Bien qu'elles dominent en nombre la population stellaire de la Galaxie, les étoiles de très faible masse et les naines brunes sont longtemps restées difficiles (voir impossibles) à observer, à cause de leur faible luminosité. Les progrès récents des techniques instrumentales (et en particulier des détecteurs infrarouges) permettent maintenant de s'y intéresser et de commencer à répondre à de nombreuses questions. Parmi celles-ci, deux sont particulièrement importantes et nécessitent une bonne détermination de la fonction de masse (nombre d'objets par intervalle de masse): l'influence de cette population sur la dynamique Galactique, et le comportement de la fonction initiale de masse à l'approche du régime naine brune. Ces objets permettent d'autre part des tests sévères de notre compréhension de la physique des objets dégénérés, et des atmosphères denses et froides dominées par les opacités moléculaires. Dans cette thèse, j'ai d'abord déterminé la fonction de luminosité (nombre d'objets par intervalle de luminosité) jusqu'à la limite étoiles-naines brunes, ce qui est la première étape de la construction de la fonction de masse. Pour cela j'ai utilisé le relevé DENIS (a Deep Near Infrared Southern sky survey qui est parfaitement adapté à la détection de ces objets, et étudié les biais importants de la fonction de luminosité introduits par le bruit. Au cours de ces travaux la première naine brune confirmée du champ a été découverte et une étude spectroscopique des naines brunes froides a été entreprise. Pour passer de cette fonction de luminosité à la fonction de masse, il est ensuite necessaire, 1- de corriger le biais important de la fonction de luminosité causé par les étoiles binaires, et 2- de disposer d'une bonne relation masse-luminosité. Ces deux étapes de la détermination de la fonction de masse passent par une étude de binarité. Une recherche systématique de binaires spectroscopiques a donc été entreprise dans cette thèse. Elle a révélé que le voisinage solaire (à moins de 9 pc) reste mal connu, et qu'un nombre important de compagnons y reste à découvrir (11 ont été mis en évidence ici). La distance des systèmes doubles non identifiés est également sous-estimée. Enfin, l'étude de la rotation des naines M du champ a été un sous-produit important du programme de recherche de binaires. Elle a clairement montré que l'activité chromosphérique de ces objets, depuis longtemps connue, est bien due à leur rotation. L'allongement du temps de freinage aux type spectraux les plus tardifs est ainsi demontrée jusqu'à des âges beaucoup plus grands, et jusqu'à des masses où les étoiles sont entièrement convectives.

L'un des buts majeurs de l'astrophysique moderne est de comprendre la formation du Système Solaire. Puisque les protoétoiles de faible masse sont des soleils en formation, l'étude de ces objets est un des meilleurs moyens d'étudier le processus de formation du Soleil et de son système planétaire. Dans ma thèse, je me suis concentrée sur la chimie des premières phases d'évolution des protoétoiles de faible masse en étudiant les molécules organiques complexes dans des sources de Classe 0, qui représentent les phases les plus jeunes connues. De telles molécules ont été découvertes dans IRAS16293-2422, le prototype des sources de Classe 0, démontrant l'existence des ``hot corinos'', des régions où les manteaux des grains subliment. Certaines de ces molécules ont aussi été observées dans des comètes de notre Système Solaire, soulevant la question de savoir si (et auquel cas, comment) la chimie des Classes 0 affecte la composition chimique de la matière du disque protoplanétaire incorporée dans les comètes et autres corps planétaires.<br />Cependant, il est d'abord nécessaire de déterminer si les hot corinos sont omniprésents dans les protoétoiles de faible masse, ou si IRAS16293-2422 est une exception. Ceci était le premier but de ma thèse. L'approche consistait principalement à observer trois sources de Classe 0 pour chercher des molécules organiques complexes. J'ai ainsi découvert et/ou confirmé trois hot corinos de plus.<br />Le second but était de contraindre la taille de la région d'émission des molécules complexes au moyen d'observations interférométriques des deux hot corinos les plus brillants: cette émission est compacte (<150 AU), avec, dans l'un des cas, une composante étendue provenant de l'enveloppe externe.<br />Le troisième but avait pour lieu de confronter les voies de formation possibles des molécules complexes avec les résultats de mes observations pour essayer de distinguer si ces molécules se forment en phase gazeuse ou à la surface des grains. Bien que mes données ne puissent éliminer aucun des deux cas, elles semblent favoriser le second type de formation. De plus, la comparaison entre hot corinos et leurs homologues massifs, les hot cores (qui montre que les molécules complexes sont relativement plus abondantes dans les hot corinos), soutient également la formation à la surface des grains.

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.

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La spectroscopie est un aspect fondamental de l'astronomie observationnelle, offrant des contraintes sur la composition, la température, la densité, la masse et le mouvement des objets astronomiques. Cette thèse se concentre spécifiquement sur la spectroscopie des naines M, des étoiles petites et froides de la séquence principale, les plus nombreuses dans notre Galaxie. Malgré leur abondance, les naines M ont été moins étudiées que les étoiles plus brillantes en raison de leur faible luminosité et de leurs spectres complexes dominés par des bandes moléculaires. Cependant, leur importance en astrophysique est profonde, car elles sont cruciales pour comprendre les populations stellaires, l'évolution des galaxies et elles sont des cibles privilégiées dans la recherche et la caractérisation des exoplanètes, en particulier celles semblables à la Terre et potentiellement habitable. La pierre angulaire de notre méthodologie observationnelle est le SpectroPolarimètre InfraRouge (SPIRou), un instrument de pointe situé au Télescope Canada-France-Hawaï (CFHT). Ce spectropolarimètre proche infrarouge (PIR) est spécialisé pour des études lies à la détection et caractérisation d'exoplanètes et divers programmes d'astrophysique stellaire. La spectroscopie à haute résolution de SPIRou opère entre 0.98 et 2.35 microns, avec un pouvoir de résolution d'environ 70000, idéal pour étudier les étoiles relativement froides comme les naines M, qui émettent principalement dans le domaine spectral du proche infrarouge. Sa capacité à détecter des caractéristiques spectrales subtiles est cruciale pour déterminer avec précision les abondances élémentaires, la température effective et la vitesse radiale d'une étoile. De plus, bien que ce ne soit pas l'objectif principal de cette thèse, les capacités polarimétriques de SPIRou offrent des aperçus précieux sur les champs magnétiques des naines M. Notre analyse initiale s'est concentrée sur l'étoile de Barnard, une naine M bien étudiée dans le voisinage solaire. Nous avons comparé les spectres PIR haute résolution observés aux modèles d'atmosphère stellaire PHOENIX-ACES. Bien que ces modèles soient généralement en bon accord avec les observations, de nombreuses différences spectrales sont identifiées telles que le décalage du continuum, de la contamination non résolue de diverses raies de même que le décalage inattendu de raies spectrales de leur longueur d'onde nominale. Tous ces problèmes conspirent à biaiser les déterminations d'abondance et de température effective. Une partie importante de cette étude a impliqué l'identification d'une liste de raies spectrales fiables dans le spectre PIR pour l'analyse chimique. Nous avons développé un pipeline automatisé personnalisé qui prend en compte les incertitudes du modèle, adapté pour déterminer à la fois la température effective et les abondances chimiques basées sur un spectre PIR haute résolution. Pour l'étoile de Barnard, nous avons déterminé une température effective de 3231 +/- 21 K, en excellent accord avec la valeur de 3238 +/- 11 K déduite des méthodes interférométriques considérées comme les plus fiables. De plus, notre analyse a fourni des mesures d'abondance de 15 éléments, dont quatre (K, O, Y, Th) jamais signalés auparavant. Ces mesures sont en bon accord avec la littérature. S'appuyant sur notre étude initiale, nous avons étendu notre méthodologie à un échantillon de 31 naines M proches, dont une dizaine dans des systèmes binaires avec une étoile FGK comme primaire dont la métallicité est bien établie par la spectroscopie haute resolution dans le domaine visible. Cet échantillon permet d'investiguer l'applicabilité et les limites de nos techniques et de fournir une comparaison entre les mesures d'abondance déduites de la spectroscopie PIR et optique. Nous avons caractérisé les incertitudes de notre méthode Teff en la testant sur des modèles synthétiques avec divers niveaux de bruit et avons trouvé une incertitude constante de 10 K pour un rapport signal-bruit supérieur à ~100. La comparaison de nos mesures de température effective sont en excellent accord, à 30 K près, avec des valeurs interférométriques. Nous avons ensuite mesuré les abondances de jusqu'à 10 éléments différents pour ces étoiles, certaines ayant leurs premières compositions chimiques mesurées. Pour les systèmes binaires, nous avons trouvé des métallicités marginalement inférieures dans les naines M par rapport à leurs compagnons FGK dont la métallicité est dérive de la spectroscopie optique, avec des différences moyennes de 0,14 +/- 0,09 dex par rapport aux valeurs rapportées de Mann et al. (2013). On trouve donc un excellent accord entre les mesures d'abondances dérivées de la spectroscopie PIR haute résolution par notre méthode et celles dérivées de la spectroscopie haute résolution optique de leur compagnon FGK. Nos résultats ont contribué à l'analyse spectroscopique des naines M, élargissant le champ de l'analyse d'abondance chimique pour ces étoiles. Nous avons compilé une liste de raies fiables où les modèles PHOENIX montrent un bon accord avec les observations. Nos résultats soulignent la nécessité de modèles d'atmosphère améliorés pour mieux exploiter la puissance de la spectroscopie PIR pour une détermination précise de la température effective et des mesures d'abondance des naines M. / Spectroscopy is a foundational aspect of observational astronomy, providing critical insights into the composition, temperature, density, mass, and motion of astronomical objects. This thesis specifically focuses on the spectroscopy of M dwarfs, small and cool stars on the main sequence, which are the most numerous type of stars in our Galaxy. Despite their abundance, M dwarfs have been less studied than brighter stars due to their low luminosity and complex spectra dominated by molecular bands. However, their significance in astrophysics is profound, as they are crucial in understanding stellar populations, galaxy evolution, and are prime targets in the search and characterization of exoplanets, especially Earth-like ones potentially harboring life. The cornerstone of our observational methodology is the SpectroPolarimètre InfraRouge (SPIRou), a cutting-edge instrument housed at the Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT). This near-infrared (NIR) spectropolarimeter excels in a range of scientific studies, from exoplanet detection to stellar physics. SPIRou’s high-resolution spectroscopy operates between 0.98 and 2.35 microns, with a resolving power of about 70000, ideal for analyzing cool stars like M dwarfs, which emit predominantly in the NIR spectrum. Its ability to detect subtle spectral features is crucial for accurately determining elemental abundances, effective temperature, and radial velocity of a star. For our research, the high-resolution NIR spectroscopy of SPIRou was essential, allowing us to capture detailed spectra of M dwarfs with high precision, thus forming the foundation of our analysis. Our initial analysis centered on Barnard's star, a well-studied M dwarf in the solar neighborhood. We compared the observed high-resolution NIR spectra to the PHOENIX-ACES stellar atmosphere models. While those models are generally in good agreement with observations, numerous spectral differences are identified such as continuum mismatch, unresolved contamination, and spectral line shifts, all conspiring to bias elemental abundance and effective temperature determinations. A crucial part of this study involved identifying reliable spectral lines in the NIR spectrum for chemical analysis. We developed a customized automated pipeline that takes model uncertainties into account to determine both the effective temperature and chemical abundances based on a high-resolution NIR spectrum. For Barnard's star, we determined an effective temperature of 3231 +/- 21 K, in excellent agreement with the value of 3238 +/- 11 K inferred from interferometric methods. Additionally, our analysis has provided abundance measurements of 15 elements including four (K, O, Y, Th) never reported before. Those measurements are in good agreement with the literature. Building upon our initial study, we extended our methodology to a sample of 31 nearby M dwarfs, including some in binary systems with a FGK star as primary. This sample allows to investigate the broader applicability and potential limitations of our techniques and provide a comparison between abundance measurements inferred from NIR and optical spectroscopy. We investigated the uncertainties of our Teff method by testing it on synthetic models with various level of noise and found a consistent uncertainty of 10 K for signal-to-noise ratio greater than ~100. Our Teff are in excellent agreement with those inferred from interferometric methods within typical dispersion of ~30 K, comparable to the apparent noise floor of our Teff estimates, showing the validity of our method. We then measured the abundances for up to 10 different elements for these stars, many of them being their first measured chemical compositions. For the binary systems, we find an excellent agreement between our metallicities of M dwarfs compared to their FGK counterparts derived from optical spectroscopy, with with mean differences of 0.14 +/- 0.09 dex against the reported values from Mann et al. (2013). Our findings have contributed to the spectroscopic analysis of M dwarfs, broadening the scope of chemical abundance analysis for these stars. We compiled a reliable line list where PHOENIX models show good agreement with observations. Our results emphasize the need for improved atmosphere models to fully exploit the power of NIR spectroscopy for precise determination of effective temperature and abundance measurements of M dwarfs.

Faible masse musculaire a été peu étudiée chez les patients avant le stade terminal de la maladie rénale chronique (MRC). Nous avons évalué la masse musculaire à partir de la créatininurie des 24h pour étudier ses déterminants, son évolution avec le déclin de la fonction rénale ainsi que ses liens avec les risques de progression vers l’insuffisance rénale terminale traitée (IRTT) et de décès avant IRTT. Dans la cohorte NephroTest incluant 1429 patients avec une MRC stades 1 à 4, le débit de filtration glomérulaire a été mesuré par la clairance du 51Cr-EDTA (DFGm) et estimé par l’équation CKD EPI (DFGe). La créatininurie moyenne à l’inclusion diminuait de 15.3±3.1 à 12.1±3.3 mmol/24 chez les hommes et de 9.6±1.9 à 7.6±2.5 chez les femmes, pour une baisse du DFGm de ≥ 60 à < 15 mL/min/1.73 m2. Être plus âgé, avoir un diabète, un faible IMC ou un niveau faible de protéinurie et d’apports protidiques était associé à un niveau faible de créatininurie. Un déclin annuel du DFGm de 5 mL/min/1.73 m2 était lié à une baisse de créatininurie, indépendamment de ces déterminants. Au cours d’un suivi médian de 3.6 ans, 229 patients ont développé une IRTT, et 113 sont décédés avant IRTT. Après ajustement sur les facteurs de confusion, le hasard ratio (HR) était de 1.6 (0.88-2.9) pour le risque de décès et de 0.60 (0.39-0.91) pour le risque d’IRTT, dans le 1er vs 4ème quartile de créatininurie. La baisse de la créatininurie apparait précocement dans la MRC et est liée au décès avant dialyse. La diminution du risque d’IRTT pourrait s’expliquer par un démarrage plus tardif de la dialyse en raison d’une surestimation du DFGm par le DFGe chez les patients avec une faible créatininurie. / Mainly described in patients on dialysis, muscle wasting has received little attention in early stage chronic kidney disease (CKD). We used 24-hour creatininuria to assess determinants of low muscle mass and its putative associations with CKD outcomes, using data from the NephroTest cohort, including 1429 non-dialysis patients with CKD stages 1 to 5. Kidney function was assessed with both measured (mGFR, by 51Cr-EDTA renal clearance) and estimated glomerular filtration rate (eGFR, by CKD-EPI equation). End-stage renal disease (ESRD) and pre-ESRD death were the main studied outcomes. The mean baseline creatininuria decreased from 15.3±3.1 to 12.1±3.3 mmol/24 h in men and from 9.6±1.9 to 7.6±2.5 in women, when mGFR fell from ≥ 60 to < 15 mL/min/1.73 m2. Other determinants of low creatininuria were an older age, diabetes, a lower body mass index, a lower level of proteinuria or protein intake. A fast annual decline in mGFR of 5 mL/min/1.73 m2 was linked with a 2-fold decrease in creatininuria, independent of changes in protein intake and other determinants of muscle mass. Over a median follow-up of 3.6 years, 229 patients developed ESRD and 113 patients died before ESRD. After adjustment for confounders, patients with low muscle mass showed a significantly higher risk for pre-ESRD death (HR 1.6, 95% CI 0.88-2.9), but a lower risk for ESRD (HR 0.60, 95% CI 0.39-0.91). The latter was reversed (HR 1.5, 95% CI 1.01-2.4) when mGFR was replaced by eGFR. Decrease in 24-hour creatininuria may appear early in CKD patients, is related to pre-ESRD death. The lower risk for ESRD may reflect later dialysis start due to overestimation of true GFR by eGFR in patients with low muscle mass.

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

Un disque de débris autour d'une étoile de la séquence principale est composé de planétésimaux, reste de la formation des planètes selon la théorie core-accretion. Dans le Système solaire, il s'agit de la ceinture d'astéroïdes et de la ceinture de Kuiper. Autour des autres étoiles, les disques de débris sont observables s'ils sont assez massifs pour que les collisions entre planétésimaux produisent continûment assez de poussière détectable en émission thermique dans l'infrarouge lointain ou en lumière diffusée dans le visible. Dans cette thèse, nous étudions la purge (stripping), l'excitation dynamique, et la structuration d'un disque soumis à une interaction gravitationnelle avec une planète à l'intérieur du système, un compagnon stellaire dans un système binaire, et une étoile de passage dans l'environnement dense d'un amas ouvert pendant 100 millions d'années après la naissance de l'étoile. Nous avons abordé ces problèmes par la simulation de la dynamique d'un disque de planétésimaux dans ces différentes conditions. Enfin, nous avons mené une étude pour déterminer les caractéristiques de la population de disques de débris autour des étoiles de différents types stellaires à l'aide du modèle d'évolution collisionnelle standard, de nos résultats sur l'excitation dynamique des disques et des données des relevés Spitzer. Ainsi, nous montrons que la quasi-absence des disques de débris observée autour des étoiles de faibles masses de type stellaire M peut être expliquée par des planétésimaux au moins 10 fois plus petits en taille que ceux autour des étoiles de type solaire ou plus massives.

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

L'objectif de ce travail de thèse était d'étudier l'effet de la stérilisation par électrons accélérés sur les copolymères d'oléfines cycliques (COC), utilisés comme conditionnement de produits pharmaceutiques, ainsi que son impact sur les interactions avec des formulations pharmaceutiques. Grâce à la méthodologie analytique adoptée qui a fait appel à différentes techniques de caractérisation, telles que la chromatographie d'exclusion stérique, la chromatographie liquide haute performance à polarité de phases inversée, la spectroscopie infra rouge à transformée de Fourier, la microscopie à force atomique et les mesures d'angles de contact, nous avons pu mettre en évidence différents types de modifications dans le volume et sur la surface du matériau après stérilisation ainsi qu'après vieillissement. La modification principale du dans la masse du matériau, observée à la dose réglementaire de stérilisation (25 kGy), est la scission des chaînes du polymère, qui s'accompagne de la création de composés de faible masse molaire, donc de migrants potentiels risquant d'influencer la sécurité d'emploi des COC. En effet, certains de ces composés ont été retrouvés avec une concentration relativement importante dans les solutions de mise en contact avec les COC stérilisés, et notamment en solution aqueuse. Toutefois, l'étude préliminaire de toxicité a montré l'absence de cytotoxicité des extractibles obtenus à la dose de la stérilisation.Les modifications relatives à la surface des COC radio-stérilisés sont, quant à elles, de deux natures : physique avec une augmentation de la rugosité de surface et chimique avec la formation de produits d'oxydation polaires ; ces deux types de modifications conduisent à l'augmentation de la mouillabilité de surface. Cependant dans certains cas, notamment après vieillissement, ces modifications sont relativement faibles, même à des doses supérieures à celle préconisée pour la stérilisation, ce qui peut être corrélé à l'absence de l'effet de l'irradiation sur le comportement des COC vis-à-vis des solutions médicamenteuses. En effet, aucune variation de la sorption des principes actifs choisis n'a été montrée entre les COC irradiés et non irradiés vieillis.