Dans ce mémoire, je présente l'étude d'une étoile évoluée, massive et très brillante au cœur de l'amas ouvert vdBH 245, basée sur l'analyse spectrale quantitative de ses étoiles membres et l'utilisation de modèles d'évolution stellaire. L'analyse spectrale consiste en l'ajustement global de spectres synthétiques sur des spectres visibles observés par l'instrument GMOS (Gemini Multi-Object Spectrograph). Les modèles d'atmosphères sont tirées de la grille de modèle d'atmosphère d'étoile B précoce BSTAR2006, calculé avec le code d'atmosphère stellaire TLUSTY. À l'aide des résultats de cette analyse, de la photométrie infrarouge des relevés VVV (VISTA Variables in the Via Lactea) et 2MASS (Two Micron All-Sky Survey) ainsi que de l'astrométrie du relevé Gaia et des catalogues PPMXL et VIRAC2 (VVV Infrared Astrometric Catalogue, version 2), j'arrive à confirmer l'appartenance des étoiles à l'amas et à en déduire leurs températures effectives et luminosités. Ces quantités permettent de tracer le diagramme Hertzsprung-Russel (HR) de la population, et d'estimer les propriétés fondamentales des étoiles de l'amas à l'aide de modèles évolutifs tenant compte d'une variété de mécanismes, telles la rotation stellaire et les interactions binaires. Les études précédentes qui se sont penchées sur l'amas sont en désaccord sur sa distance et son âge. En plus d'enquêter sur les propriétés d'une étoile surbrillante découverte dans le cœur de l'amas vdBH 245, les résultats de notre étude nous permettent de produire de nouveaux estimés de ces propriétés à l'aide de la plus récente photométrie infrarouge du relevé VVV et de nouvelles données astrométriques. En supposant une population d'étoiles nées simultanément, l'âge de l'amas peut aussi être contraint en identifiant le point dans le diagramme HR où les étoiles ont commencé à quitter la séquence principale. En estimant l'âge de l'amas, il est ensuite possible de mesurer sa masse totale, et de proposer des scénarios expliquant la présence de l'étoile surbrillante au cœur d'un amas qui semble, à première vue, beaucoup trop vieux pour l'accueillir. Les premiers chapitres de ce mémoire mettent l'accent sur le prétraitement des spectres visibles préalablement réduits, leur analyse spectrale quantitative et la méthode par laquelle le type spectral et la classe de luminosité sont évalués pour chaque étoile membre de l'amas vdBH 245 considérés dans cette étude. La dernière section est un article scientifique qui complète cette étude, où j'y présente l'interprétation des résultats en me basant sur des modèles évolutifs de l'équipe de Genève et ceux du code BPASS (Binary Population and Spectral Synthesis). Cette étude contribue à la caractérisation des rares amas ouverts jeunes observés et étudiés dans notre Galaxie, contenant une étoile aux apparences exotiques. L'étude de ce type d'objet dans leur milieu natal est crucial à notre compréhension de la formation stellaire, de son évolution pour les étoiles massives, ainsi qu'à la mise à l'épreuve des modèles évolutifs et leur perfectionnement. / In this thesis, I present the study of a bright and evolved massive star in the heart of the open cluster vdBH 245, based on a quantitative spectral analysis of its stellar content and the use of stellar evolution models. The spectral analysis involves the global fitting of synthetic spectra on optical spectra observed by the GMOS (Gemini Multi-Object Spectrograph) instrument. Atmosphere models and synthetic spectra are drawn from the model grid for early B-type stars BSTAR2006, calculated by the stellar atmosphere code TLUSTY. Using the results of the spectral analysis, the infrared photometry from the VVV (VISTA Variables in the Via Lactea) and 2MASS (Two Micron All-Sky Survey) surveys and the astrometry of the Gaia survey and the PPMXL and VIRAC2 (VVV Infrared Astrometric Catalogue, version 2) catalogues, I confirm the cluster membership of $\sim$10 early B-type stars to vdBH 245, and measure their effective temperatures and luminosities. These quantities allow the construction of the Hertzsprung-Russel diagram (HRD) of the cluster population, and estimation of the fundamental properties of the stars using evolution models that account for various mechanisms, such as stellar rotation and binary interactions. The previous studies on the open cluster vdBH 245 disagree with its age and distance. In addition to investigating the overluminous star discovered in the heart of the cluster, this study allows new estimates of these properties using the more recent infrared photometry from the VVV survey and new astrometric data. By assuming a coeval population, the age of the cluster can also be constrained by identifying its main-sequence turn-off, i.e. the region in the HRD where stars are leaving the main-sequence. By estimating the age, we can then measure its total mass, and propose different scenarios that can explain the presence of an overluminous yellow supergiant in a cluster that appears too old to foster it. The first chapters of this thesis focus on the preprocessing and quantitative spectral analysis of the optical spectra, as well as the methods used to assign a spectral type and luminosity class of each star that were confirmed to be members of the open cluster vdBH 245. The last chapter presents the scientific paper that completes this study, in which I interpret the results using the stellar evolution models of the Geneva team and those of the BPASS (Binary Population and Spectral Synthesis) code. This last part contributes to the effort of characterizing these rare young open clusters observed and studied in our Galaxy, that contain stars with exotic appearances. The study of this type of object in its natal environment is crucial to our understanding of stellar formation, massive star evolution, and the testing of stellar evolution models and their improvements.

Nous présentons les résultats de trois campagnes d'observation d'un mois chacune dans le cadre de l'étude de la collision des vents dans les systèmes binaires Wolf-Rayet + OB. Ce travail se concentre sur l'étude des objets de l'hémisphère sud n'ayant jamais encore fait l'objet d'études poussées dans ce contexte. À cela, nous avons ajouté l'objet archétype pour ce type de systèmes : WR 140 (WC7pd + O5.5fc) qui a effectué son dernier passage périastre en janvier 2009. Les deux premières campagnes (spectroscopiques), ont permis une mise à jour des éléments orbitaux ainsi qu'une estimation de la géométrie de la zone de collision des vents et d'autres paramètres fondamentaux des étoiles pour 6 systèmes binaires : WR 12 (WN8h), 21 (WN5o+O7V), 30 (WC6+O7.5V), 31 (WN4o+O8), 47 (WN6o+O5) et 140. Une période non-orbitale courte (probablement reliée à la rotation) a également été mesurée pour un des objets : WR 69 (WC9d+OB), avec une période orbitale bien plus grande. La troisième campagne (photométrique) a révélé une variabilité étonnamment faible dans un échantillon de 20 étoiles WC8/9. Cela supporte l'idée que les pulsations ne sont pas courantes dans ce type d'étoiles et qu'il est peu probable que celles-ci soient le mécanisme dominant de formation de poussière, suggérant, par défaut, le rôle prédominant de la collision des vents. / We present the results from three month-long observational campaigns related to WR+O colliding-wind binaries. This work focuses on southern-hemisphere systems that have not yet been previously studied in this context. To this we add the northern archetype colliding-wind system WR 140 (WC7pd + O5.5fc), which recently suffered another active periastron passage in 2009 January. The first two (spectroscopic) campaigns allowed us to update the orbital elements and to constrain the geometry of the colliding wind region and other fundamental parameters, for 6 binary systems: WR 12 (WN8h), WR 21 (WN5o+O7V), WR 30 (WC6+O7.5V), WR 31 (WN4o+O8), WR 47 (WN6o+O5) and WR 140. A short non-orbital (probably rotational) period was also detected in the WR component of one of our objects, WR 69 (WC9d+OB), with a much longer orbital period. The third (photometric) campaign revealed a surprisingly low level of variability in our sample of 20 WC8/9 stars. This supports the idea that pulsations are not very frequent in this type of star and are unlikely to be the main mechanism for dust formation, suggesting, by default, a predominant role of wind-wind collision.

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