Quality evaluation of fresh-cut ‘Pérola’ pineapple stored in controlled atmosphere

The purpose of this research was to determine the best gas mixture in controlled atmosphere conditions to store fresh-cut ‘Pérola’ pineapple, particularly in relation to the maintenance of visual quality and reduction of microbial growth. After sanitation, fruit was manually peeled, sliced and dipped in 20 mg.L-1 NaOCl solution for 30 seconds. Then, the excess liquid was drained and the slices were placed in sealed glass jars connected to a flowboard installed in a cold room (5 ± 1 °C). Desired gas mixtures were supplied continuously for 12 days from cylinders connected to the flowboard. Controlled atmospheres of 2:5, 2:10, 2:15, 5:5, 5:10, 5:15, 8:5, 8:10 and 8:15 (O2:CO2, %) and air were used. The product was evaluated for pulp color, total and fecal coliforms, mesophilic and psychrotrophic aerobic, mold and yeast counts. Total and fecal coliforms were not detected. The fresh-cut ‘Pérola’ pineapple was not very sensitive to storage in controlled atmosphere, considering that the slices had little browning and were free of contamination, that would affect the food safety at the end of the storage period

Quality of yellow passion fruit stored under refrigeration and controlled atmosphere

In this study, it was evaluated the quality of yellow passion fruits stored under refrigeration and controlled atmospheres of different composition aiming to extend the postharvest life of the fruits. The characteristics of skin color, appearance, mass loss, as well as the chemical quality of the juice of yellow passion fruits stored at: 21% O2 plus 0.03% CO2; 1% O2 plus 0.03% CO2; 5% O2 plus 0.03% CO2; 12% O2 plus 5% CO2; and 5% O2 plus 15% CO2, with 1 control treatment (refrigeration at 13 ºC and 90% UR) were determined. The analyses were performed before and after 30 days of storage and after removing the controlled atmospheres and storage for 9 days under refrigeration at ambient atmosphere. The data were interpreted by simple statistical analysis using the test by confidence intervals with 95% of probability. It was concluded that the application of atmospheres with low oxygen concentration and high carbon dioxide level minimized quality losses. At atmosphere with 5% O2 and 15% CO2, it was observed the lowest color change indexes and mass loss, and also the smallest decrease in acidity, soluble solids content, vitamin C, reducing sugars, and total soluble sugars.

Les végétaux comme éléments du paysage sonore : relations qualitatives entre conditions environnementales, morphologie et organisation dans la production d’ambiances sonores

Le paysage sonore est une forme de perception de notre environnement qui nous permet d’identifier les composantes sonores de notre quotidien. Ce projet de recherche porte sur une thématique particulière, les sons produits par les végétaux et leurs rôles dans les ambiances sonores paysagères. C’est la perspective que nous avons explorée in situ, en comparant les différentes espèces végétales; cette collection d’informations nous permet de proposer une typologie d’ambiances sonores des végétaux. Dans la première partie, des notions rattachées au « monde sonore » telles que l’objet sonore, le paysage sonore et les effets sonores justifient d’établir, dans la méthodologie, une grille d’analyse comportant différentes échelles d’écoute. Une lecture multidisciplinaire propose, d’une part, de réunir de l’information sur le son et les végétaux, la morphologie de ces derniers, l’aménagement au site, les conditions climatiques et, d’autre part, de retrouver ce qui a trait au son dans l’histoire des jardins, dont les jardins sensoriels, thérapeutiques, technologiques, et des sentiers d’interprétation sonore, sous l’angle du son comme projet. De plus, une liste de végétaux recevant les chants et cris de la faune vient introduire la notion de biodiversité sonore. Une enquête sociale de terrain, par la méthode des parcours commentés, et une enquête « experte » ont été réalisées au Jardin botanique de Montréal. Ces deux enquêtes nous ont permis de constituer une grille d’analyse croisée comprenant plusieurs échelles d’écoute : textures, actions sonores, effets sonores... De là, des générateurs d’ambiance (morphologie, organisation, climat) ont été relevés pour déterminer les aspects de récurrences et de différenciations d’un type d’ambiance sonore à l’autre. Des associations se sont formées en fonction de onze types de végétaux, chacun comprenant plusieurs sous-catégories. Celles-ci proposent des ambiances sonores spécifiques, des échelles d’écoute à considérer pour chaque type d’ambiance et l’énumération d’espèces à utiliser. Cette recherche ouvre la voie à un autre type de lecture sonore, par thématique d’ambiance (les sons du végétal dans notre cas), afin d’offrir de nouveaux outils de conception pour les professionnels, en profonde relation avec les perceptions sonores d’usagers sur le terrain et l’agencement spécifique d’un site.

Analyse multi-échelle des champs magnétiques dans des nuages moléculaires à structures filmentaires

Associée à d'autres techniques observationnelles, la polarimétrie dans le visible ou dans le proche infrarouge permet d'étudier la morphologie des champs magnétiques à la périphérie de nombreuses régions de formation stellaire. A l'intérieur des nuages molécualires la morphologie des champs est connue par polarimétrie submillimétrique, mais rarement pour les mêmes régions. Habituellement, il manque une échelle spatiale intermédiaire pour pouvoir comparer correctement la morphologie du champ magnétique galactique avec celle située à l'intérieur des nuages moléculaires. -- Cette thèse propose les moyens nécessaires pour réaliser ce type d'analyse multi-échelle afin de mieux comprendre le rôle que peuvent jouer les champs magnétiques dans les processus de formation stellaire. La première analyse traite de la région GF 9. Vient ensuite une étude de la morphologie du champ magnétique dans les filaments OMC-2 et OMC-3 suivie d'une analyse multi-échelle dans le complexe de nuages moléculaires Orion A dont OMC-2 et OMC-3 font partie. -- La synthèse des résultats couvrant GF 9 et Orion A est la suivante. Les approches statistiques employées montrent qu'aux grandes échelles spatiales la morphologie des champs magnétiques est poloïdale dans la région GF 9, et probablement hélicoïdale dans la région Orion A. A l'échelle spatiale des enveloppes des nuages moléculaires, les champs magnétiques apparaissent alignés avec les champs situés à leur périphérie. A l'échelle spatiale des coeurs, le champ magnétique poloïdal environnant la région GF 9 est apparemment entraîné par le coeur en rotation, et la diffusion ambipolaire n'y semble pas effective actuellement. Dans Orion A, la morphologie des champs est difficilement détectable dans les sites actifs de formation d'OMC-2, ou bien très fortement contrainte par les effets de la gravité dans OMC-1. Des effets probables de la turbulence ne seont détectés dans aucune des régions observées. -- Les analyses multi-échelles suggèrent donc qu'indépendamment du stade évolutif et de la gamme de masse des régions de formation stellaires, le champ magnétique galactique subit des modifications de sa morphologie aux échelles spatiales comparables à celles des coeurs protostellaires, de la même façon que les propriétés structurelles des nuages moléculaires suivent des lois d'autosimilarité jusqu'à des échelles comparables à celles des coeurs.

Développement de méthodes d’analyse directe de polluants organiques volatils à l’état de traces dans l’air et les biogaz

Il est reconnu que le benzène, le toluène, l’éthylbenzène et les isomères du xylène, composés organiques volatils (COVs) communément désignés BTEX, produisent des effets nocifs sur la santé humaine et sur les végétaux dépendamment de la durée et des niveaux d’exposition. Le benzène en particulier est classé cancérogène et une exposition à des concentrations supérieures à 64 g/m3 de benzène peut être fatale en 5–10 minutes. Par conséquent, la mesure en temps réel des BTEX dans l’air ambiant est essentielle pour détecter rapidement un danger associé à leur émission dans l’air et pour estimer les risques potentiels pour les êtres vivants et pour l’environnement. Dans cette thèse, une méthode d’analyse en temps réel des BTEX dans l’air ambiant a été développée et validée. La méthode est basée sur la technique d’échantillonnage direct de l’air couplée avec la spectrométrie de masse en tandem utilisant une source d’ionisation chimique à pression atmosphérique (APCI-MS/MS directe). La validation analytique a démontré la sensibilité (limite de détection LDM 1–2 μg/m3), la précision (coefficient de variation CV < 10%), l’exactitude (exactitude > 95%) et la sélectivité de la méthode. Des échantillons d’air ambiant provenant d’un site d’enfouissement de déchets industriels et de divers garages d’entretien automobile ont été analysés par la méthode développée. La comparaison des résultats avec ceux obtenus par la technique de chromatographie gazeuse on-line couplée avec un détecteur à ionisation de flamme (GC-FID) a donné des résultats similaires. La capacité de la méthode pour l’évaluation rapide des risques potentiels associés à une exposition aux BTEX a été prouvée à travers une étude de terrain avec analyse de risque pour la santé des travailleurs dans trois garages d’entretien automobile et par des expériences sous atmosphères simulées. Les concentrations mesurées dans l’air ambiant des garages étaient de 8,9–25 µg/m3 pour le benzène, 119–1156 µg/m3 pour le toluène, 9–70 µg/m3 pour l’éthylbenzène et 45–347 µg/m3 pour les xylènes. Une dose quotidienne environnementale totale entre 1,46 10-3 et 2,52 10-3 mg/kg/jour a été déterminée pour le benzène. Le risque de cancer lié à l’exposition environnementale totale au benzène estimé pour les travailleurs étudiés se situait entre 1,1 10-5 et 1,8 10-5. Une nouvelle méthode APCI-MS/MS a été également développée et validée pour l’analyse directe de l’octaméthylcyclotétrasiloxane (D4) et le décaméthylcyclopentasiloxane (D5) dans l’air et les biogaz. Le D4 et le D5 sont des siloxanes cycliques volatils largement utilisés comme solvants dans les processus industriels et les produits de consommation à la place des COVs précurseurs d’ozone troposphérique tels que les BTEX. Leur présence ubiquitaire dans les échantillons d’air ambiant, due à l’utilisation massive, suscite un besoin d’études de toxicité. De telles études requièrent des analyses qualitatives et quantitatives de traces de ces composés. Par ailleurs, la présence de traces de ces substances dans un biogaz entrave son utilisation comme source d’énergie renouvelable en causant des dommages coûteux à l’équipement. L’analyse des siloxanes dans un biogaz s’avère donc essentielle pour déterminer si le biogaz nécessite une purification avant son utilisation pour la production d’énergie. La méthode développée dans cette étude possède une bonne sensibilité (LDM 4–6 μg/m3), une bonne précision (CV < 10%), une bonne exactitude (> 93%) et une grande sélectivité. Il a été également démontré qu’en utilisant cette méthode avec l’hexaméthyl-d18-disiloxane comme étalon interne, la détection et la quantification du D4 et du D5 dans des échantillons réels de biogaz peuvent être accomplies avec une meilleure sensibilité (LDM ~ 2 μg/m3), une grande précision (CV < 5%) et une grande exactitude (> 97%). Une variété d’échantillons de biogaz prélevés au site d’enfouissement sanitaire du Complexe Environnemental de Saint-Michel à Montréal a été analysée avec succès par cette nouvelle méthode. Les concentrations mesurées étaient de 131–1275 µg/m3 pour le D4 et 250–6226 µg/m3 pour le D5. Ces résultats représentent les premières données rapportées dans la littérature sur la concentration des siloxanes D4 et D5 dans les biogaz d’enfouissement en fonction de l’âge des déchets.

Recherche d’étoiles jeunes de faible masse dans le voisinage solaire

Formées lors de l’effondrement gravitationnel d’un nuage de gaz moléculaire, les étoiles naissantes auront différentes masses variant entre 0.08 et environ 100M . La majorité de la population stellaire de la Galaxie est constituée d’étoiles dont la masse est inférieure à environ 0.6 M . Le dernier évènement de formation stellaire dans le voisinage solaire s’est produit dans la bulle locale il y a au plus 100 millions d’années, vraisemblablement provoqué par le passage d’une onde de choc dans le bras local de la Galaxie. C’est ainsi que se formèrent de jeunes associations d’étoiles dont les membres se caractérisent en particulier par une vitesse spatiale et une position commune dans la Galaxie. Les associations jeunes étant peu densément peuplées et relativement proches du Soleil, leurs membres se font plutôt rares et dispersés sur toute la voûte céleste. Jusqu’à présent, surtout les étoiles les plus massives (brillantes) ont été répertoriées. Les étoiles jeunes de faible masse, constituant la majorité de la population, restent pour la plupart à être identifiées. Les étoiles jeunes de faible masse représentent une population clef pour contraindre les modèles évolutifs des étoiles M et des naines brunes. Elles sont également d’excellentes candidates pour chercher des exoplanètes via les techniques d’imagerie directe. Ce mémoire présente une nouvelle méthode utilisant un modèle cinématique enrichi d’une analyse statistique Bayesienne pour identifier des étoiles jeunes de faible masse dans les associations beta Pictoris, Tucana-Horologium et AB Doradus. À partir d’un échantillon de 1080 étoiles K et M, toutes comportant des indicateurs de jeunesse tels l’émission Halpha et une forte luminosité dans les rayons X, leurs propriétés cinématiques (mouvement propre) et photométriques sont analysées pour en extraire 98 candidates hautement probables membres d’une des trois associations. Une confirmation de leur statut comme membre nécessitera en particulier une mesure de leur vitesse radiale (prédit par notre analyse) et une mesure de la largeur équivalente du lithium à 6708 Å pour mieux contraindre leur âge.

Étude polarimétrique d’étoiles jeunes

Afin de mieux comprendre l'évolution des étoiles jeunes, nous avons utilisé un code Monte Carlo simulant leur environnement afin d'étudier une nouvelle distribution chez les étoiles Herbig Ae/Be et pour reproduire des cartes d'intensité et de polarisation linéaire obtenues au télescope Canada-France-Hawaii (TCFH) en novembre 2003. Le code datant de la fin des années 80, nous avons dû non seulement le corriger, mais aussi ajouter quelques éléments afin de tenir compte des dernières avancées dans le domaine de la polarisation provenant du milieu circumstellaire. Les étoiles à l'étude étant jeunes (moins de quelques millions d'années), leur voisinage est toujours constitué de grains de poussière mélangés avec du gaz. Selon leur âge, nous retrouvons cette poussière sous différentes structures soit, par exemple, par un disque entouré d'une enveloppe (objets jeunes de classe I) ou par un simple disque (objets de classe II et III). Selon la structure que prend la poussière, les cartes de polarisation et d'intensité qui en résultent vont changer. Nous allons discuter de cette variation des cartes de polarisation selon la distribution de poussière. Suite aux modifications apportées au code, il a fallu s'assurer que celui-ci fonctionne bien. Pour ce faire, nous avons mis au point quelques critères qui nous assurent, s'ils sont satisfaits, que le code Monte Carlo produit de bons résultats. Après avoir validé le code, il est maintenant possible de l'utiliser aux fins d'avancer le domaine de la polarisation. En effet, Dullemond et al.(2001) proposent une nouvelle distribution de grain autour des étoiles Herbig Ae/Be afin de mieux expliquer leur distribution d'énergie spectrale. Par contre, qu'en est-il des cartes de polarisation résultantes? C'est sur cette question que nous nous sommes arrêtés. Par la suite, nous avons essayé de reproduire du mieux possible, tenant compte des limitations du code, les cartes de polarisation obtenues au TCFH. Nous avons étudié en détail les données de R Mon (résultats qui seront présentés sous forme d'article pour fin de publication) et de V376 Cas. De plus, notre étude de V376 Cas nous a permis d'amener des conclusions sur les processus causant les vecteurs parallèles aux disques des étoiles jeunes.

Calculs de modèles d'atmosphères hors-ETL avec métaux pour les étoiles de type sdO : le cas particulier de SDSS J1600+0748

Nous présentons nos grilles de modèles d'atmosphères pour les étoiles sous-naines chaudes de type O (sdO) soit : des modèles classiques hors-ETL H, He, des modèles hors-ETL avec, en plus, du C, N, O et finalement des modèles incluant C, N, O, Fe. En utilisant les raies de Balmer et d'hélium dans le domaine du visible, nous avons fait des comparaisons entre les spectres théoriques de nos différentes grilles afin de caractériser les effets des métaux. On trouve que ces effets dépendent à la fois de la température et de la gravité. De plus, l'abondance d'hélium a une influence importante sur les effets des métaux; une abondance d'hélium faible (log N(He)/N(H) < -1,5) occasionne des effets assez importants alors qu'une abondance plus élevée tend à réduire ces mêmes effets. Nous avons aussi trouvé que l'ajout du fer (en abondance solaire) ne cause que des changements relativement faibles à la structure en température et, par le fait même, aux profils des raies d'hydrogène et d'hélium, par rapport aux changements déjà produits par le C, N, O (en abondance solaire). Nous avons utilisé nos grilles pour faire une analyse spectroscopique du spectre à haut signal sur bruit (180) et basse résolution (9 Å) de SDSS J160043.6+074802.9 obtenu au télescope Bok. Notre meilleure ajustement a été obtenu avec notre grille de spectres synthétiques incluant C, N, O et Fe en quantité solaire, menant aux paramètres suivants : Teff = 68 500 ± 1770 K, log g = 6,09 ± 0,07, and log N(He)/N(H) = -0,64 ± 0,05, où les incertitudes proviennent uniquement de la procédure d'ajustement. Ces paramètres atmosphériques, particulièrement la valeur de l'abondance d'hélium, placent notre étoile dans une région où les effets des métaux ne sont pas très marqués.

Étude de l'influence de la perte de masse sur l'évolution d'étoiles de plusieurs types

Cette thèse a été réalisée en cotutelle. Pour la forme, Gérard Jasniewicz était mon codirecteur 'officiel' en France, bien que mon codirecteur était plutôt Olivier Richard qui m'a encadré lorsque j'étais en France.

Analyse des paramètres atmosphériques des étoiles naines blanches dans le voisinage solaire

Ce mémoire présente une analyse homogène et rigoureuse de l’échantillon d’étoiles naines blanches situées à moins de 20 pc du Soleil. L’objectif principal de cette étude est d’obtenir un modèle statistiquement viable de l’échantillon le plus représentatif de la population des naines blanches. À partir de l’échantillon défini par Holberg et al. (2008), il a fallu dans un premier temps réunir le plus d’information possible sur toutes les candidates locales sous la forme de spectres visibles et de données photométriques. En utilisant les modèles d’atmosphère de naines blanches les plus récents de Tremblay & Bergeron (2009), ainsi que différentes techniques d’analyse, il a été permis d’obtenir, de façon homogène, les paramètres atmosphériques (Teff et log g) des naines blanches de cet échantillon. La technique spectroscopique, c.-à-d. la mesure de Teff et log g par l’ajustement des raies spectrales, fut appliquée à toutes les étoiles de notre échantillon pour lesquelles un spectre visible présentant des raies assez fortes était disponible. Pour les étoiles avec des données photométriques, la distribution d’énergie combinée à la parallaxe trigonométrique, lorsque mesurée, permettent de déterminer les paramètres atmosphériques ainsi que la composition chimique de l’étoile. Un catalogue révisé des naines blanches dans le voisinage solaire est présenté qui inclut tous les paramètres atmosphériques nouvellement determinés. L’analyse globale qui en découle est ensuite exposée, incluant une étude de la distribution de la composition chimique des naines blanches locales, de la distribution de masse et de la fonction luminosité.

Analyse spectroscopique d'étoiles naines blanches riches en hydrogène(DA) : vers des modèles d'atmosphère améliorés sans paramètres libres

Le but de cette thèse est de raffiner et de mieux comprendre l'utilisation de la méthode spectroscopique, qui compare des spectres visibles de naines blanches à atmosphère riche en hydrogène (DA) à des spectres synthétiques pour en déterminer les paramètres atmosphériques (température effective et gravité de surface). Notre approche repose principalement sur le développement de modèles de spectres améliorés, qui proviennent eux-mêmes de modèles d'atmosphère de naines blanches de type DA. Nous présentons une nouvelle grille de spectres synthétiques de DA avec la première implémentation cohérente de la théorie du gaz non-idéal de Hummer & Mihalas et de la théorie unifiée de l'élargissement Stark de Vidal, Cooper & Smith. Cela permet un traitement adéquat du chevauchement des raies de la série de Balmer, sans la nécessité d'un paramètre libre. Nous montrons que ces spectres améliorés prédisent des gravités de surface qui sont plus stables en fonction de la température effective. Nous étudions ensuite le problème de longue date des gravités élevées pour les DA froides. L'hypothèse de Bergeron et al., selon laquelle les atmosphères sont contaminées par de l'hélium, est confrontée aux observations. À l'aide de spectres haute résolution récoltés au télescope Keck à Hawaii, nous trouvons des limites supérieures sur la quantité d'hélium dans les atmosphères de près de 10 fois moindres que celles requises par le scénario de Bergeron et al. La grille de spectres conçue dans ces travaux est ensuite appliquée à une nouvelle analyse spectroscopique de l'échantillon de DA du SDSS. Notre approche minutieuse permet de définir un échantillon plus propre et d'identifier un nombre important de naines blanches binaires. Nous déterminons qu'une coupure à un rapport signal-sur-bruit S/N > 15 optimise la grandeur et la qualité de l'échantillon pour calculer la masse moyenne, pour laquelle nous trouvons une valeur de 0.613 masse solaire. Finalement, huit nouveaux modèles 3D de naines blanches utilisant un traitement d'hydrodynamique radiative de la convection sont présentés. Nous avons également calculé des modèles avec la même physique, mais avec une traitement standard 1D de la convection avec la théorie de la longueur de mélange. Un analyse différentielle entre ces deux séries de modèles montre que les modèles 3D prédisent des gravités considérablement plus basses. Nous concluons que le problème des gravités élevées dans les naines blanches DA froides est fort probablement causé par une faiblesse dans la théorie de la longueur de mélange.

Étude du système binaire CV Ser à l'aide du satellite MOST

Ce mémoire s’intéresse au système binaire massif CV Serpentis, composé d’une Wolf- Rayet riche en carbone et d’une étoile de la séquence principale, de type spectral O (WC8d + O8-9IV). D’abord, certains phénomènes affectant les étoiles massives sont mentionnés, de leur passage sur la séquence principale à leur mort (supernova). Au cours du premier cha- pitre, un rappel est fait concernant certaines bases de l’astrophysique stellaire observa- tionnelle (diagramme Hertzsprung-Russell, phases évolutives, etc...). Au chapitre suivant, un des aspects les plus importants de la vie des étoiles massives est abordé : la perte de masse sous forme de vents stellaires. Un historique de la découverte des vents ouvre le chapitre, suivi des fondements théoriques permettant d’expliquer ce phénomène. Ensuite, différents aspects propres aux vents stellaires sont présentés. Au troisième chapitre, un historique détaillé de CV Ser est présenté en guise d’introduc- tion à cet objet singulier. Ses principales caractéristiques connues y sont mentionnées. Finalement, le cœur de ce mémoire se retrouve au chapitre 4. Des courbes de lumière ultra précises du satellite MOST (2009 et 2010) montrent une variation apparente du taux de perte de masse de la WR de l’ordre de 62% sur une période orbitale de 29.701 jours. L’analyse des résidus permet de trouver une signature suggérant la présence de régions d’interaction en corotation (en anglais corotating interaction regions, ou CIR) dans le vent WR. Une nouvelle solution orbitale est présentée ainsi que les paramètres de la région de collision des vents et les types spectraux sont confirmés.

Trahisons liquides : la composition d’un opéra dans le contexte des productions multimédias actuelles

La version intégrale de cette thèse est disponible uniquement pour consultation individuelle à la Bibliothèque de musique de l’Université de Montréal (http://www.bib.umontreal.ca/MU).

Étude spectroscopique du système WR145: une étoile Wolf-Rayet hybride WN/C dont le vent entre en collision avec le vent de son compagnon O

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

Détection et caractérisation de naines brunes et exoplanètes avec un filtre accordable pour applications dans l'espace

Cette thèse porte sur la capacité à détecter des compagnons de faible intensité en présence de bruit de tavelures dans le contexte de l’imagerie à haute gamme dynamique pour l’astronomie spatiale. On s’intéressera plus particulièrement à l’imagerie spectrale différentielle (ISD) obtenue en utilisant un étalon Fabry-Pérot comme filtre accordable. Les performances d’un tel filtre accordable sont présentées dans le cadre du Tunable Filter Imager (TFI), instrument conçu pour le télescope spatial James Webb (JWST). La capacité de l’étalon à supprimer les tavelures avec ISD est démontrée expérimentalement grâce à un prototype de l’étalon installé sur un banc de laboratoire. Les améliorations de contraste varient en fonction de la séparation, s’étendant d’un facteur 10 pour les séparations supérieures à 11 lambda/D jusqu’à un facteur 60 à 5 lambda/D. Ces résultats sont cohérents avec une étude théorique qui utilise un modèle basé sur la propagation de Fresnel pour montrer que les performances de suppression de tavelures sont limitées par le banc optique et non pas par l’étalon. De plus, il est démontré qu’un filtre accordable est une option séduisante pour l’imagerie à haute gamme dynamique combinée à la technique ISD. Une seconde étude basée sur la propagation de Fresnel de l’instrument TFI et du télescope, a permis de définir les performances de la technique ISD combinée avec un étalon pour l’astronomie spatiale. Les résultats prévoient une amélioration de contraste de l’ordre de 7 jusqu’à 100, selon la configuration de l’instrument. Une comparaison entre ISD et la soustraction par rotation a également été simulée. Enfin, la dernière partie de ce chapitre porte sur les performances de la technique ISD dans le cadre de l’instrument Near-Infrared Imager and Slitless Spectrograph (NIRISS), conçu pour remplacer TFI comme module scientifique à bord du Fine Guidance Sensor du JWST. Cent quatre objets localisés vers la région centrale de la nébuleuse d’Orion ont été caractérisés grâce à un spectrographe multi-objet, de basse résolution et multi-bande (0.85-2.4 um). Cette étude a relevé 7 nouvelles naines brunes et 4 nouveaux candidats de masse planétaire. Ces objets sont utiles pour déterminer la fonction de masse initiale sous-stellaire et pour évaluer les modèles atmosphériques et évolutifs futurs des jeunes objets stellaires et sous-stellaires. Combinant les magnitudes en bande H mesurées et les valeurs d’extinction, les objets classifiés sont utilisés pour créer un diagramme de Hertzsprung-Russell de cet amas stellaire. En accord avec des études antérieures, nos résultats montrent qu’il existe une seule époque de formation d’étoiles qui a débuté il y a environ 1 million d’années. La fonction de masse initiale qui en dérive est en accord avec des études antérieures portant sur d’autres amas jeunes et sur le disque galactique.