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Parmi les étoiles Wolf-Rayets (WR) les plus éloignées du plan galactique (GP), seules deux étoiles WR possèdent une mention de binarité : WR 148, localisée à 800 pc au-dessus du GP, et WR 71, à 700 pc au-dessous du GP. WR 148 possède une période orbitale bien établie de 4.3173 jours dont le compagnon est soupçonné d’être soit une étoile B ou bien un trou noir. Quant à WR 71, quoique son statut de binarité ne soit pas confirmé, le compagnon (s’il existe) est également soupçonné d’être un objet compact (cc) ayant une période orbitale de 7.7 jour. Dans les deux cas, aucune signature du com- pagnon n’a été détectée. Ainsi, puisqu’elles se retrouvent si fortement éjectées du GP, ces deux étoiles ont donc été considérées comme de bons candidats de systèmes du type WR+cc ; une classe d’objets très rarement observés. Pour identifier la nature du compagnon de WR 148, nous avons obtenu de multiples spectres à l’Observatoire du Mont-Mégantic (OMM) ainsi qu’à l’Observatoire Keck. Pareillement, pour déterminer le statut de binarité de WR 71, nous avons obtenu un mois de photométrie ininterrompue par le micro-satelite MOST (Microvariability and Oscillations of STars) en parallèle avec une série de spectres à partir su sol. Il s’avère qu’aucune de nos cibles ne fait partie des rares systèmes binaires WR+cc. Le compagnon de WR 148 est ni un objet compact, ni une étoile B, mais plutôt une étoile O et WR 71 est en fait une étoile simple. Ces implications seront par la suite discutées., Among the most highly ejected Wolf-Rayet (WR) stars from the Galactic plane (GP), only two are indicated with a possible binary status: WR 148 located at 800 pc above the GP and WR 71 at 700 pc below the GP. WR 148 is a confirmed single lined spectroscopic binary in a 4.3173 day orbital period suspected to harbour either a low mass B star or a black hole (BH) companion. On the other hand, WR 71 is only a suspected single lined spectroscopic binary, also thought to comprise a compact companion (cc) in a short 7.7- day period orbit. In both cases, no obvious signatures of the unseen companions have been detected. Therefore, in an attempt to explain their extreme runaway status, these stars were often interpreted as WR+cc binaries; a rarely observed class of objects. In order to identify the nature of WR 148’s companion, we obtained multiple spec- tra from l’Observatoire du Mont-Mégantic (OMM) in conjunction with two nights of spectra at opposite quadratures at Keck Observatory. Similarly, to reveal WR 71’s bi- nary status, we obtained one month of uninterrupted space-based photometry from the MOST micro satellite (Microvariability and Oscillations of STars) in parallel with sev- eral ground based spectroscopy. We conclude that neither targets belong to the rare WR+cc systems. WR 148’s com- panion is now found to be an O star rather than the expected B star or BH and WR 71 is in fact a normal single star runaway. The implications of this are then discussed.

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., This thesis focuses on the massive binary CV Serpentis, consisting of a carbon-rich Wolf-Rayet star and a main-sequence O-type star (WC8d + O8-9IV). First off, different phenomena linked to massive stars throughout their existence - from main sequence to the supernova explosion - are mentioned. The first chapter offers a brief overview of some of the basics of observational stellar astrophysics (Hertzsprung- Russell diagram, evolution, etc...). The next chapter covers one of the most important aspects of massive stars : mass loss through stellar winds. The chapter opens with a chronology of the discovery of stellar winds, followed by the foundations of stellar wind theory. Finally, different processes involved in wind ejection are presented. The third chapter reviews chronologically the main studies carried out on CV Ser and helps introduce this peculiar system. Its main characteristics are given in this chapter. Finally, chapter 4 is the central part of this work. MOST light curves taken in 2009 and 2010 show what appears to be a 62% increase of the mass-loss rate over one or- bital period (29.701d). There also seems to be evidence for the presence of corotating interaction regions (CIR) in the WR wind. Indeed, the analysis of the residuals yields a CIR-like signature. A new orbit is derived, as well as the wind-collision zone parame- ters, while the spectral types of both stars are confirmed.