SpIOMM (le spectromètre-imageur de l’observatoire du Mont-Mégantic), installé à l’observatoire du Mont-Mégantic depuis 2004, est un spectromètre-imageur à transformée de Fourier qui reste, à ce jour, le seul instrument au monde en mesure d’échantillonner un champ de 12 minutes d’arc en 1.4 millions de spectres dans les longueurs d’onde du visible. L’installation, en 2010, d’une seconde caméra, qui a ouvert la possibilité d’utiliser les données présentes sur le second port de sortie de l’interféromètre, d’une part, et la réalisation de SITELLE (le spectromètre-imageur pour l’étude en long et en large des raies d’émission), une version améliorée de SpIOMM pour le télescope Canada-France-Hawaï, d’autre part, ont rendu impératif le développement d’un logiciel de réduction capable de combiner les données issues des deux ports de sorties pour en tirer toute l’information disponible. L’essentiel de cette thèse porte sur l’élaboration de ORBS, un logiciel de réduction des données de SpIOMM et SITELLE entièrement automatique et conçu sur un modèle architectural ouvert et évolutif. Une étude de la nébuleuse Wolf-Rayet M1-67, réalisée à partir des données de SpIOMM réduites avec ORBS, qui démontre clairement, et pour la première fois, l’existence de deux régions de matériel fortement enrichi en azote, est également présentée à titre d’application. / SpIOMM (spectromètre-imageur de l’observatoire du Mont-Mégantic), attached to the telescope of the Observatoire du Mont-Mégantic, is an imaging Fourier transform spectrometer which is still the only instrument in the world capable of sampling a 12 arc-minute field of view into 1.4 million spectra in the visible band. Since the installation in 2010 of a second camera, which has given the possibility of using the data on the second port of the interferometer, on the one hand, and the development of SITELLE (spectromètre-imageur pour l’étude en long et en large des raies d’émission), an upgraded version of SpIOMM, for the Canada-France-Hawaii Telescope, on the other hand, the design of a data reduction software capable of combining the data of both ports, has become a necessity. The main part of this thesis concerns ORBS, a data reduction software for SpIOMM and SITELLE fully automated and based on an open and upgradable architecture. An application to the study of the Wolf-Rayet nebula M1-67, which, for the first time, clearly demonstrates the existence of two regions made of a material strongly enriched in nitrogen, is also presented.

De nouveaux modèles d'atmosphère sont présentés, incluant les profils de raie d'hélium neutre améliorés de Beauchamp (1995) et le formalisme de probabilité d'occupation pour ce même atome. Ces modèles sont utilisés pour calculer une grille de spectres synthétiques correspondant à des atmosphères riches en hélium et contenant des traces d'hydrogène. Cette grille est utilisée pour déterminer les paramètres atmosphériques principaux des étoiles de notre échantillon, soient la température effective, la gravité de surface et l'abondance d'hydrogène. Notre échantillon contient des spectres visibles de haut rapport signal-sur-bruit pour 102 naines blanches riches en hélium, dont 29 ont été observés au cours de ce projet, ce qui en fait le plus grand échantillon de spectres de qualité de naines blanches riches en hélium. Des spectres synthétiques ont été calculés en utilisant différentes valeurs du paramètre α de la théorie de la longueur de mélange dans le but de calibrer empiriquement la valeur de ce paramètre pour les DB. Afin d'améliorer la précision sur les paramètres atmosphériques de quelques étoiles, nous avons utilisé des spectres couvrant la raie Hα pour mieux déterminer l'abondance d'hydrogène. Finalement, nous avons calculé la distribution de masse de notre échantillon et la fonction de luminosité des DB. La distribution de masse montre une coupure à 0.5 fois la masse solaire qui est prédite par les modèles d'évolution stellaire et dévoile une masse moyenne significativement plus élevée pour les étoiles de type DBA. La masse moyenne de l'ensemble des DB et DBA est très proche de celle des DA. La fonction de luminosité nous permet de calculer que le rapport du nombre de DB sur le nombre de DA vaut environ 25%. / New model atmospheres are presented, including improved neutral helium lines from Beauchamp (1995) and the occupation probability formalism for that atom. These models are used to compute a grid of synthetic spectra for helium rich atmospheres with different hydrogen abundances. This grid is used to determine the principal atmospheric parameters of the stars in our sample, e.g. effective temperature, surface gravity and hydrogen abundance. There are 102 high quality spectra of helium-rich white dwarfs in our sample, making it the largest sample of this kind. 29 of these spectra were observed for this project. Synthetic spectra using different values of the α parameter from the mixing length theory have been calculated in order to determine the correct value of this parameter for DB model atmospheres. Finally, we have computed the mass distribution of our sample and the DB luminosity funtion. The mass distribution shows a clear cutoff at 0.5 solar masses which is predicted by stellar evolution theory and gives a significantly higher mean mass for the DBA stars of the sample. However, the global mean mass of our sample is very close to that of DA stars. With our luminosity function, we found a number ratio of DB stars over DA stars of about 25%.

Diverses méthodes ont été utilisées pour étudier les étoiles Wolf-Rayet (WR) dans le but de comprendre les phénomènes physiques variés qui prennent place dans leur vent dense. Pour étudier la variabilité qui n'est pas strictement périodique et ayant des caractéristiques différentes d'une époque à l'autre, il faut observer pendant des périodes de temps suffisamment longues en adopter un échantillonnage temporel élevé pour être en mesure d'identifier les phénomènes physiques sous-jacents. À l'été 2013, des astronomes professionnels et amateurs du monde entier ont contribué à une campagne d'observation de 4 mois, principalement en spectroscopie, mais aussi en photométrie, polarimétrie et en interférométrie, pour observer les 3 premières étoiles Wolf-Rayet découvertes: WR 134 (WN6b), WR 135 (WC8) et WR 137 (WC7pd + O9). Chacune de ces étoiles est intéressante à sa manière, chacune présentant une variété différente de structures dans son vent. Les données spectroscopiques de cette campagne ont été réduites et analysées pour l'étoile présumée simple WR 134 pour mieux comprendre le comportement de sa variabilité périodique à long terme dans le cadre d'une étude des régions d'interactions en corotation (CIRs) qui se retrouvent dans son vent. Les résultats de cette étude sont présentés dans ce mémoire. / Wolf-Rayet stars have been studied using various methods in order to understand the many physical phenomena taking place in their dense outflows. In the case of variability that is not strictly periodic or for epoch-dependant changes, the challenge is to observe for su fficiently long periods of time and with a high enough time sampling to be able to understand the underlying phenomena. During the summer of 2013, professional and amateur astronomers from around the world contributed to a 4-month campaign, mainly in spectroscopy but also in photometry, polarimetry and interferometry, to observe the fi rst 3 Wolf-Rayet stars discovered: WR 134 (WN6b), WR 135 (WC8) and WR 137 (WC7pd+O9). Each of these stars are interesting in their own way, showing a variety of stellar wind structures. The spectroscopic data from this campaign have been reduced and analyzed for the presumably single star WR 134 in order to better understand its behavior and long-term periodicity in the context of corotating interaction regions (CIRs) in the wind. The results of this study are presented in this thesis.

De nouveaux modèles d'atmosphère sont présentés, incluant les profils de raie d'hélium neutre améliorés de Beauchamp (1995) et le formalisme de probabilité d'occupation pour ce même atome. Ces modèles sont utilisés pour calculer une grille de spectres synthétiques correspondant à des atmosphères riches en hélium et contenant des traces d'hydrogène. Cette grille est utilisée pour déterminer les paramètres atmosphériques principaux des étoiles de notre échantillon, soient la température effective, la gravité de surface et l'abondance d'hydrogène. Notre échantillon contient des spectres visibles de haut rapport signal-sur-bruit pour 102 naines blanches riches en hélium, dont 29 ont été observés au cours de ce projet, ce qui en fait le plus grand échantillon de spectres de qualité de naines blanches riches en hélium. Des spectres synthétiques ont été calculés en utilisant différentes valeurs du paramètre α de la théorie de la longueur de mélange dans le but de calibrer empiriquement la valeur de ce paramètre pour les DB. Afin d'améliorer la précision sur les paramètres atmosphériques de quelques étoiles, nous avons utilisé des spectres couvrant la raie Hα pour mieux déterminer l'abondance d'hydrogène. Finalement, nous avons calculé la distribution de masse de notre échantillon et la fonction de luminosité des DB. La distribution de masse montre une coupure à 0.5 fois la masse solaire qui est prédite par les modèles d'évolution stellaire et dévoile une masse moyenne significativement plus élevée pour les étoiles de type DBA. La masse moyenne de l'ensemble des DB et DBA est très proche de celle des DA. La fonction de luminosité nous permet de calculer que le rapport du nombre de DB sur le nombre de DA vaut environ 25%. / New model atmospheres are presented, including improved neutral helium lines from Beauchamp (1995) and the occupation probability formalism for that atom. These models are used to compute a grid of synthetic spectra for helium rich atmospheres with different hydrogen abundances. This grid is used to determine the principal atmospheric parameters of the stars in our sample, e.g. effective temperature, surface gravity and hydrogen abundance. There are 102 high quality spectra of helium-rich white dwarfs in our sample, making it the largest sample of this kind. 29 of these spectra were observed for this project. Synthetic spectra using different values of the α parameter from the mixing length theory have been calculated in order to determine the correct value of this parameter for DB model atmospheres. Finally, we have computed the mass distribution of our sample and the DB luminosity funtion. The mass distribution shows a clear cutoff at 0.5 solar masses which is predicted by stellar evolution theory and gives a significantly higher mean mass for the DBA stars of the sample. However, the global mean mass of our sample is very close to that of DA stars. With our luminosity function, we found a number ratio of DB stars over DA stars of about 25%.

No description available.

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Les étoiles à neutrons sont le résidu d'étoiles massives et sont formées lors de la supernova qui marque de la fin de leur vie. Avec un rayon d'une dizaine de kilomètres pour une masse de une à deux fois celle du Soleil, elles sont des corps très denses et relativistes, supportés par l'interaction forte. Cette thèse traite de la modélisation théorique de trois aspects de la dynamique et de l'évolution des étoiles à neutrons : l'évolution thermique des étoiles à neutrons isolées et de celles accrétant de la matière d'une étoile compagnon, l'influence des propriétés élastiques de leurs parties solides sur la rotation des étoiles à neutrons isolées et l'évolution de la rotation des étoiles à neutrons accrétantes. La confrontation avec les observations permet de sonder les propriétés de la matière à haute densité.

Les étoiles Ae/Be de Herbig sont des étoiles pré-séquence principale de masse intermédiaire (2-5 M) présentant les signes d'une activité intense et de vents stellaires importants. L'origine de ces phénomènes reste mystérieuse car les mécanismes efficaces dans d'autres parties du diagramme HR sont, ici, inopérants. Nous avons étudié la formation des raies dans les vents de ces étoiles à l'aide d'un modèle semi-empirique à symétrie sphérique, les contraintes sur les paramètres libres du modèle étant alors déduites en comparant les spectres théoriques aux observations. Avec cette méthode, nous avons modélisé les raies de résonance de C IV et Mg II ainsi que les raies de Balmer et les continus de l'hydrogène, pour un échantillon représentatif d'étoiles. Nous avons pu confirmer que ces vents ont la même structure générale, et notamment une chromosphère à température modérée (T ~ 20 000 K). Nous obtenons des taux de perte de masse en très bon accord avec ceux déduits des observations radio. La quantité d'énergie dissipée dans le vent a été estimée par le calcul des pertes radiatives. Les valeurs obtenues sont supérieures à celles proposées par les modèles faisant intervenir des disques d'accrétion ou la rotation interne de l'étoile comme source d'énergie pour expliquer l'activité. La modélisation de la raie 1240 A de N V dans le vent d'AB Aur (prototype des étoiles Ae/Be de Herbig), observée avec le télescope spatial Hubble, nous a conduits à développer une méthode pour simuler la présence de globules chauds (T ~ 10 5 K) créés par des chocs, selon un modèle inspiré du vent solaire. Ce modèle nous permet également d'expliquer l'émission X observée par le satellite ROSAT. Les pertes radiatives occasionnées par ces globules sont supérieures à l'énergie cinétique du vent, ce qui montre que d'autres processus dissipatifs sont à l'oeuvre dans le vent de cette étoile. Ce travail constitue la première étape vers la prise en compte des écarts à la symétrie sphérique, révélés par la modulation rotationnelle de certaines raies du vent d'AB Aur. L'étude de la raie He l D3 a permis de poser les premières contraintes sur la physique à la base du vent d'AB Aur. Pour former une composante en émission décalée vers le bleu conforme aux observations, il est nécessaire de considérer des gradients de vitesse et des taux de perte de masse très élevés. Ce résultat montre que le vent d'AB Aur est fortement hétérogène, y compris dans les régions où il prend naissance. Il apparaît aussi que la composante en émission décalée vers le rouge de cette raie ne peut pas se former dans le vent mais qu'elle est vraisemblablement le résultat d'une accrétion de matière sur les pôles de l'étoile. Ces résultats représentent un ensemble de contraintes fortes, sur lequel il est désormais possible de s'appuyer pour mener à bien une étude théorique des vents des étoiles Ae/Be de Herbig.

La diffusion atomique joue un rôle déterminant dans l'évolution d'étoiles de plusieurs types (Michaud 1970). Dans ces étoiles, la diffusion atomique est principalement régie par la compétition entre l'accélération gravitationnelle et les accélérations radiatives et peut par ce biais mener à de fortes anomalies d'abondances. À l'aide d'un modèle évolutif qui considère les accélérations radiatives de 28 espèces, il est possible de modéliser plusieurs types d'étoiles de Population I, incluant le Soleil (Turcotte et al. 1998a), les étoiles de type F (Turcotte et al. 1998b), les étoiles AmFm (Richer et al. 2000; Richard et al. 2001) et les étoiles de métallicité solaire ayant une masse entre 0.5 et 1.4 Msol (Michaud et al. 2004), ainsi que des étoiles de Pop II (Michaud et al. 2005). Cependant, les modèles qui ne considèrent que la diffusion atomique comme processus de transport dans les intérieurs stellaires génèrent des anomalies d'abondance plus grandes que celles observées pour les étoiles de type Am, Ap et HgMn. Dans ces étoiles, il y a donc un ou plusieurs autres processus qui peuvent influencer le transport de particules, tels la circulation méridionale, la turbulence et la perte de masse. L'objet de cet thèse est de contraindre l'importance de la perte de masse dans l'intérieur de plusieurs étoiles chimiquement particulières de Pop I et Pop II, tout en essayant de différencier ces effets par rapport à ceux reliés aux processus de mélange turbulents. / Atomic diffusion plays an important role in the evolution of many types of stars (Michaud 1970). In these stars, elemental migration is modulated by the competition between radiative accelerations and gravity, and can thus lead to important abundance anomalies both in the interior and at the surface of these stars. With a stellar evolution model which considers detailed particle transport with radiative accelerations for 28 elements, one can study the evolution of many types of stars of Pop II including the Sun (Turcotte et al. 1998a), F stars (Turcotte et al. 1998b), AmFm stars (Richer et al. 2000; Richard et al. 2001), as well as less massive stars (0.5 to 1.4 Msol) with solar metallicity (Michaud et al. 2004). Furthermore, such a model can also look into the evolution of Pop II chemically peculiar stars (Michaud et al. 2005). However, models which consider atomic diffusion as the sole process affecting particle transport lead to abundance anomalies which are greater than the ones observed. There is thus at least one macroscopic process which is preventing such large anomalies to appear at the surface. These processes include mass loss, meridional circulation and turbulence. The main goal of this thesis is to constrain the relative importance of mass loss in the interiors of many chemically peculiar stars of Pop I and Pop II, as well as to properly differentiate its effects from those generated by turbulent mixing processes.

L’étoile Wolf-Rayet WR 46 est connue pour sa variabilité complexe sur des échelles de temps relativement courtes de quelques heures et sur des échelles de temps plus longues de plusieurs mois. Des décalages périodiques mais intermittents en vitesse radiale ont déjà été observés dans ses raies d’émission optiques. Plusieurs périodes photométriques ont aussi été mesurées dans le passé. Des pulsations non-radiales, une modulation liée à la rotation rapide, ou encore la présence d’un compagnon de faible masse dont la présence reste à confirmer ont été proposées pour expliquer le comportement de l’étoile sur des échelles de temps de quelques heures. Dans un effort pour dévoiler sa vraie nature, nous avons observé WR 46 avec le satellite FUSE sur plusieurs cycles de variabilité à court terme. Nous avons trouvé des variations sur une échelle de temps d’environ 7,5 heures dans le continu ultraviolet lointain, dans l’aile bleue de la composante d’absorption du profil P Cygni du doublet de O vi 1032, 1038, ainsi que dans la composante d’absorption du profil P Cygni de S vi 933, 944. Nous avons également récupéré des données archivées de cette étoile obtenues avec le satellite XMM-Newton. La courbe de lumière en rayons X montre des variations sur une échelle de temps similaire aux courbes de lumière du continu ultraviolet et ultraviolet lointain, et le spectre rayons X de WR 46 est très mou avec un pic d’émission à des énergies plus faibles que 1 keV. Nous discutons des différentes contraintes sur la nature de la variabilité de cette étoile que ces nouvelles observations aident à poser. Parmi les scénarios suggérés, nous concluons que celui des pulsations non-radiales est le plus probable, bien que nous soyons encore loin d’une compréhension détaillée de WR 46. / The Wolf-Rayet star WR 46 is known to exhibit a very complex variability pattern on relatively short timescales of a few hours and also on longer timescales of months. Periodic but intermittent radial velocity shifts of optical lines as well as multiple photometric periods have been found in the past. Nonradial pulsations, rapid rotational modulation or the presence of a yet-to-be-confirmed low-mass companion have been proposed to explain the short-term behaviour. In an effort to unveil its true nature, we observed WR 46 with FUSE over several short-term variability cycles. We found significant variations on a timescale of about 7.5 hours in the FUV continuum, in the blue edge of the absorption trough of the O vi 1032, 1038 doublet P Cygni profile, and in the S vi 933, 944 P Cygni absorption profile. We also retrieved archival XMM-Newton data of this star. We found the X-ray light-curve to show variations on a timescale similar to the UV and FUV continuum light-curves, and the X-ray spectrum of WR 46 to be very soft with a peak below 1 keV. We discuss the different constraints on the nature of the variability that these new observations help to establish. Among the suggested scenarios, we conclude that non-radial pulsations is the most likely, although we are far from a complete picture.