La détermination d'abondances stellaires très précises a toujours été et reste un point clé de toute analyse spectroscopique.Cependant, de nombreuses études ont montré que l'hypothèse de l'équilibre thermodynamique local (ETL), largement utilisée dans les analyses spectroscopiques est inadéquate pour déterminer les abondances et les paramètres stellaires des étoiles géantes et pauvres en métaux où les effets hors-ETL dominent. C'est pourquoi, une modélisation hors-ETL des spectres stellaires est cruciale afin de reproduire les observations et ainsi déterminer avec précision les paramètres stellaires.Cette modélisation hors-ETL nécessite l'utilisation d'un grand jeu de données atomiques, qui ne sont pas toujours connues avec certitude. Dans les étoiles froides, les taux de collisions de l'atome d'hydrogène sont une des principales sources d'incertitudes. Ces taux sont souvent calculés en considérant une approche classique (l'approximation de Drawin) pour les transitions permises lié-lié et les transitions d'ionisations. Cette approche classique tend à surestimer les taux de collisions et ne reproduit pas correctement le comportement avec les énergies.Dans cette thèse, nous démontrons que l'approximation de Drawin ne peut pas décrire les taux de collisions dans le cas de l'atome d'hydrogène. Nous présentons une nouvelle méthode pour estimer ces taux, par le biais d'ajustement sur des taux quantiques existant pour d'autres éléments.Nous montrons que cette méthode d'ajustement quantique (MAQ) est satisfaisante pour les modélisations hors-ETL lorsque les taux quantiques dédiés ne sont pas effectivement disponibles.Nous testons cette nouvelle méthode, avec le modèle d'atome de Fer que nous avons développé, sur des étoiles de référence issues « du Gaia-ESO survey ».En partant de paramètres photosphériques non-spectroscopiques connus, nous déterminons les abondances (1D) en fer de ces étoiles de référence dans les cas ETL et hors-ETL .Nos résultats dans le cas hors ETL conduisent à un excellent accord entre les abondances de FeI et FeII avec de faibles écarts types de raies à raies, particulièrement dans le cas des étoiles pauvres en métaux.Notre méthode est validée par comparaison avec de nouveaux calculs quantiques préliminaires sur l'atome de Fe I et d'hydrogène, dont les ajustements sont en excellent accord avec les nôtres. / Determination of high precision abundances has and will always be an important goal of all spectroscopic studies. The use of LTE assumption in spectroscopic analyses has been extensively shown in the literature to badly affect the determined abundances and stellar parameters, especially in metal-poor and giant stars which can be subject to large non-LTE effects. Non-LTE modeling of stellar spectra is therefore essential to accurately reproduce the observations and derive stellar abundances. Non-LTE calculations require the inputof a bulk of atomic data, which may be subject to uncertainties. In cool stars, hydrogen collisional rates are a major source of uncertainty, which are often approximated using a classical recipe (the Drawin approximation) for allowed bound-bound, and ionization transitions only. This approximation has been shown to overestimate the collisional rates, and does not reproduce the correct behavior with energies. We demonstrate in this dissertation the inability of the Drawin approximation to describe the hydrogen collisional rates.We introduce a new method to estimate these rates based on fitting the existing quantum rates of other elements. We show that this quantum fitting method (QFM) performs well in non-LTE calculations when detailed quantum rates are not available. We test the newly proposed method, with a complete iron model atom that we developed, on a reference set of stars from the Gaia-ESO survey. Starting from well determined non-spectroscopic atmospheric parameters, we determine 1D, non-LTE, and LTE iron abundances for this set ofstars. Our non-LTE results show excellent agreement between Fe I and Fe II abundances and small line-by-line dispersions, especially for the metal-poor stars. Our method is validated upon comparison with new preliminary Fe I+H quantum calculations, whose fits show an excellent agreement with ours.

Un effet de microlentille gravitationnelle galactique a lieu lorsqu'une étoile d'avant-plan du disque de la Voie Lactée (la "microlentille") croise la ligne de visée d'une étoile d'arrière-plan située dans le Bulbe (la source). Le phénomène s'accompagne d'une amplification caractéristique du flux lumineux. Cette propriété est utilisée comme outil original aussi bien pour la recherche de planètes extra-solaires et la détermination de limites à leur abondance, que pour réaliser la tomographie d'étoiles géantes du Bulbe.<br /> <br /> Grâce à un réseau de télescopes régulièrement espacés en longitude dans l'hémisphère sud, la collaboration internationale PLANET (Probing Lensing Anomalies NETwork) procède à un suivi précis et continu d'événements de microlentille soigneusement choisis. Des méthodes mathématiques et numériques adaptées à leur modélisation sont utilisées, afin de répondre aux problèmes posés par la non-linéarité des équations et la configuration particulière de l'espace des paramètres, qui est à la fois vaste et constitué de nombreux minima locaux.<br /> <br /> Une planète extra-solaire peut être détectée par cette technique si sa présence produit une déviation dans la courbe de lumière produite par son étoile-hôte. L'un des points forts de cette méthode réside dans sa capacité à mettre au jour des exoplanètes en orbite à quelques unités astronomiques et de masse aussi petite que celle de la Terre, grâce aux caustiques gravitationnelles produites par la planète. Ces dernières peuvent engendrer un pic d'amplification secondaire significatif, si la source vient à les traverser. La découverte de l'exoplanète OGLE 2005-BLG-390Lb porte à trois le nombre de détections par effet de microlentille ; elle est présentée ici. Outre le fait d'être à ce jour la planète la moins massive détectée - environ cinq fois la Terre - elle se situe à une distance appréciable de son étoile-hôte, soit trois unités astronomiques. <br /> <br /> Les observations réalisées sont également mises à profit afin de poser des limites à l'abondance de planètes extra-solaires autour d'étoiles naines rouges. Pour une sélection de microlentilles observées entre 1995 et 2004 et qui ne présentent pas de signature planétaire évidente, des diagrammes d'efficacité de détection sont calculés selon une méthode décrite ici. Les résultats obtenus forment alors la base de l'étude statistique.<br /> <br /> Enfin, un effet d'amplification différentielle du disque de l'étoile-source, lorsque cette dernière traverse une caustique, est exploité afin de sonder l'atmosphère d'étoiles géantes du Bulbe. Les mesures de coefficients d'assombrissement centre-bord de plusieurs étoiles sont rapportées et comparées aux prédictions des modèles. En outre, grâce à un suivi spectroscopique à haute résolution spectrale, il a été possible de confronter aux modèles les mesures de largeur équivalente de raies spectrales en plusieurs points du disque d'une géante G5III du Bulbe, à 9 kpc, et d'en détecter directement la chromosphère.

Le but de l'expérience Virgo est la détection des ondes gravitationnelles. L'objet de cette thèse est l'étude de méthodes pour la recherche de signaux émis par des étoiles à neutrons ainsi que l'étalonnage du détecteur.<br> Dans une première partie, l'étoile à neutrons et son émission d'ondes gravitationnelles, sont présentées. Ensuite le détecteur, les principales sources de bruits, ainsi que la solution adoptée pour l'étalonnage sont décrits.<br> Puis dans une seconde partie la modélisation des effets dus aux mouvements de la terre (effet Doppler, modulation d'amplitude) est décrite. Leurs conséquences sur le rapport signal sur bruit sont déterminées.<br> Les deux derniers chapitres sont consacrés aux algorithmes de recherche de signaux périodiques. Tout d'abord le cas où la position de la source est connue est présenté. Le ralentissement de la rotation de la source et la correction de cet effet sont décrits. La correction de l'effet Doppler est aussi détaillée. De même, le problème de la gestion du gigantesque flot de données à traiter est abordé, et une solution y est apportée. Finalement la difficulté de recherche multidirectionnelle est présentée. Des prototypes d'algorithmes hiérarchiques sont aussi évalués.

La physique stellaire regroupe aujourd'hui différents domaines qui vont de la modélisation hydrodynamique à l'astérosismologie en passant par les observations d'abondances et la recherche de planètes extrasolaires. Le travail présenté dans cette thèse s'est voulu diversifié et fait appel à plusieurs de ces domaines. Il utilise les outils informatiques de modélisation tels que le TGEC (Toulouse-Geneva Evolution Code) ou le code d'oscillations adiabatiques PULSE.<br /><br />Les deux premières parties de ce manuscrit présentent de manière théorique les processus de transport et les principes de l'astérosismologie utilisés dans les modèles stellaires.<br /><br />La troisième partie s'interesse à la signature astérosismique de la diffusion de l'hélium dans les étoiles de type F tardives et à son évolution. Nous montrons que le gradient créé par la diffusion de l'hélium sous la zone convective conduit à un pic dans le transformée de Fourier des secondes différences de spectre de fréquences d'oscillations. Plus le gradient est important, plus l'amplitude du pic est grande.<br /><br />Le quatrième chapitre étudie la destruction du lithium dans les étoiles avec planètes. De récentes observations de Israelian et al. (2004) montrent que les étoiles froides avec planètes présentent une destruction du lithium importante, contrairement aux étoiles sans planètes. Nos modèles surmétalliques ont permis de montrer d'une part que le gradient de µ pouvait stabiliser le mélange dans les étoiles sans planètes, empêchant la destruction du lithium, et d'autre part que cette destruction dans les étoiles avec planètes pouvait provenir d'instabilités de cisaillement dues à la migration des planètes vers leur étoile centrale. <br /><br />Enfin, la cinquième partie présente un travail sur les modèles solaires avec les nouvelles abondances de Asplund et al. (2005), qui présentent un désaccord avec les déductions héliosismiques. Nos modèles simulant une accrétion sous-métallique au début de la séquence principale améliorent la situation mais ne réussissent pas à rétablir l'accord avec l'héliosismologie, malgré l'introduction d'un overshooting et d'un mélange rotationnel sous la base de la zone convective.

Le Large Area Telescope (LAT) à bord du satellite Fermi, lancé le 11 Juin 2008, est sensible au rayonnement gamma de20 MeV à plus de 300 GeV. 148 pulsars gamma à ce jour ont été détectés avec le Fermi-LAT, dont 117 sont détaillés dansle Deuxième Catalogue de Pulsars gamma de Fermi (2PC). Les pulsars forment la plus grande classe de sources au GeVdans la Voie Lactée. Les études de pulsars gamma apportent des contraintes importantes sur les modèles d'émission gamma etpermettent des percées dans notre compréhension des pulsars.Cette thèse présente des détections de sept pulsars gamma faibles déjà connus en radio, dont quatre jeunes ou d'âgesmoyens et trois millisecondes (MSP). L'analyse spectrale et la caractérisation des courbes de lumiére sont décriteset comparées à la population de 2PC. Ces détections ont l'intérêt particulier de sonder et d'étendre l'espace desparamètres de la population actuelle. Elles illustrent la distorsion inhérente dans 2PC et marquent la transition de lapremière phase (pulsars brillants) à la seconde phase (pulsars faibles) d'opération de Fermi. Le développement desmodèles théoriques et un recensement complet de la population galactique des étoiles à neutrons bénéficieront de plusde détections de pulsars faibles dans les années à venir.Certains pulsars gamma dans 2PC manifestant de grande efficacité gamma sont étudiés dans cette thèse. L'examen desdifférents paramètres qui influencent l'efficacité conduit à quelques candidats pour lesquels un plus grand momentd'inertie est nécessaire afin de résoudre le paradoxe de grande efficacité. Les observations de Fermi en rayons gamma ontl'air à apporter des contraintes indépendantes sur le moment d'inertie et les équations d'état des étoiles à neutrons.

Building upon its success with the Hipparcos space astrometry mission launched in 1989, the European Space Agency has agreed to fund the construction of its successor, Gaia, and its launch in 2011. Despite the similarities between the two missions, Gaia will be orders of magnitude more powerful, more sensitive, but also more complex in terms of data processing. Growing from 120,000 stars with Hipparcos to about 120,000E4 stars with Gaia does not simply mean pushing the computing resources to their limits (1 second of processing per star yields 38 years for the whole Gaia-sky). It also means facing situations that did not occur with Hipparcos either by luck or because those cases were carefully removed from the Hipparcos Input Catalogue.<p><p>This manuscript illustrates how some chunks of the foreseen Gaia data reduction pipeline can be trained and assessed using the Hipparcos observations. This is especially true for unresolved binaries because they pop up so far down in the Gaia pipeline that, by the time they get there, there is essentially no difference between Hipparcos and Gaia data. Only the number of such binaries is different, going from two thousand to ten million.<p><p>Although the computing time clearly becomes an issue, one cannot sacrifice the robustness and correctness of the reduction pipeline for the sake of speed. However, owing to the requirement that everything must be Gaia-based (no help from ground-based results), the very robustness of the reduction has to be assessed as well. For instance, the underlying assumptions of some statistical tests used to assess the quality of the fits used in the Hipparcos pipeline might no longer hold with Gaia. That may not affect the fit itself but rather the quality indicators usually accompanying those fits. For the final catalogue to be a success, these issues must be addressed as soon as possible.<p> / Agrégation de l'enseignement supérieur, Orientation sciences / info:eu-repo/semantics/nonPublished

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.

Le Large Area Telescope (LAT) à bord du satellite Fermi, lancé le 11 Juin 2008, est sensible au rayonnement gamma de20 MeV à plus de 300 GeV. 148 pulsars gamma à ce jour ont été détectés avec le Fermi-LAT, dont 117 sont détaillés dansle Deuxième Catalogue de Pulsars gamma de Fermi (2PC). Les pulsars forment la plus grande classe de sources au GeVdans la Voie Lactée. Les études de pulsars gamma apportent des contraintes importantes sur les modèles d’émission gamma etpermettent des percées dans notre compréhension des pulsars.Cette thèse présente des détections de sept pulsars gamma faibles déjà connus en radio, dont quatre jeunes ou d’âgesmoyens et trois millisecondes (MSP). L’analyse spectrale et la caractérisation des courbes de lumiére sont décriteset comparées à la population de 2PC. Ces détections ont l’intérêt particulier de sonder et d’étendre l’espace desparamètres de la population actuelle. Elles illustrent la distorsion inhérente dans 2PC et marquent la transition de lapremière phase (pulsars brillants) à la seconde phase (pulsars faibles) d’opération de Fermi. Le développement desmodèles théoriques et un recensement complet de la population galactique des étoiles à neutrons bénéficieront de plusde détections de pulsars faibles dans les années à venir.Certains pulsars gamma dans 2PC manifestant de grande efficacité gamma sont étudiés dans cette thèse. L’examen desdifférents paramètres qui influencent l’efficacité conduit à quelques candidats pour lesquels un plus grand momentd’inertie est nécessaire afin de résoudre le paradoxe de grande efficacité. Les observations de Fermi en rayons gamma ontl’air à apporter des contraintes indépendantes sur le moment d’inertie et les équations d’état des étoiles à neutrons. / The Large Area Telescope (LAT) on board the Fermi satellite, launched on June 11 2008, is sensitive to g raysfrom 20 MeV to over 300 GeV. gamma-ray pulsations from 148 pulsars to date have been detected with the Fermi-LAT, 117are detailed in the Second Fermi-LAT Gamma-ray Pulsar Catalog (2PC). Pulsars are by far the largest GeV sourceclassin the Milky Way. Studies of the increasing gamma-ray pulsar sample bring important constraints on theoretical gamma-rayemission models and enable breakthroughs in our understanding of pulsars.This thesis presents detections of seven faint gamma-ray pulsars that are already known at radio wavelengths, includingfour young or middle aged pulsars and three millisecond pulsars (MSPs). Spectral analysis and light curve characterizationsare detailed and compared to the 2PC sample. These detections have the special interest of allowing us toprobe and extend the parameter space of the current population. They illustrate the inherent bias in 2PC and mark thetransition from the early part (bright pulsars) to the later part (faint pulsars) of the Fermi mission. Theoretical modeldevelopments and a complete census of Galactic neutron star populations will benefit from more detections of weakpulsars in the years to come.Some high gamma-ray efficiency pulsars in 2PC are studied in this thesis. Investigations on different parameters whichinfluence the efficiency result in a few candidates for which a large moment of inertia is necessary to cure the highefficiency paradox. Fermi gamma-ray observations seem to bring independent constraints on the moment of inertia andequations of state of neutron stars

Une manière efficace de contraindre la formation des planètes est l'étude des disques protoplanétaires. Les premières images de ces disques ont été obtenues dans les années 80 en infrarouge et en millimétrique. Ces images dévoilaient pour la première fois la morphologie de l'excès infrarouge vu dans les distributions spectrales d'énergies des étoiles jeunes. Depuis, de nets progrès ont été faits et, outre la détection directe de planètes, nous sommes capables de distinguer les perturbations que celles-ci pourraient engendrer dans ces disques. La région interne de ces disques, où la majorité des planètes sont détectées, est complexe car étant le théâtre de nombreux phénomènes encore mal contraints (sublimation de la poussière, vents, accrétion). Pour les étoiles jeunes les plus proches, observer ces régions revient à atteindre une résolution angulaire de l'ordre de la milliseconde d'arc, inatteignable avec un télescope monolithique. L'interférométrie optique permet de satisfaire cette contrainte. Cette technique consiste à combiner la lumière de deux télescopes ou plus afin de la faire interférer. Ces interférences permettent de contraindre la morphologie de l'objet observé à l'aide de modèles. Mais afin de comprendre les phénomènes en jeu il est nécessaire d'avoir une image indépendante de ces modèles. La reconstruction d'images est possible avec l'avènement récent d'interféromètres à 4 télescopes ou plus. Les premières images ont ainsi pu être reconstruites. Cependant, l'étoile centrale ne permet pas d'accéder facilement à l'image de l'environnement. Ma thèse a donc consisté à outrepasser cette difficulté en développant une méthode de reconstruction d'image adaptée à l'environnement protoplanétaire des étoiles jeunes. Elle consiste à séparer l'étoile centrale de l'image afin de reconstruire son environnement tout en prenant en compte la différence de température entre ces deux éléments. Grâce à cette méthode et aux instruments interférométriques du VLTI, j'ai pu reconstruire les images des premières unités astronomiques d'une douzaine d'étoiles de Herbig et de révéler leurs morphologies. J'ai ainsi pu appliquer une analyse géométrique originale afin de les caractériser. Enfin, j'ai analysé plus en détail un étoile particulière, MWC158, dont j'ai imagé la variabilité qui pourrait être interprétée comme une éjection de matière. Ma thèse démontre l'importance de la prise en compte des aspects chromatiques dans la reconstruction d'image ainsi que de l'adaptation de cette méthode à la spécificité des étoiles jeunes. / An effective way to understand the formation of planets is the study of protoplanetary disks. The first images of these disks were obtained in the infrared and the millimeter in the 80s. These images unveiled for the first time the morphology of the infrared excess seen in the spectral energy distributions of young stellar objects. Since then, significant progress has been made and, in addition to the direct detection of planets, we are able to distinguish the disruption they could cause in these disks. The inner region of these disks, where the majority of planets are found, is complex as being the scene of many phenomena still poorly constrained (dust sublimation, winds, accretion). For the closest young stars, observing these regions amounts to achieve an angular resolution of the order of a milliarcsecond, unattainable with monolithic telescopes. The optical interferometry can reach such a small angle. This technique consists in combining the light of two or more telescopes to make it interfere. These interferences can be used to constrain the morphology of the observed object by using models. But to understand the phenomena involved in the inner parts of young stellar objects, it is necessary to have an independent image. Image reconstruction is possible with the recent advent of interferometers with 4 or more telescopes. The first images were able to be rebuilt. However, the central star does not allow easy access to the environment morphology. The goal of my thesis was to bypass this difficulty by developing a method of image reconstruction which is adapted to the protoplanetary environment of young stars. It consists in separating the central star of the image to reconstruct its environment while taking into account the temperature difference between the two. With this method and the VLTI interferometric instruments, I reconstructed the images of the first astronomical unit of a dozen of Herbig stars and revealed their morphologies. I was able to apply a novel geometric analysis to characterize them. Finally, I have analyzed in more detail a particular star, MWC158, which I imaged the variability that could be interpreted as a matter ejection. My thesis demonstrates the importance of the inclusion of chromatic aspects in image reconstruction and adaptation of this method to the specific characteristics of young stars.

Mon travail de recherche au cours de ces trois années de thèse sous la direction de Thierry Forveille et de Xavier Delfosse au laboratoire d'astrophysique de Grenoble a été consacré à la recherche de naines brunes dans un relevé grand champ de nouvelle génération que nous avons appelé le Canada-France Brown Dwarf Survey -CFBDS-. La thématique de ma thèse est centrée sur l'étude des naines brunes froides et la constitution d'un grand échantillon de naines brunes, comme base pour une analyse statistique photométrique et spectroscopique. J'étais chargé en premier lieu de la mise au point du pipeline d'analyse et de sélection des candidats au sein de la collaboration internationale dédiée à la recherche de naines brunes et de quasars à grand décalage vers le rouge. En tant que seul membre de la collaboration à travailler à plein temps sur le projet, j'ai toutefois été amené à m'impliquer fortement dans presque toutes les facettes du projet. En parallèle du travail scientique que je présente dans ce manuscript, j'ai consacré une part importante de ma thèse à la coordination du travail entre les différentes personnes impliquées dans le CFBDS de par le monde. Dans le chapitre 1, je fais un récapitulatif rapide de l'ensemble des avancées scientiques dans le domaine des naines brunes avant la présente thèse. Le chapitre 2 présente le Canada- France Brown Dwarf Survey, qui fournit les données au coeur de mon travail, ainsi que notre stratégie d'analyse. Le chapitre 3 détaille le pipeline que j'ai mis en place pour identier au mieux les quelques centaines d'astres qui nous intéressent parmi les dizaines de millions de sources que comptent les images du CFBDS. Ce chapitre met aussi en évidence les performances de la fonctionnalité d'analyse d'image par ajustement de fonction d'étalement du point -PSF- que j'ai adjointe au logiciel Source Extractor. Les candidats ainsi identiés sur la base de leur photométrie sont présentés dans le chapitre 4. Dans ce chapitre je décris mes méthodes d'estimation des biais statistiques du CFBDS, ainsi que la fonction de luminosité des naines brunes du champ que nous en avons extraite. Enn le chapitre 5 donne une revue détaillée des informations contenues dans le spectre des naines brunes. J'y présente ensuite nos observations spectroscopiques ainsi que les résultats associés, notamment la découverte d'absorption par l'ammoniac dans le spectre de la naine brune la plus froide publiée à ce jour, CFBDS0059, ainsi que la découverte de la première naine T sous-métallique.