La naissance des étoiles massives est aujourd’hui encore mal comprise. En particulier, les conditions initiales de leur formation restent largement inconnues. Pour éclairer cette question, nous avons réalisé un relevé spectral complet non biaisé avec le télescope 30 m de l’IRAM vers la protoétoile massive CygX-N63 (M ~ 58 M◦ et L~ 340 L◦). Nous avons mis en évidence une complexité moléculaire significative avec plus de 40 espèces. L’ion CF+ est observé pour la première fois dans une protoétoile. Une possible première détection de l’espèce prébiotique CH2NH dans une protoétoile est aussi proposée, ainsi qu’une première détection de DOCO+. Cette étude spectroscopique, accompagnée d’observations interférométriques avec le Plateau de Bure, permet de séparer la contribution des différentes régions : enveloppe froide, région tiède, région de type hot core et flot bipolaire. L’enveloppe est constituée d’une grande quantité de gaz froid peu évolué, offrant un potentiel important pour la compréhension des phases précoces de la formation stellaire massive et compatible avec un scénario d’effondrement monolithique. La modélisation chimique montre que la chimie de ce gaz est encore hors équilibre, malgré sa haute densité, et confirme la jeunesse de la protoétoile avec un âge chimique de seulement ~ 1000 ans. N63 est un précurseur de hot core plutôt qu’un hot corino massif. Il serait donc possible de distinguer, grâce à des diagnostics chimiques évolutifs, les précurseurs d’étoiles massives des protoétoiles de masse faible ou ntermédiaire. / High-mass star formation is still poorly understood. In particular the initial conditions of their formation are unknown. To explore this question, a complete unbiased spectral survey was conducted with the IRAM 30 m telescope toward the massive protostar CygX-N63 (M~58 M◦ and L~ 340 L◦). A significant molecular complexity is found, with more than 40 species. The ion CF+ is observed for the first time in a protostar. A possible first detection of the prebiotic species CH2NH in a protostar and a first detection of DOCO+ are proposed. This spectroscopic study, along with Plateau de Bure interferometric observations, allows us to separate the contribution of different regions : cold envelope, lukewarm region, hot corelike region and outflow. The envelope contains large amounts of cold and young gas, which gives us the opportunity to better understand the early phases of massive star formation. The chemical modeling shows that the chemistry is still out of equilibrium, despite its high density, and confirms the youth of the protostar with a chemical age of ~ 1000 years. N63 is a hot core precursor rather than a massive hot corino. The use of chemical diagnostics of the evolution would then allow to distinguish massive star precursors from low-mass or intermediate-mass protostars.

Les etoiles massives jouent un role crucial dans divers domaines de l'astrophysique: elles produisent la majorite des elements plus lourds que l'Oxygene; elles creent des regions HII grace a leur fort pouvoir ionisant; elles terminent leur vie en supernovae. Par ailleurs, elles ont la particularite d'emettre continument un fort vent engendre par la pression de radiation et qui interagit avec le milieu interstellaire environnant, creant des bulles, des chocs et declenchant l'effondrement des nuages moleculaires voisins. En outre, la perte de masse associee a ces vents est telle qu'elle va gouverner completement l'evolution de l'etoile. Il est donc important de connaitre quantitativement ces vents radiatifs d'etoiles massives, ce qui passe par la modelisation de leurs atmospheres. Dans ce cadre, les codes de calcul ont vu recemment leur fiabilite se renforcer significativement grace a l'inclusion du line-blanketing, permettant ainsi d'esperer une connaissance accrue des proprietes des etoiles massives. Dans une premiere partie de cette these, nous nous sommes donc interesses a l'etude des effets induits par le line-blanketing sur le comportement des modeles d'atmosphere. Nous avons ainsi montre qu'a la fois le spectre emergent et la structure de cette atmosphere etaient modifies. Cela se traduit par une reduction de l'echelle de temperature (relation Teff - type spectral) des etoiles O de 1500 a 4000 K pour les naines de type spectral tardif et precoce respectivement, ainsi que par une revision des parametres fondamentaux (luminosite, flux ionisants). L'inclusion des metaux modifie egalement de facon significative la distribution spectrale d'energie de ces etoiles, ce qui permet entre autre de mieux rendre compte des sequences d'excitation construites a partir de raies nebulaires infrarouges observees dans des regions HII compactes. Dans une seconde partie, nous nous sommes interesses aux proprietes de vent des etoiles de type O. Une premiere etude menee sur les etoiles de la region N81 du SMC au moyen de spectres STIS/HST a revele l'exceptionnelle faiblesse de leurs vents ainsi que leur probable appartenance a la classe spectrale Vz. Avec des taux de perte de mass de l'ordre de 1e-9 Msol/an, ces vents sont en effet plus faibles que ce qui a jamais ete observe et predit par les simulations hydrodynamiques. Il en va de meme pour les quantites de mouvement modifiees. Une seconde etude d'etoiles Galactiques connues pour montrer qualitativement des vents faibles ainsi que de quelques etoiles Vz a elle aussi revele l'existence de vents faibles dans les etoiles les moins lumineuses, revelant de ce fait une rupture de pente de la relation quantite de mouvement modifiee - luminosite pour des luminosites plus faibles que 1e5.2 Lsol. L'origine de la faiblesse de ces vents reste inconnue puisque ni la metallicite ni la jeunesse des etoiles ne semblent etre en mesure de les expliquer.

Les binaires X de grande masse (HMXBs pour High-Mass X-ray Binaries en anglais), constituées d'un objet compact (étoile à neutrons ou trou noir) orbitant autour d'une étoile massive, ont un intérêt fondamental dans l'étude des processus d'accrétion/éjection autour d'un objet compact. Par ailleurs, des études observationnelles récentes prouvent qu'une majorité d'étoiles massives vivent en couple et connaissent des transferts de matière au cours de leur vie. De ce fait, comprendre l'évolution des HMXBs ainsi que leur interaction avec l'environnement proche permet de mieux cerner l'évolution des couples stellaires les plus massifs, possibles progéniteurs de sursauts gamma et émetteurs d'ondes gravitationnelles lors de leur coalescence. Plus largement, la connaissance de l'évolution des étoiles binaires massives en interaction est cruciale pour caractériser correctement les galaxies lointaines. Comment ces sources évoluent-elles ? Où sont-elles situées dans la Galaxie ? Quelles sont leurs propriétés principales ? Quelle est l'influence de leur environnement proche ? Quel est leur impact sur le milieu interstellaire? Cette thèse vise à apporter des éléments de réponse à ces questions, en adoptant deux approches complémentaires : d'une part une étude statistique de la population Galactique de binaires X de grande masse et d'autre part une étude multi-longueurs d'onde de sources prises individuellement.