Depuis plusieurs décennies, les observations des oscillations stellaires et la recherche d'exoplanètes se sont développées en parallèle, en utilisant les mêmes méthodes et les mêmes instruments : la méthode de vitesse radiale, à partir d'instruments au sol comme SOPHIE à l'OHP ou HARPS au Chili, et la méthode photométrique, à partir d'instruments spatiaux, comme CoRoT et Kepler. L'intérêt d'étudier les oscillations des étoiles centrales de systèmes planétaires est apparu dès le début de ces observations. La caractérisation des planètes nécessite une très bonne connaissance de l'étoile centrale et particulièrement de ses paramètres globaux comme la masse, le rayon, la température. L'étude de la différence entre les étoiles possédant des planètes et celles qui n'en ont pas, peut apporter des informations précieuses pour mieux comprendre la formation des systèmes planétaires. Dans cette thèse, nous avons choisi d'étudier précisément trois étoiles centrales de systèmes planétaires de type solaire : (i) HD 52265, la seule étoile cible principale de CoRoT, observée pendant plusieurs mois consécutifs avec une précision inégalée; (ii) 94 Cet, une étoile centrale de système planétaire dont les paramètres spectroscopiques ressemblent à ceux de  Virginis, étoile sans planète détectée, elle-même bien étudiée par ailleurs. 94 Cet a été observée avec le spectromètre HARPS à La Silla, Chili; (iii) 51 Pegasi, étoile "mythique", hôte de la première exoplanète observée en 1995 par Michel Mayor et Didier Queloz. Cette étoile a été observée avec le spectromètre SOPHIE à l'Observatoire d'Haute Provence. Dans tous les cas, nous avons comparé les fréquences observées et leurs combinaisons, avec celles calculées pour des modèles obtenus avec le Toulouse-Geneva Evolution Code. Les fréquences ont été calculées avec le code PULSE, de Montréal. Divers aspects physiques ont été testés, en particulier la diffusion atomique incluant les forces radiatives sur les éléments lourds. Nous avons obtenu des résultats intéressants pour ces trois étoiles, pour lesquelles les approches sont différentes. Dans les trois cas nous déduisons les paramètres extérieurs et des informations sur la structure. Ce travail comprend à la fois un aspect observationnel et de modélisation. C'est donc une approche assez complète de l'astérosismologie et de ses techniques.

Cette thèse présente une étude empirique et théorique approfondie de l'évolution spectrale des étoiles naines blanches, avec un accent particulier sur les naines blanches chaudes. La composition atmosphérique (et donc l'apparence spectrale) de ces cadavres stellaires peut changer drastiquement avec le temps à mesure qu'ils se refroidissent. Ce phénomène est généralement interprété comme le résultat d'une compétition entre divers mécanismes de transport des éléments dans l'enveloppe stellaire (tels que la diffusion, la convection, les vents et l'accrétion), mais demeure mal compris à plusieurs égards. Il est impératif de remédier à cette situation pour être en mesure d'exploiter le potentiel immense des naines blanches pour notre compréhension du passé de la Galaxie. Pour mieux caractériser l'incidence de l'évolution spectrale, nous effectuons tout d'abord une analyse spectroscopique exhaustive de près de 2000 naines blanches chaudes (Teff > 30,000 K) observées par le relevé SDSS. Nous déterminons les propriétés atmosphériques (notamment la température effective et la composition de surface) de ces objets à l'aide d'un nouvel ensemble de modèles d'atmosphère calculé spécifiquement à cet effet. En examinant la fréquence relative des étoiles riches en hydrogène et riches en hélium en fonction de la température, nous obtenons pour la première fois un portrait empirique détaillé de l'évolution spectrale des naines blanches chaudes. Plus spécifiquement, nous déduisons (1) qu'environ une étoile sur quatre arrive sur la séquence de refroidissement avec une atmosphère d'hélium, et (2) qu'environ deux tiers de ces objets développent ultérieurement une atmosphère d'hydrogène. En outre, nous accordons une attention particulière aux naines blanches hybrides (qui montrent à la fois des traces d'hydrogène et d'hélium) de notre échantillon et à ce que ces objets distinctifs nous apprennent sur l'évolution spectrale. Nous étudions ensuite l'évolution spectrale d'un point de vue théorique en modélisant les transformations chimiques qui s'opèrent dans les naines blanches. Pour ce faire, nous utilisons le code d'évolution stellaire STELUM, qui inclut un traitement cohérent et réaliste du transport des éléments et nous permet donc de réaliser les simulations numériques d'évolution spectrale les plus sophistiquées à ce jour. Nous modélisons la diffusion de l'hydrogène résiduel dans une enveloppe d'hélium à haute température, qui mène ultimement à la formation d'une atmosphère d'hydrogène. Nous simulons également le mélange convectif de cette couche superficielle d'hydrogène avec la couche sous-jacente d'hélium à basse température, qui produit à nouveau une surface dominée par l'hélium. En outre, nous étudions le transport du carbone dans les étoiles riches en hélium, incluant à la fois le tri gravitationnel à haute température et le dragage convectif à basse température. Ces calculs donnent lieu à plusieurs résultats astrophysiques d'intérêt. Nous obtenons notamment une contrainte inédite sur la quantité d'hydrogène résiduel contenue dans les naines blanches chaudes dominées par l'hélium. Nous démontrons aussi que la bifurcation observée dans le diagramme couleur-magnitude des naines blanches découvertes par le satellite Gaia est une signature du processus de mélange convectif à basse température. Par ailleurs, nos modèles fournissent de précieuses informations sur les propriétés des étoiles polluées par le carbone, en particulier sur leur masse et leur zone convective. Enfin, le résultat le plus important de cette thèse est la résolution définitive du problème le plus sérieux de la théorie de l'évolution spectrale, soit le problème de l'origine de l'hydrogène à la surface des naines blanches de type DBA. / This thesis presents an in-depth empirical and theoretical study of the spectral evolution of white dwarf stars, with a particular focus on hot white dwarfs. The atmospheric composition (and thus the spectral appearance) of these stellar remnants can change drastically over time as they cool. This phenomenon is generally interpreted as the result of an interplay between various element transport mechanisms in the stellar envelope (such as diffusion, convection, winds, and accretion), but remains poorly understood in several respects. It is imperative to remedy this situation to be able to exploit the immense potential of white dwarfs for our understanding of the past of the Galaxy. To better characterize the incidence of spectral evolution, we first carry out an exhaustive spectroscopic analysis of nearly 2000 hot white dwarfs (Teff > 30,000 K) observed by the SDSS survey. We determine the atmospheric properties (in particular the effective temperature and surface composition) of these objects using a new set of model atmospheres calculated specifically for this purpose. By examining the relative frequency of hydrogen-rich and helium-rich stars as a function of temperature, we obtain for the first time a detailed empirical picture of the spectral evolution of hot white dwarfs. More specifically, we infer (1) that about one in four stars enters the cooling sequence with a helium atmosphere, and (2) that about two-thirds of these objects eventually develop a hydrogen atmosphere. Furthermore, we pay special attention to the hybrid white dwarfs (which exhibit traces of both hydrogen and helium) in our sample and to what can be learned about spectral evolution from these distinctive objects. We then study spectral evolution from a theoretical point of view by modeling the chemical transformations that take place in white dwarfs. To do this, we use the stellar evolution code STELUM, which includes a consistent and realistic treatment of element transport and therefore allows us to perform the most sophisticated numerical simulations of spectral evolution to date. We model the diffusion of residual hydrogen in a helium envelope at high temperature, which ultimately leads to the formation of a hydrogen atmosphere. We also simulate the convective mixing of this superficial hydrogen layer with the underlying helium layer at low temperature, which once again produces a helium-dominated surface. Furthermore, we study the transport of carbon in helium-rich stars, including both gravitational settling at high temperature and convective dredge-up at low temperature. These calculations give rise to several astrophysical results of interest. In particular, we obtain an unprecedented constraint on the amount of residual hydrogen contained within hot helium-dominated white dwarfs. We also demonstrate that the bifurcation observed in the color-magnitude diagram of white dwarfs discovered by the Gaia satellite is a signature of the convective mixing process at low temperature. Furthermore, our models provide valuable information on the properties of carbon-polluted stars, in particular on their mass and convective zone. Finally, the most important result of this thesis is the definitive resolution of the most serious problem of the theory of spectral evolution, namely the problem of the origin of hydrogen at the surface of DBA-type white dwarfs.

Mémoire numérisé par la Direction des bibliothèques de l'Université de Montréal.

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Les étoiles à neutrons sont parmi les objets les plus extrêmes dans l'univers. Elles sont des étoiles compactes, nées à la suite d'une explosion de supernova gravitationnelle, au point final de l'évolution stellaire. Le champ gravitationnel y est très fort, et la matière à l'intérieur atteint des densités extrêmement élevées. Elles sont donc des "laboratoires" prometteurs, non seulement pour tester le régime de champ fort en relativité générale, mais aussi pour en apprendre davantage sur la physique nucléaire à haute densité, qui actuellement ne peut pas être reproduit avec des expériences terrestres. Ainsi, les étoiles à neutrons nous permettent d'adresser des questions telles que l'existence éventuelle de particules autres que nucléons à haute-densité. À cause de la naissance violente de ces objets, les étoiles à neutrons très jeunes, que l'on appelle proto-étoiles à neutrons, sont également très chaudes, et souvent en rotation différentielle rapide. Dans cette thèse nous avons pour but de développer un modèle stationnaire d'une telle proto-étoile à neutrons.Ainsi, nous présentons une nouvelle méthode pour calculer numériquement les équations d'équilibre d'un fluide parfait relativiste, axisymétrique et stationnaire, en rotation différentielle et à température finie, valable pour une équation d'état réaliste. Nous présentons en détail le code (accessible au public) développé. Nous avons appliqué ce code avec des nouvelles équations d'état réalistes à température finie, basée sur une théorie relativiste du champ moyen, en incluant tous les degrés de liberté hyperoniques. Nous avons calculé des modèles relativistes stationnaires de proto-étoiles à neutrons en rotation différentielle rapide. Nous allons discuter les applications de nos modèles pour explorer plus en détail la physique de ces objets. / Neutron stars are among the most extreme objects in the universe. They are compact stars born as the aftermath of a core-collapse supernova explosion, at the endpoint of stellar evolution, with a strong gravitational field, and extremely high densities. They are therefore promising 'laboratories', not only to test the strong-field regime of general relativity, but also to learn about nuclear physics in the high density regime, which presently is not accessible in earth based experiments. This allows to address questions such as the possible existence of particles other than nucleons at high-densities. As a consequence of the violent birth of these objects, new-born (proto-)neutron stars are extremely hot and, in general, rapidly rotating, which raises interesting problems in the task of developing a stationary model of such objects.In this thesis, we present a new self-consistent method to numerically compute the equilibrium equations of stationary axisymmetric relativistic (differentially) rotating perfect fluids at finite temperature, with a realistic equation of state. We introduce in detail the (publicly available) code in which we implemented the described numerical scheme. We use newly developed realistic equations of state with finite temperature, which are based on density dependent relativistic mean field theory, and in which all hyperonic degrees of freedom are included, to compute realistic stationary relativistic models of rapidly differentially rotating proto-neutron stars. We discuss future applications of our code for further exploring the physics of proto-neutron stars.

L'analyse des abondances stellaires suppose souvent que les raies spectrales se forment à l'équilibre thermodynamique local (ETL). Cette hypothèse n'est pas toujours appropriée notamment pour les étoiles pauvres en métaux et/ou évoluées. Pour mieux comprendre ces étoiles et appréhender leur rôle dans l'enrichissement chimique de la Galaxie, il est devenu nécessaire d'adopter une description hors ETL (HETL) plus réaliste mais aussi plus complexe à mettre en oeuvre. Mon travail de thèse a consisté à construire des modèles d'atomes à partir des bases de données de physique atomique les plus récentes pour deux éléments α : le magnésium et le calcium. Ils ont un intérêt astrophysique important car ils permettent de caractériser l'enrichissement chimique des populations stellaires. J'ai donc développé un code de construction de modèles d'atomes, FORMATO, pour l'étude des raies spectrales HETL. J'ai utilisé ces modèles pour calculer une grille de corrections HETL à appliquer sur les largeurs équivalentes des principales raies de ces éléments, dont certaines seront observées par la mission Gaia, pour des géantes et des super- géantes. J'ai aussi appliqué ces résultats pour calculer des lois d'assombrissement centre-bord HETL pour le triplet IR du CaII qui ont permis de déterminer, pour la première fois, l'extension chromosphérique de la géante β Cet, grâce à des mesures interférométriques (VEGA@CHARA). Enfin, dans le cadre du Carina Project, j'ai mis en évidence des effets HETL sur l'équilibre d'ionisation du fer (~0,1 dex) dans un échantillon de 44 géantes rouges de la galaxie dSph Carina, en s'appuyant sur une étude comparée des raies du FeI et FeII à l'ETL et HETL.

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.

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