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

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

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

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

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

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

Nous étudions la formation d’étoiles et d’amas d’étoiles dans les galaxies dominées par le gaz. Ce terme réfère en premier lieu aux galaxies de l’époque du pic de formation d’étoiles dans l’histoire de l’Univers, qui s’est déroulé vers z ~ 2, mais aussi à leurs analogues locaux, les galaxies naines de marées. En premier lieu, en utilisant des simulations numériques, nous montrons que les galaxies massives typiques de z=2, avec une fraction de gaz d’environ 50%, forment des structures gazeuses massives (10**7-8 masses solaires) et liées gravitationnellement, appelées grumeaux dans la suite. Ces grumeaux ne se forment dans des galaxies avec une fraction de gaz inférieure à 25%. Nous présentons ensuite une étude observationnelle d’un analogue local de grumeaux de galaxies à z=2, la galaxie naine de marée NGC 5291N. Une analyse des raies d’émission de cette galaxie montre la présence de chocs sur les pourtours de l’objet. La photométrie des amas d’étoiles de cette galaxie montre que les amas les plus jeunes (< 10 millions d’années) sont significativement moins massifs que les amas plus âgés. Ceci peut être le signe de fusions progressives d’amas et/ou d’une forte activité de formation stellaire dans ce système il y a environ 500 millions d’années.Dans un second lieu nous étudions comment la fraction de gaz influe sur la formation d’étoiles et d’amas stellaires dans des fusions de galaxies à z=2. En utilisant des simulations numériques nous montrons que ces fusions n’augmentent que relativement peu le taux de formation d’étoiles et d’amas stellaires comparativement aux fusions de galaxies locales, à faible fraction de gaz. Nous montrons que ceci est due à une saturation de plusieurs facteurs physiques, qui sont déjà présents naturellement dans les galaxies isolées à z=2 et sont donc comparativement peu accentués par les fusions. Il s’agit de la turbulence du gaz, des zones de champ de marée compressif et des flux de matières vers le noyau de la galaxie. Nous montrons aussi que les structures stellaires formées au sein des grumeaux de gaz sont préservées par la fusion : elles sont éjectées des disques et orbitent dans le halo de la galaxie résultante de la fusion, où elles peuvent devenir les progéniteurs de certains amas globulaires / We study the formation of stars and stellar clusters in gas-dominated galaxies. This term primarily refers to galaxies from the epoch of the peak of the cosmic star formation history, which occurred at z ~ 2, but also to their local analogues, the tidal dwarf galaxies.Firstly, using numerical simulations, we show that the massive galaxies at z = 2, which have a gas fraction of about 50%, form massive (10**7-8 solar masses) and gravitationally bound structures, which we call clumps thereafter. These clumps do not form in galaxies with a gas fraction below 25%. We then present an observational study of a local analogue of a z = 2 galactic clump, which is the tidal dwarf galaxy NGC 5291N. The analysis of emission lines show the presence of shocks on the outskirts of the object. Photometry of this galaxy’s stellar clusters show that the youngest clusters (< 10 million years) are significantly less massive than older clusters. This could be the sign of ongoing cluster mergers and/or of a strong star formation activity in this system about 500 million years ago).Secondly, we study how the gas fraction impacts the formation of stars and stellar clusters in galaxy mergers at z = 2. Using numerical simulations we show that these mergers only slightly increase the star and stellar cluster formation rate, compared to local galaxy mergers, which have a lower gas fraction. We show that this is due to the saturation of several physical quantities, which are already strong in isolated z=2 galaxies and are thus less enhanced by the merger. These factors are gas turbulence, compressive tides and nuclear gas inflows, We also show that the stellar structures formed in the gaseous clumps are preserved by the fusion: they are ejected from the disk and orbit in the halo of the remnant galaxy, where they may become the progenitors of some globular clusters

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.

Le travail présenté dans cette thèse porte sur l'étude des étoiles de la branche horizontale extrême par les outils de l'astérosismologie, en interprétant les variations de luminosité que présentent certaines d'entre elles pour modéliser leur structure interne. Les étoiles de la branche horizontale extrême, chaudes et compactes, représentent un état avancé de l'évolution stellaire, après la vie sur la séquence principale et la première branche des géantes rouges. La première partie de ce travail démontre la validité de la méthode utilisée pour l'astérosismologie, en confirmant les résultats obtenus par des techniques indépendantes. Dans la deuxième partie, l'introduction des effets de la rotation stellaire dans les codes de pulsation et de diagnostic sismique permet d'étudier la dynamique interne des étoiles de la branche horizontale extrême, en particulier pour celles appartenant à un système binaire. Pour deux exemples d'une telle configuration, il est démontré que la synchronisation (c'est-à-dire l'égalité entre la période de rotation et la période orbitale) est atteinte dans la majeure partie de l'étoile. Enfin, les étoiles présentées dans cette thèse doublent l'échantillon actuellement disponible des étoiles de la branche horizontale extrême étudiées par l'astérosismologie. La distribution des paramètres stellaires obtenue peut ainsi être comparée à celles prévues par les théories visant à expliquer la formation de ce type d'objets. Malgré certaines limitations actuelles liées à la taille restreinte de l'échantillon, cette approche illustre le potentiel de l'astérosismologie pour apporter des contraintes nouvelles aux théories d'évolution stellaire.

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.