Résumé
La détermination d'abondances stellaires très précises a toujours été et reste un point clé de toute analyse spectroscopique.Cependant, de nombreuses études ont montré que l'hypothèse de l'équilibre thermodynamique local (ETL), largement utilisée dans les analyses spectroscopiques est inadéquate pour déterminer les abondances et les paramètres stellaires des étoiles géantes et pauvres en métaux où les effets hors-ETL dominent. C'est pourquoi, une modélisation hors-ETL des spectres stellaires est cruciale afin de reproduire les observations et ainsi déterminer avec précision les paramètres stellaires.Cette modélisation hors-ETL nécessite l'utilisation d'un grand jeu de données atomiques, qui ne sont pas toujours connues avec certitude. Dans les étoiles froides, les taux de collisions de l'atome d'hydrogène sont une des principales sources d'incertitudes. Ces taux sont souvent calculés en considérant une approche classique (l'approximation de Drawin) pour les transitions permises lié-lié et les transitions d'ionisations. Cette approche classique tend à surestimer les taux de collisions et ne reproduit pas correctement le comportement avec les énergies.Dans cette thèse, nous démontrons que l'approximation de Drawin ne peut pas décrire les taux de collisions dans le cas de l'atome d'hydrogène. Nous présentons une nouvelle méthode pour estimer ces taux, par le biais d'ajustement sur des taux quantiques existant pour d'autres éléments.Nous montrons que cette méthode d'ajustement quantique (MAQ) est satisfaisante pour les modélisations hors-ETL lorsque les taux quantiques dédiés ne sont pas effectivement disponibles.Nous testons cette nouvelle méthode, avec le modèle d'atome de Fer que nous avons développé, sur des étoiles de référence issues « du Gaia-ESO survey ».En partant de paramètres photosphériques non-spectroscopiques connus, nous déterminons les abondances (1D) en fer de ces étoiles de référence dans les cas ETL et hors-ETL .Nos résultats dans le cas hors ETL conduisent à un excellent accord entre les abondances de FeI et FeII avec de faibles écarts types de raies à raies, particulièrement dans le cas des étoiles pauvres en métaux.Notre méthode est validée par comparaison avec de nouveaux calculs quantiques préliminaires sur l'atome de Fe I et d'hydrogène, dont les ajustements sont en excellent accord avec les nôtres.