9 ont pu être détectées. De ces 9 détections, 4 objets présentent des mouvements propres cohérents avec ceux de naines brunes. / In terms of mass, brown dwarfs are the objects that bridge the gap between giant gaseous planets and low-mass stars. They form in the same way as stars, by gravita- tional collapse of a molecular cloud fragment that reached the Jeans limit, but differ by their inability to produce hydrogen nuclear fusion in their core. As a consequence, brown dwarfs are objects gradually cooling, and their spectral properties evolve over time. This thesis presents the search for new late T and Y dwarf candidates, in order to complete the sample of known brown dwarfs in the solar vicinity. This pursues two main objectives. First, a complete sample of low-mass objects will allow to better con- strain the low-mass edge of the initial mass function of interstellar clouds, currently one of the key problems in astrophysics. Second, late-type brown dwarfs are the stellar ob- jects that have spectral properties most similar to those of giant gaseous planets. As a consequence, the search for new brown dwarfs also aims to increase our knowledge on exoplanets, without being hindered by the glare of a host star. From the WISE All-Sky Source Catalog, we established a sample of 55 brown dwarf candidates having the expected photometric properties. We have been performing a J band follow-up of 17 of these candidates at the Observatoire du Mont-Mégantic, and we detected 9 of them. 4 of these 9 detections present a proper motion that is consistent with those of brown dwarfs.

Ce mémoire présente une analyse comparative des paramètres atmosphériques obtenus à l’aide des techniques photométrique et spectroscopique. Pour y parvenir, les données photométriques et spectroscopiques de 1375 naines blanches de type DA tirées du Sloan Digital Sky Survey (SDSS) ainsi que les données spectroscopiques du Villanova White Dwarf Catalog ont été utilisées. Il a d’abord fallu s’assurer que les données photométriques et spectroscopiques étaient bien calibrées. L’analyse photométrique a démontré que la photométrie ugriz ne semblait pas avoir de problème de calibration autre que le décalage des points zéro, qui est compensé en appliquant les corrections photométriques appropriées. De plus, le fait que le filtre u laisse passer le flux à certaines longueurs d’onde dans le rouge ne semble pas affecter la détermination des paramètres atmosphériques. L’analyse spectroscopique a ensuite confirmé que l’application de fonctions de correction permettant de tenir compte des effets hydrodynamiques 3D est la solution au problème de log g élevés. La comparaison des informations tirées des données spectroscopiques des deux différentes sources suggère que la calibration des spectres du SDSS n’est toujours pas au point. Les paramètres atmosphériques déterminés à l’aide des deux techniques ont ensuite été comparés et les températures photométriques sont systématiquement plus faibles que celles obtenues à partir des données spectroscopiques. Cet effet systématique pourrait être causé par les profils de raies utilisés dans les modèles d’atmosphère. Une méthode permettant d’obtenir une estimation de la gravité de surface d’une naine blanche à partir de sa photométrie a aussi été développée. / We present a comparative analysis of atmospheric parameters obtained with the so-called photometric and spectroscopic techniques. Photometric and spectroscopic data for 1375 DA white dwarfs from the Sloan Digital Sky survey (SDSS) are used, as well as spectroscopic data from the Villanova White Dwarf Catalog. We first test the calibration of the ugriz photometric system by using model atmosphere fits to observed data. Our photometric analysis indicates that the ugriz photometry appears well calibrated when the SDSS standard photometric corrections are applied. We also show that the reported red leak of the u filter does not affect the results of the photometric analysis. The spectroscopic analysis of the same data set reveals that the so-called high log g problem can be solved by applying published correction functions that take into account 3D hydrodynamical effects. However, a comparison between the SDSS and the White Dwarf Catalog spectroscopic data also suggests that the SDSS spectra still suffer from a small calibration problem. We then compare the atmospheric parameters obtained from both fitting techniques and show that the photometric temperatures are systematically lower than those obtained from spectroscopic data. This systematic offset may be linked to the hydrogen line profiles used in the model atmospheres. We finally explore the results of a technique aimed at measuring surface gravities using photometric data only.

Le but de cette thèse est d’explorer le potentiel sismique des étoiles naines blanches pulsantes, et en particulier celles à atmosphères riches en hydrogène, les étoiles ZZ Ceti. La technique d’astérosismologie exploite l’information contenue dans les modes normaux de vibration qui peuvent être excités lors de phases particulières de l’évolution d’une étoile. Ces modes modulent le flux émergent de l’étoile pulsante et se manifestent principalement en termes de variations lumineuses multi-périodiques. L’astérosismologie consiste donc à examiner la luminosité d’étoiles pulsantes en fonction du temps, afin d’en extraire les périodes, les amplitudes apparentes, ainsi que les phases relatives des modes de pulsation détectés, en utilisant des méthodes standards de traitement de signal, telles que des techniques de Fourier. L’étape suivante consiste à comparer les périodes de pulsation observées avec des périodes générées par un modèle stellaire en cherchant l’accord optimal avec un modèle physique reconstituant le plus fidèlement possible l’étoile pulsante. Afin d’assurer une recherche optimale dans l’espace des paramètres, il est nécessaire d’avoir de bons modèles physiques, un algorithme d’optimisation de comparaison de périodes efficace, et une puissance de calcul considérable. Les périodes des modes de pulsation de modèles stellaires de naines blanches peuvent être généralement calculées de manière précise et fiable sur la base de la théorie linéaire des pulsations stellaires dans sa version adiabatique. Afin de définir dans son ensemble un modèle statique de naine blanche propre à l’analyse astérosismologique, il est nécessaire de spécifier la gravité de surface, la température effective, ainsi que différents paramètres décrivant la disposition en couche de l’enveloppe. En utilisant parallèlement les informations obtenues de manière indépendante (température effective et gravité de surface) par la méthode spectroscopique, il devient possible de vérifier la validité de la solution obtenue et de restreindre de manière remarquable l’espace des paramètres. L’exercice astérosismologique, s’il est réussi, mène donc à la détermination précise des paramètres de la structure globale de l’étoile pulsante et fournit de l’information unique sur sa structure interne et l’état de sa phase évolutive. On présente dans cette thèse l’analyse complète réussie, de l’extraction des fréquences à la solution sismique, de quatre étoiles naines blanches pulsantes. Il a été possible de déterminer les paramètres structuraux de ces étoiles et de les comparer remarquablement à toutes les contraintes indépendantes disponibles dans la littérature, mais aussi d’inférer sur la dynamique interne et de reconstruire le profil de rotation interne. Dans un premier temps, on analyse le duo d’étoiles ZZ Ceti, GD 165 et Ross 548, afin de comprendre les différences entre leurs propriétés de pulsation, malgré le fait qu’elles soient des étoiles similaires en tout point, spectroscopiquement parlant. L’analyse sismique révèle des structures internes différentes, et dévoile la sensibilité de certains modes de pulsation à la composition interne du noyau de l’étoile. Afin de palier à cette sensibilité, nouvellement découverte, et de rivaliser avec les données de qualité exceptionnelle que nous fournissent les missions spatiales Kepler et Kepler2, on développe une nouvelle paramétrisation des profils chimiques dans le coeur, et on valide la robustesse de notre technique et de nos modèles par de nombreux tests. Avec en main la nouvelle paramétrisation du noyau, on décroche enfin le ”Saint Graal” de l’astérosismologie, en étant capable de reproduire pour la première fois les périodes observées à la précision des observations, dans le cas de l’étude sismique des étoiles KIC 08626021 et de GD 1212. / The goal of this thesis is to explore the seismic potential of pulsating white dwarf stars, and in particular those having an hydrogen-rich atmosphere, the ZZ Ceti stars. The technique of asteroseismology relies on the information contained in the normal modes of vibration that can be excited during specific phases of the evolution of a star. These modes modulate the emerging flux of the pulsating star and mainly present themselves as multi-periodic luminosity variations. Asteroseismology is the science that examines the luminosity of pulsating stars as a function of time, to better extract the periods, apparent amplitudes and relative phases of the detected pulsation modes, using standard methods of signal processing such as Fourier techniques. We then compare the observed pulsation periods to periods generated from a stellar model by searching the optimal match with a physically sound model that best describes the pulsating star. To better search in parameter space, it is primordial to have good physically sound models, an efficient algorithm comparing the periods, and significant computing power. The periods of the pulsation modes of white dwarf stellar models can be generally calculated very precisely on the basis of the linear theory of stellar pulsations in its adiabatic version. To define a static white dwarf model suitable for a seismic analysis, it is necessary to specify the surface gravity, the effective temperature, and the various parameters describing the onion-like structure of the star. By using a posteriori the informations obtained independently (effective temperature and surface gravity) with the spectroscopic technique, it is then possible to confirm the validity of the solution obtained. The asteroseismic exercise, when successful, precisely determines the various parameters of the global structure of the pulsating star, and gives unique information on the internal structure of the star and the current state of its evolutionary phase. We present in this thesis the complete and successful analyses, from frequency extraction to the finding of the seismic solution, of four pulsating white dwarf stars. It was possible to determine the structural parameters of these stars and to compare them to every possible independent constraints found in the literature, but to also infer on the internal dynamic and to reconstruct the internal rotation profile. At first, we analyse the pair of ZZ Ceti stars, GD 165 and Ross 548, to better understand the differences in their pulsation spectra, notwithstanding their identical spectroscopic properties. The seismic analysis reveals different internal structures, and unravels the sensitivity of some pulsation modes to the internal composition of the core of the star. To compensate for this newly discovered sensitivity, and to rival the exceptional quality of the data coming from the spatial missions Kepler and Kepler2, we develop a new parameterization of the core chemical profiles, and we validate the robustness of our technique and our models by various tests. Having in hand the new parameterization of the core, we reach the ”Holy Grail” of asteroseismology, by being capable of reproducing for the first time the observed periods to the precision of the observations, in the study case of the stars KIC 08626021 and GD 1212.

Ce mémoire présente une recherche détaillée et une analyse des étoiles naines blanches hybrides chimiquement stratifiées dans le Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Une seule étoile stratifiée, PG 1305-017, était connue avant notre recherche. L'objectif principal est de confirmer l'existence de plusieurs nouvelles étoiles stratifiées. Pour ce faire, il a fallu dans un premier temps développer une nouvelle génération de modèles d'atmosphère à partir de ceux de Bergeron et al. (1991) et Tremblay & Bergeron (2009). Nous y avons ajouté l'opacité de toutes les raies d'hélium et les calculs nécessaires pour tenir compte de la stratification chimique de l'atmosphère, où une mince quantité d’hydrogène flotte en équilibre diffusif au-dessus d’une enveloppe massive d’hélium. En parallèle, nous avons aussi calculé des modèles standards, chimiquement homogènes. Ensuite, nous avons sélectionné des naines blanches chaudes (Teff > 30,000 K) de type spectral hybride (traces d'hélium et d'hydrogène) parmi les ~38,000 naines blanches répertoriées dans le SDSS. Un total de 52 spectres d'étoile a été retenu dans notre échantillon final. La technique spectroscopique, c'est-à-dire l'ajustement des raies spectrales des modèles sur un spectre observé, a été appliquée à toutes les étoiles de notre échantillon. Nous avons ainsi mesuré la température effective, la gravité de surface et la composition chimique de l'atmosphère de ces étoiles. Par l'ajustement simultané de modèles stratifiés et homogènes, nous avons aussi pu déterminer si les étoiles étaient stratifiées ou non. Nous identifions ainsi 14 naines blanches stratifiées. Nous tirons de ces résultats plusieurs conclusions sur les processus physiques expliquant la présence d'hélium dans l'atmosphère. / We present a detailed research and analysis of chemically stratified hybrid white dwarf stars in the Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Only one stratified star, PG 1305-017, was known before our analysis. The main objective is to confirm the existence of several new stratified stars. To do so, we initially had to develop a new generation of model atmospheres from those of Bergeron et al. (1991) and Tremblay & Bergeron (2009). We added the opacity of all the helium lines and the necessary calculations to account for the chemical stratification of the atmosphere, where a thin hydrogen layer floats in diffusive equilibrium on top of a more massive helium layer. In parallel, we also calculated a grid of standard models, which are chemically homogeneous. Then, we selected hot white dwarfs (Teff > 30,000 K) with a hybrid spectral type (traces of helium and hydrogen) from the ~38,000 white dwarfs listed in the SDSS. A total of 52 spectra were retained in our final sample. The spectroscopic technique, i.e. the fit of model spectra to an observed spectrum, was applied to all stars in our sample. Thereby, we have measured the effective temperature, the surface gravity and the chemical composition of these stars. By simultaneously fitting stratified and homogeneous models, we have also been able to determine if the stars were stratified or not. We identify 14 stratified white dwarfs. From these results, we draw several conclusions on the physical processes explaining the presence of helium in the atmosphere.

La découverte de plus de 900 planètes autour d’autres étoiles que le Soleil rend notre époque excitante. Ces systèmes planétaires nous ont fait changer notre perception du monde qui était jusqu’alors basée sur nos connaissances du système solaire. Certains systèmes détectés sont beaucoup plus compacts que notre système solaire et les planètes se trouvent extrêmement proches de leur étoile. Pour comprendre la structure de ces systèmes et leur évolution, il est important d’étudier les effets de marée.Les missions d’observations des exoplanètes commencent à détecter des planètes de moins en moins massives dans la zone autour d’une étoile appelée zone habitable. La zone habitable est définie comme la plage de distances orbitales pour laquelle une planète ayant une atmosphère peut avoir de l’eau liquide à sa surface. L’étude du climat des exoplanètes, étant donné un flux et un spectre stellaire, est importante pour la caractérisation de l’atmosphère de ces exoplanètes (que JWST sera en mesure de faire).Dans cette thèse, ces problématiques d’évolution dynamique de systèmes planétaires et de climats de planètes sont développées pour le cas de systèmes planétaires orbitant des naines brunes et des étoiles de faible masse dans le but futur de contraindre des paramètres des modèles de marée ou des observations. Dans un premier temps, j’ai traité le cas de l’évolution par effet de marée d’une planète orbitant une naine brune, une naine M ou une étoile de type solaire dont l’évolution du rayon est prise en compte. L’objectif était d’étudier l’influence de la contraction de l’étoile (ou naine brune) sur l’évolution orbitale des planètes. Dans un deuxième temps, j’ai cherché à étudier l’influence des effets de marée sur l’évolution dynamique d’un système multiplanétaire orbitant une naine brune, une naine M ou une étoile de type solaire dont l’évolution du rayon est aussi prise en compte.Ces deux projets permettent d’aborder le problème de l’habitabilité des planètes au- tour de ces objets, en particulier autour des naines brunes qui refroidissent avec le temps. En effet, une planète se trouvant dans la zone habitable d’une naine brune se situe suffisamment proche de la naine brune pour ressentir l’influence des effets de marée. Ainsi, des paramètres importants pour l’étude des climats sont en partie déterminés par les effets de marée – paramètres comme l’excentricité et l’obliquité entre autres. Dans cette thèse, cette problématique est succinctement abordée en vue d’une poursuite en post-doctorat. / The discovery of more than 900 planets orbiting other stars than our Sun makes this period very exciting. Our knowledge which was based on the Solar System has been challenged by new planetary systems which are very different from our system. Some of them are much more compact than the Solar System. Some planets are located extremely close-in from their star, within the orbital distance of Mercury, in a region where tidal effects are important. Understanding the structure of the known exoplanetary systems and the future ones requires to take into account the physics of tidal evolution.The missions dedicated to the finding of exoplanets are beginning to detect less massive planets in the habitable zone of their host star. The habitable zone is here defined as the range of orbital distances where a planet with an atmosphere can sustain liquid water at its surface. The study of the climate of exoplanets, given a stellar flux and spectra, is important for the characterization of planetary atmosphere – which JWST will make possible.This thesis provides a study of the dynamical and tidal evolution of planetary systems orbiting evolving brown dwarfs and low mass stars in order to constrain some tidal parameters and in the case of planets around brown dwarfs put some constrains on observability. First, I studied the tidal evolution of single-planet systems orbiting a brown dwarf, a M-dwarf or a Sun-like star whose radius evolution is taken into account. The aim of this study was to study the influence of the contraction of the brown dwarf or star on the orbital evolution of the planets. Second, I endeavored to study the tidal evolution of multiple-planet systems orbiting a brown dwarf, a M-dwarf or a Sun-like star whose radius evolution is also taken into account.These two projects allow me to study the question of the habitability of planets orbiting those objects, in particular orbiting brown dwarfs which are known to cool down with time. A planet orbiting a brown dwarf in its habitable zone is sufficiently close to the brown dwarf to feel tidal effects. So parameters such as the eccentricity or obliquity, which are important for the climate are partially determined by tides. In this thesis, this question is briefly addressed but will be deepened in a future post-doc.

<p>This thesis reports the results of a twofold study on the recently proposed phenomenon of &lsquo / stellar pulsations&rsquo / in young brown dwarfs by the seminal study of Palla and Baraffe (2005) (PB05, thereafter). The PB05 study presents results of a non-adiabatic linear stability analysis showing that young brown dwarfs should become pulsationally unstable during the deuterium burning phase of their evolution.</p>

The study of white dwarfs (WDs) provides insight into understanding WD formation rates, evolution, and space density. Individually, nearby WDs are excellent candidates for astrometric planetary searches because the astrometric signature is greater than for an identical, more distant WD system. As a population, a complete volume-limited sample is necessary to provide unbiased statistics; however, their intrinsic faintness has allowed some to escape detection. The aim of this dissertation is to identify nearby WDs, accurately characterize them, and target a subset of potentially interesting WDs for follow-up analyses. The most unambiguous method of identifying new WDs is by their proper motions. After evaluating all previous southern hemisphere proper motion catalogs and selecting viable candidates, we embarked on our own southern hemisphere proper motion survey, the SuperCOSMOS-RECONS (SCR) survey. A number of interesting objects were discovered during the survey, including the 24th nearest star system -- an M dwarf with a brown dwarf companion. After a series of spectroscopic observations, a total of 56 new WD systems was identified (18 from the SCR survey and 38 from other proper motion surveys). CCD photometry was obtained for most of the 56 new systems in an effort to model the physical parameters and obtain distance estimates via spectral energy distribution fitting. An independent distance estimate was also obtained by deriving a color-MV relation for several colors based on WDs with known distances. Any object whose distance estimate was within 25 pc was targeted for a trigonometric parallax via our parallax program, CTIOPI. Currently, there are 62 WD systems on CTIOPI. A subset of 53 systems has enough data for at least a preliminary parallax (24 are definitive). Of those 53 systems, nine are previously known WDs within 10 pc that we are monitoring for perturbations from unseen companions, and an additional 29 have distances within 25 pc. Previously, there were 109 known WDs with parallaxes placing them within 25 pc; therefore, our effort has already increased the nearby sample by 27%. In addition, at least two objects show hints of perturbations from unseen companions and need follow-up analyses.

I present the results of a comprehensive assessment of companions to 454 solar-type stars within 25 pc. New observational aspects of this work include surveys for (1) very close companions with long-baseline interferometry at the Center for High Angular Resolution Astronomy (CHARA) Array, (2) close companions with speckle interferometry, and (3) wide proper motion companions identified by blinking multi-epoch archival images. I have also obtained and included unpublished results from extensive radial velocity monitoring programs. The many sources utilized enable a thorough evaluation of stellar and brown dwarf companions. The results presented here include eight new companion discoveries, four of which are wide common proper motion pairs discovered by blinking archival images, and four more are from the spectroscopic data. The overall observed fractions of single, double, triple, and higher order systems are 57%±3%, 33%±2%, 8%±1%, and 3%±1%, respectively, counting all stellar and brown dwarf companions. The incompleteness analysis indicates that only a few undiscovered companions remain in this well-studied sample, showing that a majority of the solar-type stars are single. Bluer, more massive stars are more likely to have companions than redder, less massive ones. I confirm earlier expectations that more active stars are more likely to have companions. A preliminary, but important indication is that brown dwarfs, like planets, prefer stars with higher metallicity, tentatively suggesting that brown dwarfs may form like planets when they are companions to stars. The period distribution is unimodal and roughly Gaussian with peak and median values of about 300 years. The period-eccentricity relation shows a roughly flat distribution beyond the circularization limit of about 12 days. The mass-ratio distribution shows a clear discontinuity near a value of one, indicating a preference for twins, which are not confined to short orbital periods, suggesting that stars form by multiple formation mechanisms. The ratio of planet hosts among single, binary, and multiple systems are statistically indistinguishable, suggesting that planets are as likely to form around single stars as they are around components of binary or multiple systems at sufficiently wide separations.

Formées lors de l’effondrement gravitationnel d’un nuage de gaz moléculaire, les étoiles naissantes auront différentes masses variant entre 0.08 et environ 100M . La majorité de la population stellaire de la Galaxie est constituée d’étoiles dont la masse est inférieure à environ 0.6 M . Le dernier évènement de formation stellaire dans le voisinage solaire s’est produit dans la bulle locale il y a au plus 100 millions d’années, vraisemblablement provoqué par le passage d’une onde de choc dans le bras local de la Galaxie. C’est ainsi que se formèrent de jeunes associations d’étoiles dont les membres se caractérisent en particulier par une vitesse spatiale et une position commune dans la Galaxie. Les associations jeunes étant peu densément peuplées et relativement proches du Soleil, leurs membres se font plutôt rares et dispersés sur toute la voûte céleste. Jusqu’à présent, surtout les étoiles les plus massives (brillantes) ont été répertoriées. Les étoiles jeunes de faible masse, constituant la majorité de la population, restent pour la plupart à être identifiées. Les étoiles jeunes de faible masse représentent une population clef pour contraindre les modèles évolutifs des étoiles M et des naines brunes. Elles sont également d’excellentes candidates pour chercher des exoplanètes via les techniques d’imagerie directe. Ce mémoire présente une nouvelle méthode utilisant un modèle cinématique enrichi d’une analyse statistique Bayesienne pour identifier des étoiles jeunes de faible masse dans les associations beta Pictoris, Tucana-Horologium et AB Doradus. À partir d’un échantillon de 1080 étoiles K et M, toutes comportant des indicateurs de jeunesse tels l’émission Halpha et une forte luminosité dans les rayons X, leurs propriétés cinématiques (mouvement propre) et photométriques sont analysées pour en extraire 98 candidates hautement probables membres d’une des trois associations. Une confirmation de leur statut comme membre nécessitera en particulier une mesure de leur vitesse radiale (prédit par notre analyse) et une mesure de la largeur équivalente du lithium à 6708 Å pour mieux contraindre leur âge. / The gravitational collapse of a molecular gas cloud produces the incipient stars with various masses between 0.08 and approximately 100 M . The majority of the stellar galactic population is made up of stars with masses lower than approximately 0.6 M . The last event of stellar formation in the solar neighborhood happened in the local bubble no more than 100 million of years ago, probably caused by the propagation of a shock wave in the galactic local arm. This is how young associations, also called moving groups were formed. Their members are characterized by a common velocity and position within the Galaxy. Young associations, being sparsely populated and relatively close to the Sun, their members are found all over the sky. So far, only the most massive members (luminous ones) have been identified. Young low-mass stars, comprising the majority of the population, remain to be identified. Those stars are expected to be excellent candidates to find exoplanets through direct imaging techniques, while also forming a key population to constrain M stars and brown dwarfs evolutionnary models. This master thesis presents a new method using a kinematical model coupled with a Bayesian statistic analysis to identify young low-mass stars in the beta Pictoris, Tucana- Horologium and AB Doradus associations. Using a sample of 1080 K and M stars, all showing youth indicators such as Halpha emission and X-rays luminosity, their photometric and kinematic properties (proper motion) are analyzed to extract 98 highly probable members distributed over the three associations. Status confirmation as members will require measurement of their radial velocity (predicted by our analysis) and the lithium at 6708 Å equivalent widths to better constrain their age.

<p>This thesis reports the results of a twofold study on the recently proposed phenomenon of &lsquo / stellar pulsations&rsquo / in young brown dwarfs by the seminal study of Palla and Baraffe (2005) (PB05, thereafter). The PB05 study presents results of a non-adiabatic linear stability analysis showing that young brown dwarfs should become pulsationally unstable during the deuterium burning phase of their evolution.</p>