L'effet de microlentille gravitationnelle est devenu un outil unique pour détecter des exoplanètes. Il se produit lorsqu'une étoile de premier plan (la microlentille) et une étoile d'arrière plan (la source) sont alignées avec la Terre. La lumière provenant de l'étoile la plus lointaine, souvent dans le bulbe galactique, est alors déviée par la microlentille située dans le disque. Au cours de ce phénomène, des images multiples de la source sont créées par la microlentille, plus grandes que la source, qui apparaît alors amplifiée. Si l'une de ces images multiples se forme au voisinage d'une planète, un pic d'amplification de la source survient, révélant sa présence. Après un tour d'horizon de l'état des connaissances dans le domaine des exoplanètes, nous décrivons les spécificités de la méthode des microlentilles dans ce domaine. Ensuite, nous présentons en détail la modélisation des microlentilles, de ses racines théoriques à la modélisation pratique des courbes de lumières expérimentales. Dans une troisième partie, nous présentons la détection de la première naine brune en orbite autour d'une étoile de type solaire par la méthode des microlentilles, et nous montrons en quoi cette technique ouvre des perspectives nouvelles et originales pour mieux connaître les mécanismes de formation de ces objets dont l'origine reste à identifier. Nous étudions enfin le potentiel de l'observation de microlentilles par interférométrie, en introduisant un nouveau formalisme adapté à l'étude conjointe des événements en photométrie et en interférométrie. Le manuscrit se termine par l'évaluation du nombre moyen d'événements de microlentille observables par interférométrie chaque année. / Gravitational microlensing effect has become a unique tool to detect and characterise exoplanets. A microlensing effect occurs when a foreground star (the microlens) and a background star (the source) are aligned with the Earth on the same line of sight. The light from the furthest star, usually in the Galactic bulge, is deflected by the microlens located on the disk. During this phenomenon, multiple images of the source are created by the lens, bigger than the source that consequently seems amplified. When one of these images are located in the vicinity of an exoplanet, a short amplification jump occurs revealing its presence. After a quick overview of the exoplanets field of research, I highlight the specificities of microlensing comparing to the other planets detection techniques. Then, I describe in details the modelling of microlensing effects, from a theoretical to a numerical point of view. In a third part, I describe the detection of the first brown dwarf orbiting a solar-type star using microlensing, strengthening the recent idea that microlensing will lead to a better understanding of the mechanisms involved in the brown dwarfs formation, still not fully understood. Finally, I investigate the potential of interferometric observations of microlensing events that will give, in the future, new original constrains on the microlens physical properties. First we introduce a new formalism that closely combines interferometric and microlensing observable quantities. Secondly, we determine an average number of events that are at reach of long baseline interferometers every year.

Dans le contexte de la recherche des compagnons de faibles masses, planètes et naines brunes, et des disques de poussières autour des étoiles brillantes, une première partie de mon travail est consacrée à l'étude des performances de détection des instruments dédiés à l'imagerie à haut contraste et à haute résolution angulaire. Je me suis particulièrement intéressé aux instruments équipant actuellement les grands telescopes au sol, qui sont composés d'un système d'optique adaptative et d'une caméra infrarouge, couplée à un coronographe stellaire. J'ai eu la chance de participer aux phases d'intégration et de tests de l'instrument d'optique adaptative NAOS. Il est actuellement installé sur le télescope UT4 du Very Large Telescope de l'ESO, au Chili. J'ai, ensuite, developpé un modèle de contraste afin de cerner et d'étudier le comportement des différentes limitations dans une image d'optique adaptative, en fonction de la configuration observationnelle choisie, des modes de fonctionnement du détecteur, des caractéristiques de l'instrument utilisé et de la qualité d'image liée aux conditions atmosphériques. Cette réflexion a été déterminante dans le cadre du second volet de mon travail, portant sur la recherche en imagerie coronographique des compagnons naines brunes ou planètes et des disques circumstellaires. Deux catégories d'étoiles se sont avérées particulièrement propices à ce type d'étude. Il s'agit des membres des associations jeunes et proches, favorisant, par leur statut évolutif, la détection d'objets peu massifs, et les étoiles ayant une planète détectée par des mesures de vitesses radiales. Je présente, d'une part, les résultats que j'ai obtenus, concernant la détection de plusieurs compagnons de faibles masses probables, dans les associations jeunes du groupe Beta Pictoris, de MBM12 et de Tucana-Horologium, ainsi qu'une étude statistique, sans précédent, sur la fraction de compagnons stellaires et naines brunes parmi ces étoiles. Je décris, d'autre part, les résultats obtenus lors de relevés systématiques d'imagerie profonde des étoiles ayant des planètes. Ils concernent la découverte d'objets faibles, jusqu'à présent inconnus dans l'environnement de ces étoiles, et les capacités de détection atteintes grâce à l'imagerie à haut contraste et à haute résolution angulaire.

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.

Les naines brunes sont des objets astronomiques de faible masse ( 0.012 - 0.075 M_Sun ) et de basse température ( T < 3,500 K ). Bien qu’elles se forment comme des étoiles, c’est-à-dire par l’effondrement d’un nuage de gaz moléculaire, les naines brunes n’ont pas une masse suffisante pour entretenir des réactions de fusion nucléaire en leur coeur. Les naines brunes relativement chaudes (type L) sont recouvertes de nuages de poussière mais ces derniers disparaissent progressivement de l’atmosphère lorsque la température chute sous les 1,500 K (type T). Les naines brunes près de la transition L/T devraient donc être partiellement recouvertes de nuages. De par leur rotation relativement rapide (2 h - 12 h), le couvert nuageux inhomogène des naines brunes devrait produire une variabilité photométrique observable en bande J (1.2 um), la longueur d’onde à laquelle les nuages ont la plus forte opacité. Ce mémoire présente les résultats d’une recherche de variabilité photométrique infrarouge pour une dizaine de naines brunes de type spectral près de la transition L/T. Les observations, obtenues à l’Observatoire du Mont-Mégantic, ont permis le suivi photométrique en bande J de neuf cibles. Une seule d’entre elles, SDSS J105213.51+442255.7 (T0.5), montre des variations périodiques sur une période d’environ 3 heures avec une amplitude pic-à-pic variant entre 40 et 80 mmag. Pour les huit autres cibles, on peut imposer des limites (3 sigma) de variabilité périodique à moins de 15 mmag pour des périodes entre 1 et 6 heures. Ces résultats supportent l’hypothèse qu’un couvert nuageux partiel existe pour des naines brunes près de la transition L/T mais ce phénomène demeure relativement peu fréquent. / Brown dwarfs are astronomical objects of low mass ( 0.012 - 0.075 M_Sun ) and low temperature ( T < 3,500 K ). While they do form like stars through gravitational collapse of a molecular gas cloud, they do not have sufficient mass to sustain nuclear fusion reactions in their core. Relatively hot brown dwarfs (type L) are covered by an homogeneous dust cloud cover that progressively disappears from their atmosphere when the temperature falls below 1,500 K (type T). Therefore, brown dwarfs near the L/T transition should be partially covered with clouds. Due to the fast rotation of brown dwarfs (2 h - 12 h), this inhomogeneous cloud cover should produce photometric variability observable in the J band (1.2 um), the wavelength at which the clouds have the strongest opacity. This thesis presents the results of a search for infrared photometric variability in brown dwarfs near the L/T transition. The observations, obtained at the Observatoire du Mont-Mégantic, have allowed the photometric follow-up of nine targets in the J band. Only one of them, SDSS J105213.51+442255.7 (T0.5), showed periodic variations with a period of about 3 hours with a peak-to-peak amplitude ranging from 40 to 80 mmag. For the remaining eight targets, we can place upper limits (3 sigma) of 15 mmag for the amplitude of periodic variability over a period range betwen 1 and 6 hours. While these results support the hypothesis that partial dust cloud covers do exist among L/T dwarfs, this phenomenon is by no means ubiquitous.

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.

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.

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.

Les naines brunes sont des objets astronomiques de faible masse ( 0.012 - 0.075 M_Sun ) et de basse température ( T < 3,500 K ). Bien qu’elles se forment comme des étoiles, c’est-à-dire par l’effondrement d’un nuage de gaz moléculaire, les naines brunes n’ont pas une masse suffisante pour entretenir des réactions de fusion nucléaire en leur coeur. Les naines brunes relativement chaudes (type L) sont recouvertes de nuages de poussière mais ces derniers disparaissent progressivement de l’atmosphère lorsque la température chute sous les 1,500 K (type T). Les naines brunes près de la transition L/T devraient donc être partiellement recouvertes de nuages. De par leur rotation relativement rapide (2 h - 12 h), le couvert nuageux inhomogène des naines brunes devrait produire une variabilité photométrique observable en bande J (1.2 um), la longueur d’onde à laquelle les nuages ont la plus forte opacité. Ce mémoire présente les résultats d’une recherche de variabilité photométrique infrarouge pour une dizaine de naines brunes de type spectral près de la transition L/T. Les observations, obtenues à l’Observatoire du Mont-Mégantic, ont permis le suivi photométrique en bande J de neuf cibles. Une seule d’entre elles, SDSS J105213.51+442255.7 (T0.5), montre des variations périodiques sur une période d’environ 3 heures avec une amplitude pic-à-pic variant entre 40 et 80 mmag. Pour les huit autres cibles, on peut imposer des limites (3 sigma) de variabilité périodique à moins de 15 mmag pour des périodes entre 1 et 6 heures. Ces résultats supportent l’hypothèse qu’un couvert nuageux partiel existe pour des naines brunes près de la transition L/T mais ce phénomène demeure relativement peu fréquent. / Brown dwarfs are astronomical objects of low mass ( 0.012 - 0.075 M_Sun ) and low temperature ( T < 3,500 K ). While they do form like stars through gravitational collapse of a molecular gas cloud, they do not have sufficient mass to sustain nuclear fusion reactions in their core. Relatively hot brown dwarfs (type L) are covered by an homogeneous dust cloud cover that progressively disappears from their atmosphere when the temperature falls below 1,500 K (type T). Therefore, brown dwarfs near the L/T transition should be partially covered with clouds. Due to the fast rotation of brown dwarfs (2 h - 12 h), this inhomogeneous cloud cover should produce photometric variability observable in the J band (1.2 um), the wavelength at which the clouds have the strongest opacity. This thesis presents the results of a search for infrared photometric variability in brown dwarfs near the L/T transition. The observations, obtained at the Observatoire du Mont-Mégantic, have allowed the photometric follow-up of nine targets in the J band. Only one of them, SDSS J105213.51+442255.7 (T0.5), showed periodic variations with a period of about 3 hours with a peak-to-peak amplitude ranging from 40 to 80 mmag. For the remaining eight targets, we can place upper limits (3 sigma) of 15 mmag for the amplitude of periodic variability over a period range betwen 1 and 6 hours. While these results support the hypothesis that partial dust cloud covers do exist among L/T dwarfs, this phenomenon is by no means ubiquitous.

Les naines brunes sont définies comme des objets généralement plus massifs que les planètes géantes, mais qui demeurent moins massifs que les plus petites étoiles. Étant incapables de fusionner de l’hydrogène en hélium comme les étoiles de la séquence principale en raison de leur faible masse, les naines brunes rayonnent seulement leur chaleur initiale de formation et se refroidissent continuellement au fil du temps. Cette perpétuelle diminution en luminosité introduit une dégénérescence entre leurs propriétés physiques, car il devient impossible de distinguer par sa seule luminosité une jeune naine brune massive de celle d’une vielle naine brune moins massive. Une modélisation atmosphérique et évolutive devient donc nécessaire pour contraindre les propriétés physiques (masse, rayon, âge, température effective, métallicité) des naines brunes sans compagnons, où seulement la luminosité peut être mesurée directement. Le flux émergeant de ces modèles semble bien reproduire ceux des naines brunes observées jusqu’à présent. Cependant, les paramètres physiques qu’ils prédisent demeurent sans calibration empirique, car il n’existe pas suffisamment de mesures indépendantes de ces paramètres venant de naines brunes observées qui permettrait de vérifier les prédictions des modèles. L’étude de naines brunes binaires éclipsant une étoile ouvre la possibilité de prendre des mesures directes de ses caractéristiques physiques via des analyses de vitesses radiales, de transits et d’éclipses secondaires, le tout de manière indépendante des modèles. Ce mémoire porte sur l’étude d’une naine brune binaire éclipsante découverte en 2011 via photométrie de transit par le télescope Kepler: LHS 6343 C. Des observations de transit (Kepler) en plus d’observations de vitesses radiales (Keck/HIRES) et d’éclipses secondaires (Kepler, HST, Spitzer) permettent la mesure directe de tous ses paramètres physiques importants sauf l’âge. Ce mémoire apporte une première analyse des données d’éclipse secondaire HST pour obtenir un spectre d’émission de la naine brune dans la bande passante WFC3-G141 (1.1 à 1.7 µm), permettant d’identifier un type spectrale de T1.5. De plus, ce mémoire met à jour la masse et le rayon de LHS 6343 C en utilisant une distance Gaia DR3 et des relations stellaires empiriques. Ce nouvel ensemble de paramètres est ensuite comparé à ceux prédits par des modèles atmosphériques, où l’on trouve que ceux en déséquilibre chimique reproduisent mieux les données comparés à ceux en équilibre chimique. Finalement, des modèles d’évolution sont utilisés pour déterminer l’âge de la naine brune. / Brown dwarfs are defined as substellar objects that are generally more massive than giant planets, but which remain less massive than the smallest stars. Being unable to fuse hydrogen into helium like main-sequence stars due to their low mass, brown dwarfs do not have access to a long-term energy source. They therefore radiate only their initial heat of formation and cool continuously over time. This perpetual decrease in luminosity introduces a degeneracy between their physical properties, making it impossible to distinguish a young massive brown dwarf from an older less massive one based on their luminosity and spectra alone. Therefore, atmospheric and evolutionary modelling becomes necessary to obtain other properties (e.g. mass, radius, age, effective temperature) of field brown dwarfs, since only their luminosity can be measured directly. Fortunately, the luminosities and spectra of the best models reproduce observations well. However, the physical parameters they predict (i.e. mass, radius, effective temperature, metallicity) lack an empirical calibration; i.e. there are not enough independent measurements of these parameters to meaningfully confirm the predictive power of models. One of the scenarios allowing the direct measurement of several physical characteristics is provided by brown dwarf eclipsing binaries (BDEB), i.e. a brown dwarf orbiting a star. With radial velocity, transit, and secondary eclipse analyses, all but the age of a BDEB can be determined independently of models. This thesis pertains to the study of a minimally irradiated BDEB, LHS 6343 C, discovered in 2011 via transit photometry by the Kepler telescope. Since its discovery, a greater amount of transit (Kepler) observations in addition to radial velocity (Keck/HIRES) and secondary eclipse (Kepler, HST, Spitzer) observations allow for everything but an age measurement to be obtained. This thesis provides a first analysis of the HST secondary eclipse data to obtain a brown dwarf emission spectrum in the WFC3-G141 filter (1.1 to 1.7 µm), identifying it as a T1.5 dwarf. In addition, this thesis updates the physical parameters of previous studies using a Gaia DR3 distance and empirical stellar relations. This new set of parameters is then compared to those predicted by atmospheric models, where those in chemical nonequilibrium reproduce the observed flux better than chemical equilibrium or cloud models. Finally, evolutionary models are used to determine the age of the brown dwarf.