UNIVERSITÉ DE GENÈVE FACULTÉ DES SCIENCES Département d'astronomie Professor Anastasios Fragkos Professor Georges Meynet bien qu'avec le scnario d'volution homogne de binaires massives rapproches. Le spin du trou noir primaire lors de l'volution avec enveloppe commune est ngligable, et c'est donc celui du trou noir secondaire qui domine le spin effectif χ eff mesur lors de la fusion des trous noirs. Nous obtenons que les forces de mares ne deviennent significatives que lorsque les priodes orbitales sont plus courtes que 2 jours. Lors de l'effondrement du coeur, les toiles d'hlium produisent un trou noir dont le spin peut varier entre 0 et la valeur critique. Nous montrons que la distribution bimodale des spins de trou noirs secondaires obtenus dans des tudes rcentes est essentiellement due des simplifications excessives. Avec notre approche, nous obtenons une anti-corrlation entre le temps de fusion des ii The origin of BH spin in coalescing BBHs and HMXBs deux trous noirs et le spin effectif χ eff . Le Chapitre 4 concerne l'origine du spin des trous noirs appartenant des systme binaires massifs rayons X (HMXBs). Nous avons explor deux scnarios possibles pour expliquer le spin lev de ces trous noirs: le scnario de transfert de masse durant la squence principale (Case-A MT), ainsi que le scnario d'volution homogne. Nous obtenons que les deux scnarios sont viables condition que le transport interne de moment cintique dans le progniteur du trou noir aprs la squence principale soit suffisamment faible (i.e. faible couplage coeur-enveloppe). Le premier scnario ne reproduit pas seulement le spin du trou noir, mais aussi les masses des deux compagnons et leur priode orbitale finale. En revanche, le second scnario prdit des priodes orbitales trop longues. De plus, nos rsultats indiquent que le compagnon stellaire d'un HMXB form selon le premier scnario possde un excs d'azote en surface, ce qui peut tre test par des observations futures. Le Chapitre 5 tudie les conditions pour l'volution homogne. Bien que ce scnario soit invoqu comme canal de formation pour les trous noirs binaires, les conditions pour une telle volution sont peu connues. Dans ce travail, nous cherchons dterminer quelles masses initiales et quelles vitesses de rotations permettent une volution homogne. Cette partie du travail est encore en cours. Le Chapitre 6 rsume le contenu de la prsente thse, et explore les pistes futures ouvertes par le dveloppement des dtecteurs d'ondes gravitationnelles. c Current survey shows that most massive stars are in close binary systems.Stellar-mass black holes (BHs) are formed from the gravitational collapse of massive stars (≥ 20 M ) after they exhaust the nuclear fuel at their centers. To date, 10 pairs of binary BH mergers have been detected by the Advanced Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (AdLIGO). Now a new window has been opened to directly study BHs. In this thesis, my work is focused on detailed stellar structure and binary evolution, especially tracking the evolution of angular momentum of the B...