Les programmes de soutien aux études (PSE) ont démontré leur efficacité quant au maintien et à la réussite scolaire des personnes ayant un trouble mental (Mowbray, Collins, Bellamy, Megirven, Bybee & Szilvagyi, 2005; St-Onge & Tremblay, 2009). À Québec, un PSE novateur a été mis sur pied au Pavois en 2001 et a fait la démonstration d'une augmentation importante du maintien et de la réussite scolaire chez les jeunes qui y ont pris part (Béguet & Fortier, 2004). La présente recherche s'intéresse au cheminement de 10 personnes qui ont participé à ce PSE de 2001 à 2003. Recueillies par l'entremise d'une entrevue semi-structurée ainsi que par deux échelles validées, les données indiquent entre autres que cinq participants, parmi les sept qui ont un emploi, ont un travail en lien avec leurs études. La participation sociale des participants est relativement bonne, quoique certains sont toujours aux prises avec les conséquences du trouble mental.

Le rétablissement socioprofessionnel, une dimension du rétablissement personnel, est un objectif courant chez les personnes en début d’évolution d’un trouble psychotique. Plusieurs facteurs pourraient influencer la reprise des activités professionnelles ou scolaires, dont les déficits cognitifs, qui sont des symptômes au coeur des troubles psychotiques. Cependant, le rôle de la cognition parmi les autres déterminants clés du rétablissement socioprofessionnel chez les personnes en début d’évolution d’un trouble psychotique reste encore à documenter. De plus, les traitements standards pour les personnes atteintes d’un trouble psychotique, comme la pharmacothérapie, ont peu d’effets sur les déficits cognitifs. La remédiation cognitive est efficace pour atténuer les déficits cognitifs, mais peu d’études chez les personnes en début d’évolution d’un trouble psychotique ont évalué son effet sur la reprise des activités professionnelles ou scolaires ou ont tenté de personnaliser le programme pour favoriser la réponse thérapeutique. Cette thèse avait donc pour objectif de mieux comprendre le rôle de la cognition dans la reprise des activités professionnelles ou scolaires. Pour se faire, deux études ont été réalisées chez les personnes en début d’évolution d’un trouble psychotique. La première, une étude longitudinale, visait à déterminer le rôle qu’occupe la cognition parmi les déterminants clés de la reprise des activités professionnelles ou scolaires et la seconde, une série d’études de cas, visait à évaluer l’effet d’un programme personnalisé de remédiation cognitive sur la reprise des activités professionnelles ou scolaires. De manière générale, l’étude longitudinale a montré que la mémoire de travail et la durée d’absence du travail ou des études expliquaient 48,1% de la variance du statut socioprofessionnel six mois après l’évaluation initiale. La contribution unique significative de la mémoire de travail dans le modèle souligne l’importance de considérer le fonctionnement cognitif des personnes en début d’évolution d’un trouble psychotique dans les interventions visant la reprise des activités professionnelles ou scolaires. La deuxième étude a quant à elle montré que la remédiation cognitive personnalisée avait permis à deux des trois participants inclus dans l’étude d’améliorer leur statut socioprofessionnel, en plus d’avoir des effets sur des facteurs cognitifs, psychologiques ou cliniques reliés à la reprise des activités professionnelles ou scolaires. / La personnalisation de la remédiation cognitive en fonction de caractéristiques individuelles (e.g., déficits cognitifs préexistants) et contextuelles (e.g., combinaison des interventions) semble avoir favorisé la réponse thérapeutique. À la lumière des résultats des deux études, la remédiation cognitive pourrait être utilisée comme catalyseur de la reprise des activités professionnelles ou scolaires dans les programmes de soutien à l’emploi ou à l’éducation. En effet, la remédiation cognitive semble améliorer plusieurs déterminants du retour au travail ou aux études, dont ceux déterminés à l’étude 1 (i.e., la mémoire de travail et la durée d’absence du travail ou des études). Les trajectoires variées vers le retour au travail ou aux études semblent indiquer que les mécanismes par lesquels la remédiation cognitive favorise la reprise des activités professionnelles ou scolaires sont hétérogènes, soulignant l’importance de personnaliser les interventions. / Occupational recovery (i.e., return to work or to school) is a common objective among people with recent-onset psychosis. Many factors may influence occupational recovery process, such as cognitive deficits, which are core symptoms in psychotic disorders. However, the role of cognition among other key predictors of occupational recovery in recent-onset psychosis remains to be documented. In addition, usual treatments in psychotic disorders, such as pharmacological treatments, have limited impact on cognitive deficits. Cognitive remediation can reduce cognitive deficits in psychotic disorders, but few studies have evaluated its effect on occupational recovery and have attempted to personalize the intervention to enhance treatment response in recent-onset psychosis. Therefore, the general objective of this thesis was to evaluate the role of cognition on occupational recovery. To reach this goal, two studies were conducted among people with recent-onset psychosis. The first, a longitudinal study, aimed to evaluate the role played by cognition among other key predictors of occupational recovery and the second, a multiple cases study, aimed to evaluate the effect of personalized cognitive remediation on occupational recovery. In general, the longitudinal study showed that working memory and length of time absent from employment or school explained 48.1% of the variance of occupational recovery. The unique significant contribution of working memory on occupational recovery underlined that considering cognitive functioning is relevant to interventions targeting return to work or to school. The second study including three cases showed that two of them improved their occupational status after the personalized cognitive remediation therapy, as well as cognitive, psychological and/or clinical factors relevant to occupational recovery. The personalization of the cognitive remediation therapy according to individual (e.g., pre-existing cognitive deficits) and contextual (e.g., combined interventions) characteristics appeared to have enhanced treatment response. According to results of both studies, cognitive remediation could be provided as a catalyst of occupational recovery in supported employment and education programs. Indeed, cognitive remediation may improve many factors relevant to occupational recovery, such as those determined in study 1 (i.e., working memory and length of time absent from employment/school). The distinct pathways leading to return to work or to school suggested that mechanisms through which cognitive remediation influence occupational recovery may be heterogeneous, underlying the relevance of personalizing interventions.

Afin de mieux comprendre l'évolution des étoiles jeunes, nous avons utilisé un code Monte Carlo simulant leur environnement afin d'étudier une nouvelle distribution chez les étoiles Herbig Ae/Be et pour reproduire des cartes d'intensité et de polarisation linéaire obtenues au télescope Canada-France-Hawaii (TCFH) en novembre 2003. Le code datant de la fin des années 80, nous avons dû non seulement le corriger, mais aussi ajouter quelques éléments afin de tenir compte des dernières avancées dans le domaine de la polarisation provenant du milieu circumstellaire. Les étoiles à l'étude étant jeunes (moins de quelques millions d'années), leur voisinage est toujours constitué de grains de poussière mélangés avec du gaz. Selon leur âge, nous retrouvons cette poussière sous différentes structures soit, par exemple, par un disque entouré d'une enveloppe (objets jeunes de classe I) ou par un simple disque (objets de classe II et III). Selon la structure que prend la poussière, les cartes de polarisation et d'intensité qui en résultent vont changer. Nous allons discuter de cette variation des cartes de polarisation selon la distribution de poussière. Suite aux modifications apportées au code, il a fallu s'assurer que celui-ci fonctionne bien. Pour ce faire, nous avons mis au point quelques critères qui nous assurent, s'ils sont satisfaits, que le code Monte Carlo produit de bons résultats. Après avoir validé le code, il est maintenant possible de l'utiliser aux fins d'avancer le domaine de la polarisation. En effet, Dullemond et al.(2001) proposent une nouvelle distribution de grain autour des étoiles Herbig Ae/Be afin de mieux expliquer leur distribution d'énergie spectrale. Par contre, qu'en est-il des cartes de polarisation résultantes? C'est sur cette question que nous nous sommes arrêtés. Par la suite, nous avons essayé de reproduire du mieux possible, tenant compte des limitations du code, les cartes de polarisation obtenues au TCFH. Nous avons étudié en détail les données de R Mon (résultats qui seront présentés sous forme d'article pour fin de publication) et de V376 Cas. De plus, notre étude de V376 Cas nous a permis d'amener des conclusions sur les processus causant les vecteurs parallèles aux disques des étoiles jeunes. / To further understand the evolution of young stellar objects, we used a Monte Carlo code simulating their environment in order to study a new density distribution for the Herbig Ae/Be stars and to reproduce intensity and linear polarization maps obtained at the Canada-France-Hawaii telescope (CFHT) in November 2003. As the code was first created in the 80's, we had to correct some bugs and add new elements in order to take into account the latest advances in studies of polarization produced by circumstellar matter. Since the stars studied are young (less than a few million years), their neighborhood still contains dust mixed with gas which will be distributed according to their age. Younger stars will have a disk structure inside a bigger envelope (class I) while older stars will exhibit only a disk (class II and III). As we can expect, different structures create different intensity and polarization maps. We will discuss the variations induced in the polarization and intensity maps when changing the dust distribution. Following the modifications to the code, we ran some tests to check its functionality. We developed some criteria that once they are satisfied, we can safely assume the Monte Carlo code is operational and that it will produce good results. The code can now be used to increase our knowledge of circumstellar matter around young stellar objects. Indeed, Dullemond et al.(2001) proposed a new dust distribution around Herbig Ae/Be stars which explains better their spectral energy distribution (SED). However, there are still no studies to find out if the polarization maps resulting of this new distribution was also compatible with the observations. This problem was treated with our Monte Carlo code. We then tried to reproduce, as well as possible and taking into account the limits of the code, the polarization and intensity maps obtained at the TCFH. Our study was focused on R Mon, which is presented as an article to be submitted, and V376 Cas. Also, our study of V376 Cas helped us to shed some light on the causes for aligned polarization vectors seen on our maps.

Thèse numérisée par la Division de la gestion de documents et des archives de l'Université de Montréal.

Mémoire numérisé par la Division de la gestion de documents et des archives de l'Université de Montréal.

L'outil développé dans le cadre de cette thèse est disponible à l'adresse suivante: www.astro.umontreal.ca/~malo/banyan.php / Près de 70% des étoiles de la Galaxie ont une masse inférieure à ~0.8 Msun. Cependant, étant donné que ces étoiles sont plus difficilement observables en raison de leur plus faible luminosité, cette statistique ne reflète pas le recensement actuel de la population d'étoiles de faible masse dans le voisinage solaire, ni dans les groupes cinématiques d'étoiles jeunes. Cette population a une grande importance pour contraindre la forme de la fonction de masse Galactique, et aussi pour contraindre les modèles évolutifs. Les étoiles de faible masse sont aussi d'excellentes cibles pour la recherche d'exoplanètes avec des techniques variées (imagerie directe, vitesse radiale, transit). La caractérisation des exoplanètes autour de ces étoiles est tributaire des connaissances fondamentales sur celles-ci, c'est-à-dire de leur luminosité bolométrique, température effective, rayon et âge. Dans la présente thèse, dont le but est d'identifier et caractériser les étoiles de faible masse, une méthode statistique a été développée afin d'établir quantitativement l'appartenance d'une étoile à un groupe en dérivant une probabilité d'association. Cette méthode combine l'inférence Bayesienne et des modèles empiriques de plusieurs observables, dont la luminosité, vitesse spatiale et position galactique, de membres confirmés de 7 groupes d'étoiles jeunes (8-120 Mans) ainsi que d'étoiles vieilles du champ. Les étoiles ayant une probabilité d'association minimale de 90% sont considérées comme des candidates. L'analyse développée prédit aussi la vitesse radiale et la distance trigonométrique qu'une étoile aurait dans une association donnée. L'analyse a montré, pour les 177 membres confirmés, un excellent accord entre les paramètres prédits et observés, soit de 1.9 km/s et 10% respectivement, pour la vitesse radiale et la parallaxe. La mesure de ces paramètres pour les candidates est donc une bonne manière de confirmer leur appartenance à l'association. Cette méthode robuste a été appliquée sur un échantillon de 758 étoiles montrant des signes de jeunesse (émission H$\alpha$ et rayons X). L'analyse a permis d'identifier 214 candidates hautement probables, et le suivi spectroscopique de ces étoiles a permis, jusqu'à présent, de confirmer la justesse de la prédiction en vitesse radiale pour 130 étoiles. Ces observations spectroscopiques ont aussi permis de mesurer leur vitesse de rotation, qui s'est avérée élevée comparativement aux étoiles vieilles du champs. La mesure de la distance trigonométrique était aussi en accord avec la prédiction pour 18 candidates jeunes. Grâce aux membres dont l'appartenance à un groupe jeune a été confirmée, un modèle empirique de la luminosité en rayon X des étoiles a pu être établi. Cette luminosité s'est avérée significativement plus élevée (environ 4 fois plus) pour les étoiles des groupes les plus jeunes (~8-12 Mans) que pour celles des groupes plus vieux (~120 Mans). Cet observable constitue donc un bon indicateur d'âge. La comparaison des spectres de 59 candidates à des modèles d'atmosphère a permis de déterminer trois paramètres fondamentaux: la luminosité bolométrique, la température effective et le rayon. Globalement, les candidates jeunes ont une luminosité plus élevée et un rayon plus grand que les étoiles vieilles. De récents modèles évolutifs incluant le traitement d'une dynamo de type rotationnel et générant un champ magnétique de surface de 1 à 2.5 kGauss ont été utilisés pour déterminer l'âge isochronal de ces étoiles. Les âges ainsi déterminés pour les étoiles de l'association \beta Pictoris en utilisant des étoiles de types spectraux différents sont davantage cohérents (types K5V-M0V: 24 Mans, types M1V-M4V: 14 Mans) et sont aussi cohérents avec l'âge déterminé indépendamment pour le groupe en utilisant l'abondance du lithium des membres de faible masse (26 Mans). / About 70% of the stars in the Galaxy have a mass inferior than ~0.8 Msun. However, this statistic does not reflect the current census population of low mass in the solar neighborhood and in young kinematic groups, since their low luminosity make their observation more difficult. This population is of great interest to check the validity of the Galactic mass function, and also to constraint evolutionary models. The low-mass stars are also excellent targets for the search for exoplanets using various techniques (direct imaging, radial velocity, transit). The characterization of the exoplanets orbiting these stars depends mostly on our basic knowledge of the host star, that is their bolometric luminosity, effective temperature, radius and age. The present thesis aim to identify and characterize low-mass stars. Toward that end, a statistical method has been developed to determine quantitatively the membership probability of a star to a young kinematic group. This method combines the Bayesian inference and empirical models of several observables such as the brightness, Galactic space velocity and position of bona fide members of 7 young stars groups (8-120 Mans), as well as old field stars. Stars with a membership probability greater than 90% are considered candidate members. The analysis also predicts the radial velocity and distance that a star would have if it was an actual member. For the 177 previously-known members, an excellent agreement was found between the predicted and observed parameters (1.9 km/s and 10% for the radial velocity and parallax, respectively). Measuring these observables for the candidates stars is thus a good way to confirm their membership. This robust method was applied to a sample of 758 stars which showed signs of youth (H$\alpha$ and X-ray emission). It allowed to identify 214 highly probable candidates. The spectroscopic follow-up yields a radial velocity in agreement with predictions for 130 stars. These spectroscopic observations also allowed to measure their projected rotational velocity, which turned out to be higher than that of the old population of stars. Trigonometric distance measurements were also obtained and were coherent with predictions for 18 young candidates. Using the confirmed members, a new empirical model of the X-ray luminosity was developed. The X-ray luminosity was found to be about 4 times higher for stars around ~8-12Myr than for older, ~120Myr stars, thus, this observable is a good age indicator in this range. Comparing the spectra of 59 young candidate members to atmosphere models allowed to determine three basic parameters: the bolometric luminosity, the effective temperature and the radius. Overall, these candidates are more luminous and have a greater radius than old stars. Recent evolutionary models that include the rotational dynamo-type treatment and produce magnetic field strength of 1 to 2.5 kGauss were used to derive an isochronal age for each star. The ages determined for \beta Pictoris moving group members using stars of different spectral types are coherent with one another (types K5V-M0V: 24 Mans, types M1V-M4V: 14 Mans) and are also coherent with age determined independently using lithium abundance of the low-mass members (26 Mans).

Mémoire numérisé par la Direction des bibliothèques de l'Université de Montréal.

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

Mémoire numérisé par la Direction des bibliothèques de l'Université de Montréal.

Depuis l'indépendance du Mexique (1821), deux groupes politiques se disputent le contrôle du pays. Pendant tout le XXe siècle, le système de parti hégémonique a rendu impossible l'observation de clivages dans le pays et, bien au contraire, a stimulé l'idée d'un État-Parti « au-dessus de la mêlée ». Nous exploitons le concept de clivage en tant qu'outil qui permet de voir où se trouvent aujourd'hui les lignes qui divisent les sociétés. Nous étudions le cas des principaux partis politiques au Mexique : le Parti Action Nationale (PAN), le Parti de la Révolution Démocratique (PRD) et le Parti Révolutionnaire Institutionnel (PRI). Les amendements constitutionnels survenus pendant le gouvernement Salinas ont placé à nouveau le conflit entre l'État et l'Église Catholique au centre du débat national. Nous remarquons que le conflit s'est institutionnalisé et s'est poursuivi jusqu'à aujourd'hui, laissant apparaître un important clivage historique déjà perçu à l'époque de l'indépendance. Pour parvenir à notre but, nous présentons une série d'entretiens réalisés avec les jeunes leaders des partis politiques. Nous analysons leurs réponses à partir du clivage État/Église catholique. Des questions croisées à propos des sujets dits « sensibles » (l'avortement et le mariage gay) nous permettent d'observer la reproduction du clivage. Nous élaborons et proposons une typologie (Weber) pour guider et conduire la recherche / Since the independence of Mexico (1821), two political groups have been competing for the control of the country. Throughout the twentieth century, the hegemonic party used the entire state apparatus system to make it impossible to observe the cleavages in the country and on the contrary it stimulated the idea of a party-state above all social conflict. We have studied and exploited the concept of cleavage as a tool. This concept allows us to examine where the lines that divide the society lie. The case of mayor political parties has been studied: the National Action Party (PAN) the Party of Democratic Revolution (PRD) and the Institutional Revolutionary Party (PRI). The constitutional amendments that occurred during Salinas's administration have put the State and the Catholic Church in confrontation again. Indeed, this conflict has become the center of a national debate. We can see that the conflict has been institutionalized and has continued until today. To reach our goal we present a series of interviews with the young leaders from political parties. We analyze their answers from the State - Catholic Church cleavage. Crossed questions about the “sensitive” subjects (abortion and gay marriage) let us detect the reproduction of cleavage. We develop and propose a typology (Weber) to guide and lead this research