Les étoiles sont des éléments fondamentaux de l'Univers. Elles émettent de l'énergie en forme de lumières et rendent les matériaux dans le ciel visible. Les étoiles se regroupent pour former les galaxies, en déterminant l'évolution et la dynamique de ce dernier. En même temps, l'étoile est le centre d'un système planétaire. Le disque de débris autour d'une jeune étoile se refroidi et forme un système de planète. Les caractéristiques de ce système, notamment la masse de l'étoile centrale, jouent un rôle important en ce qui concerne l'apparition de la vie. Cette thèse a pour objectif de comprendre comment la massed'une étoile est assemblée et déterminée, donnant une distribution de masse apparemmentuniverselle quel que soit l'environnement de leur formation..La thèse est constituée de deux chapitres introductifs sur la physique de formation stellaire et sur les méthodes numériques. Les trois chapitres suivants sont constitués des projets menés durant la thèse: la formation des proto-amas, l'effet de condition initiale dans le nuage moléculaire, et la formation des coeurs préstellaires par la fragmentation des filaments, suivis par les articles publiés dans les journaux scientifiques. Le dernier chapitre conclu la thèse et donne les perspectifs pour la future recherche / Stars are building blocks of the Universe. They emit energy in form of light and make the material in the night sky visible. They are the elementary constituents of galaxies, determining their evolution and dynamics. On the other hand, stars are the hosts o planetary systems. The debris disc around a new-born star eventually cools down and form planets. The characteristic of the planetary system, essentially the mass of the central star, plays a major role in the formation of living being on planets. The formation of stars often occur in a clusters manner, and one of the important issues constantly under debate is the distribution of the mass of newly-born stars. This thesis is aimed to understand the Initial Mass Function which seems to be universal among different environments.This manuscripts comprises two introductory chapters on the physics of star formation and the numerical methods, respectively. Three following chapters present the projets carried out during the thesis: formation of proto-clusters, effects of initial condition in the molecular cloud, and the formation of prestellar cores from filament fragmentation, all followed by published journal articles. The last chapter concludes the manuscript and discuss the perspectives

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.

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.

Comment les étoiles se forment elles ?. Cette vaste question fait appel à des connaissances dans plusieurs domaines dont deux majeurs, la Formation Stellaire et le Milieu Interstellaire. C’est dans ce cadre générale que s’inscrit ma thèse. Notre galaxie est un vaste laboratoire d’études de cette formation et je me suis donc intéressé aux premières étapes de la formation des étoiles, allant du nuage moléculaire à la proto-étoile. J’ai principalement utilisé des données provenant du télescope Herschel qui nous fournit des images et des données dans l’infrarouge lointain et le domaine sub-milimétrique à une résolution inégalée. J’ai d’abord construit un catalogue de sources à l’aide d’un algorithme d’identification croisée, SPECFIND, puis appliqué un algorithme de clustering, MST, sur près de 100 000 sources afin de construire le premier catalogue d’amas d’objets stellaires jeunes à l’échelle galactique. Ceci m’a conduit à étudier les propriétés de ces amas et des sources les constituant. / How stars form? This broad question uses knowledges in several areas, including two majors, the Star Formation and the Interstellar Medium. My thesis is a part of this overall framework. Our galaxy is a laboratory complex for the study of this formation. I became interested in the first stages of the star formations, from Molecular Clouds to protostars. I mainly used data from the Herschel telescope which provides us with images and data in the far infrared and sub-millimiter at an unparalleled resolution. First of all, I built a catalogue of young clumps using SPECFIND, an algorithm of cross-identification. Then I applied an algorithm of clustering, MST, over 100 000 young clumps to find over-densities in order to release the first catalogue of young stellar clusters in a galactic scale. Finally, I studied the physical properties of these clusters and their young clumps.

Ce mémoire présente une analyse spectro-photométrique de 2880 naines blanches situées dans un rayon de 100 pc du Soleil, plus froides que Teff ∼ 10,000 K, et possédant de la photométrie grizy de Pan-STARRS et une mesure de parallaxe trigonométrique de Gaia. Les données photométriques JHK dans le proche infrarouge sont également incluses, lorsque disponibles, et s’avèrent essentielles pour l’interprétation des naines blanches les plus froides de l’échantillon. Une analyse détaillée de chaque objet individuel est effectuée en utilisant des modèles d’atmosphère de pointe appropriés pour chaque type spectral, y compris les DA, DC, DQ, DZ, les DA riches en hélium, et les naines blanches dites faibles dans l’infrarouge (IR-faint). Les distributions en température et en masse de chaque sous-échantillon sont discutées, ainsi que l’évolution spectrale des naines blanches froides. L’échantillon présente peu d’évidence quant à la transformation des étoiles DA en naines blanches avec une atmosphère riche en hélium par le processus de mélange convectif entre Teff = 10,000 K et ∼6500 K. Cependant, cette tendance change radicalement dans les environs de Teff = 6500–5500 K où la fraction de naines blanches avec une atmosphère riche en hélium atteint ∼45%. Pour les étoiles plus froides (Teff ≲ 5200 K), les résultats indiquent que la majorité des DC ont une atmosphère dominée par l’hydrogène. Un mécanisme possible impliquant la cristallisation et le magnétisme est proposé afin d’expliquer cette transformation soudaine d’une atmosphère riche en hélium en une atmosphère riche en hydrogène. Finalement, cette analyse montre que les naines blanches de type DQ, DZ et DC pourraient former une population plus homogène qu’on ne le pensait auparavant. / This work presents a spectro-photometric analysis of 2880 cool white dwarfs within 100 pc of the Sun and cooler than Teff ∼ 10,000 K, with grizy Pan-STARRS photometry and Gaia trigonometric parallaxes available. The data sets are also supplemented with near-infrared JHK photometry, when available, which is shown to be essential for interpreting the coolest white dwarfs in the sample. A detailed analysis of each individual object is performed using state-of-the-art model atmospheres appropriate for each spectral type including DA, DC, DQ, DZ, He-rich DA, and the so-called IR-faint white dwarfs. The temperature and mass distributions of each subsample are discussed, as well as the spectral evolution of cool white dwarfs. The sample shows little evidence for the transformation of a significant fraction of DA stars into He-atmosphere white dwarfs through the process of convective mixing between Teff = 10,000 K and ∼6500 K, although the situation changes drastically in the range Teff = 6500–5500 K where the fraction of He-atmosphere white dwarfs reaches ∼45%. However, there is strong evidence that at even cooler temperatures (Teff ≲ 5200 K), most DC white dwarfs have H atmospheres. A possible mechanism to account for this sudden transformation from He- to H-atmosphere white dwarfs involving the onset of crystallization and the occurrence of magnetism is presented. Finally, the results drawn from this work have shown that DQ, DZ, and DC white dwarfs may form a more homogeneous population than previously believed.

Cette thèse présente la mesure des redshifts photométriques et des paramètres physiques dans le cadre des sondages de galaxies à grande échelle, ainsi que la contrainte qui peut en être extraite sur l'évolution des galaxies. Je montre notamment dans cette thèse dans quelle mesure la calibration photométrique affecte la précision des redshifts photométriques, afin de contraindre la stratégie photométrique à développer pour la mission Euclid.Afin de prendre en compte les problèmes inhérents à l'observation, les analyses ont été effectuée sur la base de données observées dont la configuration est proche de celle qui est attendue pour Euclid. Ces données combinent de nouvelles observations en proche-infrarouges conduites pour couvrir le sondage spectroscopique VIPERS et la photométrie du CFHTLS. Sur la base des conclusions tirées de cette analyse, j'ai produit le nouveau catalogue photométrique de VIPERS, ainsi que le catalogue de redshifts photométriques associé. J'ai finalement utilisée la même photométrie pour dériver les paramètres physiques d'environ 760 000 galaxies, réparties sur plus de 22 degrés carrés à une magnitude limite Ks(AB) < 22. J'ai ainsi pu étudier l'évolution de la fonction de masse stellaire entre les redshifts z = 0.2 et z = 1.5. Ceci a permis de montrer que les galaxies dont la masse stellaire est d'environ log(M/Msol) = 10.66 voient généralement leur formation stellaire stoppée en 2 à 4 milliards d'années, alors que les galaxies de faible masse (log(M/Msol) < 9.5) ne formant plus d'étoiles ont vu leur formation stellaire être arrêtée 5 à 10 fois plus rapidement (en environ 0.4 milliard d'années). / This thesis presents the measurement of the photometric redshifts and physical parameters in the framework of large scale surveys, and their constraint on galaxy evolution. The photometric redshift measurement allows us to study the entire photometric sample. For this reason, the weak lensing signal measurement used in the Euclid mission as a primary cosmological probe will rely on photometric redshift measurements. However, the method is strongly affected by the quality of the photometry. In particular, I show in this thesis how the photometric calibration impacts the photometric redshift precison, in order to constrain the photometric strategy to use in the Euclid mission.Aiming to take into account for observationnal problems, the analysis is done with observationnal data whose photometric configuration is close to the expected Euclid one. These data combine new near-infrared observations conduected to cover the VIPERS spectroscopic survey and the CFHTLS photometry.Using the conclusions of this analysis, I have producted the new photometric catalogue for VIPERS and the associated photometric redshift calalogue.Finally, I used the same photometry to compute the stellar masses of 760,000 galaxies covering 22 square degrees at the limiting magnitude Ks(AB) < 22. This enabled me to study the evolution of the stellar mass function between redshifts z= 0.2 and z = 1.5. We have then shown that the star formation of galaxies with stellar masses around log(M/Msol) = 10.66 is stopped in 2-4 Gyr, while in quiescent low-mass (log(M/Msol) < 9.5) galaxies, the star formation has been stopped 5-10 times faster (approximatelly in 0.4 Gyr).

Un sursaut de formation stellaire, ou starburst, constitue une flambée intense de formation d'étoiles qui est souvent associée à une compression violente du gaz. Ce phénomène représente une phase importante dans l'évolution des galaxies. Les étoiles massives, présentes en grand nombre dans les starbursts, sculptent l'allure des galaxies et y apportent des éléments lourds. Le domaine de l'ultraviolet est des plus utiles pour étudier les étoiles massives et ainsi sonder le processus de formation stellaire et éventuellement décrire l'évolution des galaxies. Mon travail présente des simulations des magnitudes, couleurs et pentes spectrales dans les filtres du "Ultraviolet Imaging Telescope" (UVIT) pour des starbursts modélisés avec des codes de synthèse évolutifs. UVIT sera lancé en 2012 et apportera des images ultraviolettes de très haute résolution spatiale pour des galaxies proches. Mon objectif premier est alors d'identifier l'ensemble des filtres UVIT qui permettront de déterminer l'âge, la métallicité, l'extinction et la fonction de masse initiale des populations jeunes observées.

Cette thèse a pour objectif de comprendre les différents aspects de l'évolution des amas d’étoiles massives NGC3603 et R136 qui possèdent les étoiles les plus massives connues de l'univers local. L'analyse photométrique des noyaux de R136 et NGC3603 utilisant l’imagerie infrarouge de l’instrument SPHERE sur VLT et son système d’optique adaptative extrême de SPHERE, m’a permis de détecter pour la 1ière fois un grand nombre d’étoiles de faibles masse et luminosité au coeur de ces amas et pour la plupart au voisinage des étoiles les plus lumineuses et massives. La comparaison des données de SPHERE de NGC3603 à celles du HST montre l’absence de ségrégation de masse dans le noyau de cet amas. De plus la pente de la fonction de masse de cette région est la même que celle de la région suivante et similaire aux valeurs de la MF correspondant aux régions extérieures de l’amas connues jusqu’ici. L’amas R136 est partiellement résolu par SPHERE/IRDIS dans l’IR. La majorité de ses étoiles massives ont des compagnons visuels. En prenant compte des mesures spectroscopiques et photométriques et leurs erreurs sur l'extinction et l'âge des membres de l’amas, j’ai estimé une gamme de masse pour chaque étoile identifiée. La MF a été calculée pour différents âges ainsi que les erreurs sur les masses stellaires. J’ai simulé des séries d'images de R136 grâce au code Nbody6, et les ai comparées aux observations du HST/WFPC2. Ces simulations permettent de vérifier l'effet de la binarité initiale des étoiles de l’amas, la ségrégation de masse et l'évolution des étoiles sur l'évolution dynamique propre à R136. / This thesis aims at studying 2 massive clusters NGC3603 and R136, and the mechanisms that govern their physics, These clusters host the most massive stars known in the local universe so far and are important clues to understand the formation and fate of very massive star clusters. The manuscript outlines the photometric analysis of the core of R136 and NGC3603 on the basis of HST data in the visible and the VLT high dynamic imaging that I obtained in the infrared thanks to the SPHERE focal instrument operated since 2015 and its extreme Adaptive Optics, In an extensive photometric study of these data I discovered a significantly larger number of faint low-mass stars in the core of both these clusters compared to previous works. These stars are often detected in the vicinity of known massive bright objects. By comparing HST and SPHERE measures, NGC3603 does not show any signature of mass segregation in its core since the MF slope of the very core and the next radial bin are similarly flat and agree well with the MF found in previous works of the outer regions. On the other hand R136 is partially resolved using the SPHERE/IRDIS mode with most of the massive stars having visual companions. Considering the spectroscopic and photometric errors on the extinction and the age of cluster members, I estimate a mass range for each detected star. The MF is plotted at different ages with given errors on stellar masses. Finally I demonstrate that we need more resolution to go further on studying R136 which is 7-8 times further than NGC3603.

Dans ce travail, l'approche non-paramétrique par noyaux associés mixtes multivariés est présentée pour les fonctions de densités, de masse de probabilité et de régressions à supports partiellement ou totalement discrets et continus. Pour cela, quelques aspects essentiels des notions d'estimation par noyaux continus (dits classiques) multivariés et par noyaux associés univariés (discrets et continus) sont d'abord rappelés. Les problèmes de supports sont alors révisés ainsi qu'une résolution des effets de bords dans les cas des noyaux associés univariés. Le noyau associé multivarié est ensuite défini et une méthode de leur construction dite mode-dispersion multivarié est proposée. Il s'ensuit une illustration dans le cas continu utilisant le noyau bêta bivarié avec ou sans structure de corrélation de type Sarmanov. Les propriétés des estimateurs telles que les biais, les variances et les erreurs quadratiques moyennes sont également étudiées. Un algorithme de réduction du biais est alors proposé et illustré sur ce même noyau avec structure de corrélation. Des études par simulations et applications avec le noyau bêta bivarié avec structure de corrélation sont aussi présentées. Trois formes de matrices des fenêtres, à savoir, pleine, Scott et diagonale, y sont utilisées puis leurs performances relatives sont discutées. De plus, des noyaux associés multiples ont été efficaces dans le cadre de l'analyse discriminante. Pour cela, on a utilisé les noyaux univariés binomial, catégoriel, triangulaire discret, gamma et bêta. Par la suite, les noyaux associés avec ou sans structure de corrélation ont été étudiés dans le cadre de la régression multiple. En plus des noyaux univariés ci-dessus, les noyaux bivariés avec ou sans structure de corrélation ont été aussi pris en compte. Les études par simulations montrent l'importance et les bonnes performances du choix des noyaux associés multivariés à matrice de lissage pleine ou diagonale. Puis, les noyaux associés continus et discrets sont combinés pour définir les noyaux associés mixtes univariés. Les travaux ont aussi donné lieu à la création d'un package R pour l'estimation de fonctions univariés de densités, de masse de probabilité et de régression. Plusieurs méthodes de sélections de fenêtres optimales y sont implémentées avec une interface facile d'utilisation. Tout au long de ce travail, la sélection des matrices de lissage se fait généralement par validation croisée et parfois par les méthodes bayésiennes. Enfin, des compléments sur les constantes de normalisations des estimateurs à noyaux associés des fonctions de densité et de masse de probabilité sont présentés. / This work is about nonparametric approach using multivariate mixed associated kernels for densities, probability mass functions and regressions estimation having supports partially or totally discrete and continuous. Some key aspects of kernel estimation using multivariate continuous (classical) and (discrete and continuous) univariate associated kernels are recalled. Problem of supports are also revised as well as a resolution of boundary effects for univariate associated kernels. The multivariate associated kernel is then defined and a construction by multivariate mode-dispersion method is provided. This leads to an illustration on the bivariate beta kernel with Sarmanov's correlation structure in continuous case. Properties of these estimators are studied, such as the bias, variances and mean squared errors. An algorithm for reducing the bias is proposed and illustrated on this bivariate beta kernel. Simulations studies and applications are then performed with bivariate beta kernel. Three types of bandwidth matrices, namely, full, Scott and diagonal are used. Furthermore, appropriated multiple associated kernels are used in a practical discriminant analysis task. These are the binomial, categorical, discrete triangular, gamma and beta. Thereafter, associated kernels with or without correlation structure are used in multiple regression. In addition to the previous univariate associated kernels, bivariate beta kernels with or without correlation structure are taken into account. Simulations studies show the performance of the choice of associated kernels with full or diagonal bandwidth matrices. Then, (discrete and continuous) associated kernels are combined to define mixed univariate associated kernels. Using the tools of unification of discrete and continuous analysis, the properties of the mixed associated kernel estimators are shown. This is followed by an R package, created in univariate case, for densities, probability mass functions and regressions estimations. Several smoothing parameter selections are implemented via an easy-to-use interface. Throughout the paper, bandwidth matrix selections are generally obtained using cross-validation and sometimes Bayesian methods. Finally, some additionnal informations on normalizing constants of associated kernel estimators are presented for densities or probability mass functions.