Dans le cadre d'une campagne d'observation d'étoiles chaudes massives avec le satellite ultraviolet FUSE, plus de 700 spectres visibles d'un échantillon de 200 étoiles massives ont été recueillis avec le télescope du mont Mégantic entre 1999 et 2002. Actuellement la méthode de classification des étoiles OB est qualitative et manque de précision. La banque de spectres des étoiles massives est également dépourvue d'un large échantillon de données ce qui vient appauvrir la caractérisation des étoiles OB. Cette classification a des conséquences, entre autres, sur le développement des codes d'atmosphère stellaire et des codes de synthèse spectrale évolutive des jeunes populations stellaires. Au cours de ma maîtrise, j'ai donc introduit une certaine uniformité dans les critères de classification des étoiles OB à l'aide des données obtenues au mont Mégantic. De cette étude, je conclus qu'il est possible d'obtenir une classification valide des étoiles OB à l'aide de critères quantitatifs. Les raies d'hydrogène, d'hélium et de magnésium permettent en effet d'effectuer cette classification quantitative. Toutefois, une vérification à l'aide de critères qualitatifs sera toujours nécessaire. / As a part of a hot, massive stars observing campaign with the ultraviolet satellite FUSE, more than 700 spectra of 200 massive stars, in the visible range, were gathered with the mont Mégantic telescope between 1999 and 2002. The current classification method for OB stars is qualitative and lacks precision. The number of spectra of massive stars is also limited, which worsens the characterization of OB stars. The classification of massive stars has an impact on several aspects, including the development of stellar atmosphere codes and evolutionary spectral synthesis codes for young stellar populations. During my master's degree, I have standardized the criteria used in the classification of OB stars using the mont Mégantic data. I can conclude from this study that it is possible to obtain a valid classification of OB stars using quantitative criteria. The hydrogen, helium and magnesium lines make in fact this quantitative classification possible. However, one has to keep in mind that qualitative criteria will always be a necessity.

Je présente, dans cette thèse, une nouvelle méthode d’analyse des spectres stellaires, basée sur la statistique bayésienne et l’utilisation de modèles atmosphériques, que j’applique à l’étude d’un échantillon d’étoiles de type B. L’originalité de cette méthode réside dans l’analyse simultanée d’un grand nombre de raies spectrales, mais aussi dans la détermination, également simultanée, d’un nombre important de paramètres stellaires, ainsi que dans le calcul automatique d’incertitudes incluant les variations possibles de chacun des paramètres, la qualité des données et, dans une certaine mesure, les limitations du modèle théorique employé. Les principaux avantages d’une telle méthode sont l’homogénéité de ses résultats, sa robustesse face au bruit, son efficacité même à faible résolution spectrale, sa polyvalence (car elle est applicable à tous types d’étoiles et de modèles), sa simplicité d’utilisation (la méthode est largement automatisée), et sa relative rapidité d’exécution (selon le nombre de paramètres ajustés, l’analyse d’une étoile prend entre 20 secondes et 5 minutes avec un ordinateur moderne). Dans ce document, j’illustre, au travers de nombreux tests théoriques et statistiques, les performances et les capacités, mais aussi les limitations et les biais possibles de cette méthode. La comparaison des résultats que j’obtiens pour mon échantillon d’étoiles B, avec ceux d’autres groupes de recherche, est plutôt satisfaisante et me permet de mettre en avant certains défauts des méthodes traditionnelles d’analyse, mais aussi de relever deux problèmes importants propres au modèle d’atmosphère (TLUSTY) que j’utilise. Puis, avec les paramètres obtenus, je détermine l’âge, la masse et les distances des étoiles de mon échantillon, donne une estimation inédite de l’âge et de la distance de deux amas ouverts, et confirme la différence de vitesses de rotation qui existe entre les étoiles du champ et des amas. La comparaison de mes distances avec les données HIPPARCOS et les mesures d’extinction des deux amas révèle également un accord satisfaisant. Enfin, je propose des pistes d’amélioration de ma méthode et donne un exemple d’utilisation plus générale et plus en adéquation avec les observations multiobjets ou à grande échelle qui se poursuivent à l’heure actuelle. / I present, in this thesis, a new stellar spectra analysis method, based on bayesian statistics and theoretical atmopheric models, which I apply to a sample of B type stars. The originality of this method lies in the simultaneous analysis of a large number of spectral lines combined with the simultaneous determination of a large number of stellar parameters, as well as in the automatic calculation of the uncertainties. These uncertainties are linked to the possible variations of each parameter, the data quality and, to some extent, to the limitations of the theoretical model used. The main advantages of this method are the homogeneity of its results, its robustness to noise, its effectiveness even at low spectral resolution, its versatility (as it is applicable to all types of star), its ease of use (the method is largely automated), and its relatively fast execution (depending on the number of adjusted parameters, the analysis of a star takes between 20 seconds and 5 minutes with a modern computer). I show, through numerous theoretical and statistical tests, the performance and the capabilities, but also the limitations and the possible bias of this method. The comparison of the results I get for my sample of B stars, with the results from other research groups, is quite satisfactory. This comparaison also allows me to highlight some of the shortcomings of traditional analytical methods, and to address two significant issues specific to the atmosphere model that I use (TLUSTY). Next, with the parameters obtained, I determine the age, mass, and distances of my sample stars, give for the first time an estimate of the age and distance of two open clusters, and confirms the difference in rotational velocity between field and cluster stars. The comparison of my distances with the HIPPARCOS data and the published extinctions of the two clusters reveals a satisfactory agreement. Finally, I propose ways to improve my method and provide an example of a more general application in relation with modern large scale or multi-object surveys.