Afin de mieux comprendre l'évolution des étoiles jeunes, nous avons utilisé un code Monte Carlo simulant leur environnement afin d'étudier une nouvelle distribution chez les étoiles Herbig Ae/Be et pour reproduire des cartes d'intensité et de polarisation linéaire obtenues au télescope Canada-France-Hawaii (TCFH) en novembre 2003. Le code datant de la fin des années 80, nous avons dû non seulement le corriger, mais aussi ajouter quelques éléments afin de tenir compte des dernières avancées dans le domaine de la polarisation provenant du milieu circumstellaire. Les étoiles à l'étude étant jeunes (moins de quelques millions d'années), leur voisinage est toujours constitué de grains de poussière mélangés avec du gaz. Selon leur âge, nous retrouvons cette poussière sous différentes structures soit, par exemple, par un disque entouré d'une enveloppe (objets jeunes de classe I) ou par un simple disque (objets de classe II et III). Selon la structure que prend la poussière, les cartes de polarisation et d'intensité qui en résultent vont changer. Nous allons discuter de cette variation des cartes de polarisation selon la distribution de poussière. Suite aux modifications apportées au code, il a fallu s'assurer que celui-ci fonctionne bien. Pour ce faire, nous avons mis au point quelques critères qui nous assurent, s'ils sont satisfaits, que le code Monte Carlo produit de bons résultats. Après avoir validé le code, il est maintenant possible de l'utiliser aux fins d'avancer le domaine de la polarisation. En effet, Dullemond et al.(2001) proposent une nouvelle distribution de grain autour des étoiles Herbig Ae/Be afin de mieux expliquer leur distribution d'énergie spectrale. Par contre, qu'en est-il des cartes de polarisation résultantes? C'est sur cette question que nous nous sommes arrêtés. Par la suite, nous avons essayé de reproduire du mieux possible, tenant compte des limitations du code, les cartes de polarisation obtenues au TCFH. Nous avons étudié en détail les données de R Mon (résultats qui seront présentés sous forme d'article pour fin de publication) et de V376 Cas. De plus, notre étude de V376 Cas nous a permis d'amener des conclusions sur les processus causant les vecteurs parallèles aux disques des étoiles jeunes. / To further understand the evolution of young stellar objects, we used a Monte Carlo code simulating their environment in order to study a new density distribution for the Herbig Ae/Be stars and to reproduce intensity and linear polarization maps obtained at the Canada-France-Hawaii telescope (CFHT) in November 2003. As the code was first created in the 80's, we had to correct some bugs and add new elements in order to take into account the latest advances in studies of polarization produced by circumstellar matter. Since the stars studied are young (less than a few million years), their neighborhood still contains dust mixed with gas which will be distributed according to their age. Younger stars will have a disk structure inside a bigger envelope (class I) while older stars will exhibit only a disk (class II and III). As we can expect, different structures create different intensity and polarization maps. We will discuss the variations induced in the polarization and intensity maps when changing the dust distribution. Following the modifications to the code, we ran some tests to check its functionality. We developed some criteria that once they are satisfied, we can safely assume the Monte Carlo code is operational and that it will produce good results. The code can now be used to increase our knowledge of circumstellar matter around young stellar objects. Indeed, Dullemond et al.(2001) proposed a new dust distribution around Herbig Ae/Be stars which explains better their spectral energy distribution (SED). However, there are still no studies to find out if the polarization maps resulting of this new distribution was also compatible with the observations. This problem was treated with our Monte Carlo code. We then tried to reproduce, as well as possible and taking into account the limits of the code, the polarization and intensity maps obtained at the TCFH. Our study was focused on R Mon, which is presented as an article to be submitted, and V376 Cas. Also, our study of V376 Cas helped us to shed some light on the causes for aligned polarization vectors seen on our maps.

Les naines brunes sont des astres incapables de déclencher et soutenir des réactions nucléaires dans leur cœur. En l’absence de cette source d’énergie, leur luminosité diminue avec le temps jusqu’à leur extinction complète. Leur flux aux longueurs d’onde de 0,8 à 2,35 μm est particulièrement altéré par l’humidité contenue dans l’atmosphère terrestre, ce qui complique l’étude de ces astres. Le but de la présente recherche est de vérifier si la division par un spectre d’étoile A0 est un moyen de corriger l’altération causée par l’atmosphère terrestre sur cette partie de leur spectre. Tout d’abord, des notions, pertinentes à la compréhension de ce travail, sont abordées. L’introduction présente quelques notions sur les naines brunes et sur l’atmosphère terrestre. Le deuxième chapitre concerne le traitement des données. Il traite de la calibration, de la mise en évidence du problème de non-répétabilité de la position de la fente du spectromètre SIMON ainsi que de ses causes. Il porte aussi sur l’uniformisation de la réponse des pixels et de la soustraction du ciel pour extraire les spectres. La méthode employée pour étudier l’effet de l’atmosphère terrestre sur les spectres de naines brunes y est présentée. Le troisième chapitre analyse les résultats obtenus par l’utilisation de l’étoile de référence de type A0 comme calibration pour corriger le spectre de naine brune, en assumant un même effet de l’atmosphère terrestre sur les deux types d’astres. Nous ne pouvons conclure, avec certitude, que l’absorption tellurique affecte de la même façon les deux spectres ni de quelle façon exactement ils sont affectés. Une recherche supplémentaire nécessitant de nouvelles prises de données à des masses d’air et à des taux d’humidité variés est requise. / Brown dwarfs are celestial bodies unable to sustain nuclear reactions. For this reason their luminosity declines until complete extinction. Their flux, particularly in the band between 0,8 and 2,35 μm, is absorbed by the water vapor in the terrestrial atmosphere. The goal of this research is to find a way to correct this part of their spectra affected by this effect. First, general notions needed to understand the project are exposed. The second chapter concerns the data reduction. The calibration, the problem of the position repeatability of the slit of the spectrometer SIMON and his cause are exposed. It discusses techniques to even up the pixels’ response and the substraction of the sky from the spectra. The method used to study the atmosphere effect on brown dwarf spectra is presented. The third chapter analyses the results that use the A0 reference star to correct the brown dwarf spectrum. We cannot conclude that the A0 spectrum is affected in the same way as the brown dwarf spectrum by the terrestrial atmosphere. The data from a single night do not allow a good analysis of this effect as a function of air mass and humidity level. Others missions are needed.

Nous présentons un modèle pour l’irradiance solaire spectrale entre 200 et 400 nm. Celui-ci est une extension d’un modèle d’irradiance solaire totale basé sur la simulation de la fragmentation et l’érosion des taches qui utilise, en entrée, les positions et aires des taches observées pour chaque pas de temps d’une journée. L’émergence des taches sur la face du Soleil opposée à la Terre est simulée par une injection stochastique. Le modèle simule ensuite leur désintégration, qui produit des taches plus petites et des facules. Par la suite, l’irradiance est calculée en sommant la contribution des taches, des facules et du Soleil inactif. Les paramètres libres du modèle sont ajustés en comparant les séquences temporelles produites avec les données provenant de divers satellites s’étalant sur trois cycles d’activité. Le modèle d’irradiance spectrale, quant à lui, a été obtenu en modifiant le calcul de la contribution des taches et des facules, ainsi que celle du Soleil inactif, afin de tenir compte de leur dépendance spectrale. Le flux de la photosphère inactive est interpolé sur un spectre synthétique non magnétisé, alors que le contraste des taches est obtenu en calculant le rapport du flux provenant d’un spectre synthétique représentatif des taches et de celui provenant du spectre représentatif du Soleil inactif. Le contraste des facules est quand à lui calculé avec une procédure simple d’inversion de corps noir. Cette dernière nécessite l’utilisation d’un profil de température des facules obtenu à l’aide de modèles d’atmosphère. Les données produites avec le modèle d’irradiance spectrale sont comparées aux observations de SOLSTICE sur UARS. L’accord étant peu satisfaisant, particulièrement concernant le niveau d’irradiance minimal ainsi que l’amplitude des variations, des corrections sont appliquées sur le flux du Soleil inactif, sur le profil de température des facules, ainsi qu’à la dépendance centre-bord du contraste des facules. Enfin, un profil de température des facules est reconstruit empiriquement en maximisant l’accord avec les observations grâce à un algorithme génétique. Il est utilisé afin de reconstruire les séquences temporelles d’irradiance jusqu’en 1874 à des longueurs d’ondes d’intérêt pour la chimie et la dynamique stratosphérique. / We present a model for spectral solar irradiance between 200 and 400 nm. It is an extension of a model for total solar irradiance based on sunspots fragmentation and erosion. This model takes the observed sunspot position and area as input for every oneday time step whereas emergences on the far side of the Sun are injected stochastically. The model simulates the spot’s disintegration and fragmentation into smaller structures such as spots and faculae and produces a magnetic structures area distribution evolving with time. The model contains many free parameters controlling the spots fragmentation, the quiet Sun irradiance, etc. They are adjusted by comparing the model outputs with observations from satellites spanning approximately three activity cycles. The model for spectral irradiance is a modified version of the model for total irradiance. More precisely, the spots and faculae contrast calculation and the quiet Sun contribution are adjusted to account for their spectral dependance. First, the quiet Sun flux is interpolated on a non magnetic synthetic spectrum, while the spots contrast is calculated with the ratio of the flux from a synthetic spectrum colder than the non magnetic photosphere, and the flux from a quiet Sun spectrum. The facular brightening is calculated with a simple procedure using the black body theory. This procedure interpolates a temperature associated with the formation height of photons from faculae on a temperature profile resulting from model atmosphere calculations. The spectral irradiance time series calculated with the model are compared to data from SOLSTICE on UARS. The two data sets do not agree very well, especially when we consider the minimum irradiance level and the amplitude variations over a complete cycle. Therefore, we apply a correction on the quiet Sun level and on the facular temperature profile. Finally, using a genetic algorithm, we reconstruct an empirical facular temperature profile by maximizing the fitness with observations. We use it to reconstruct spectral irradiance time series starting in 1874 at wavelengths of interest for stratospheric chemistry and dynamics.

Nous analysons les oscillations torsionnelles se développant dans une simulation magnétohydrodynamique de la zone de convection solaire produisant des champs magnétiques de type solaire (champs axisymétriques subissant des inversions de polarités régulières sur des échelles temporelles décadaires). Puisque ces oscillations sont également similaires à celles observées dans le Soleil, nous analysons les dynamiques zonales aux grandes échelles. Nous séparons donc les termes aux grandes échelles (force de Coriolis exercée sur la circulation méridienne et les champs magnétiques aux grandes échelles) de ceux aux petites échelles (les stress de Reynolds et de Maxwell). En comparant les flux de moments cinétiques entre chacune des composantes, nous nous apercevons que les oscillations torsionnelles sont maintenues par l’écoulement méridien aux grandes échelles, lui même modulé par les champs magnétiques. Une analyse d’échange d’énergie confirme ce résultat, puisqu’elle montre que seul le terme comprenant la force de Coriolis injecte de l’énergie dans l’écoulement. Une analyse de la dynamique rotationnelle ayant lieu à la limite de la zone stable et de la zone de convection démontre que celle-ci est fortement modifiée lors du passage de la base des couches convectives à la base de la fine tachocline s’y formant juste en-dessous. Nous concluons par une discussion au niveau du mécanisme de saturation en amplitude dans la dynamo s’opérant dans la simulation ainsi que de la possibilité d’utiliser les oscillations torsionnelles comme précurseurs aux cycles solaires à venir. / We study torsional oscillations developping in a magnetohydrodynamic simulation of the solar convective layers producing solar-like magnetic cycles (large-scale axisymmetric fields subjected to regular polarity reversals). Since these oscillations are similar to those observed in the Sun, we perform an analysis of large-scale zonal dynamics. We separate the large-scale terms (Coriolis force exerted on the meridional circulation and large-scale magnetic fields) from the small-scale contributions (Reynolds and Maxwell stresses). Upon comparing angular momentum fluxes between each of those components, we find that torsional oscillations are driven by the large-scale meridional flow, itself modulated by magnetic fields. An analysis of energy transfers confirms this result, where we see that only the Coriolis force term directly inputs energy in the flow. An analysis of angular momentum fluxes occuring at the interface between the stable and the convective zones shows that the local dynamics therein undergoes a complete shift in going from the base of the convective layers through the base of the thin tachocline developping just beneath it. We conclude by discussing the mechanism of amplitude saturation in the dynamo operating in the simulation and the possibility of using torsional oscillations as precursors to upcoming solar cycles.

Les naines brunes sont des objets de masse intermédiaire entre celle nécessaire pour former une étoile et celle d'une planète. Les naines brunes sont classées, des plus chaudes aux plus froides, en types spectraux L, T et Y, caractérisés par une couleur J-K moyenne qui varie de 1.2 à 1.8 pour les étoiles de type L0 à L8, et de 1.8 à -0.5 pour les étoiles de type L8 à T8. Par ailleurs, la couleur J-K de certains types spectraux présente une dispersion de l'ordre d'une magnitude. Ce travail tente de faire la lumière sur la nature de cette grande dispersion, présente dans la couleur J-K des naines brunes de type L2. Les observations ont été réalisées avec la caméra infrarouge CPAPIR à l'Observatoire du Mont Mégantic. Nous avons ciblé un total de 22 naines brunes qui ont été observées en K, et 12 parmi celles-ci ont aussi été observées en J. Chacune des naines brunes a été calibrée à l'aide d'une étoile standard, ce qui rend nos résultats indépendants des données 2MASS. Nous observons une corrélation entre les couleurs J-K de nos données et de celles de 2MASS. Cela montre que la grande dispersion en J-K de nos données et des données 2MASS est due aux propriétés physiques des naines brunes et non à des erreurs observationnelles. L'examen des facteurs qui pourraient être responsables de cette grande dispersion, soit la classification spectrale, la métallicité, la gravité de surface, une binarité non résolue, la présence de nuages de condensats et la rotation, montre que la gravité de surface serait le facteur le plus susceptible d'être responsable de la grande dispersion des valeurs de J-K. / Brown dwarfs are objects with a mass intermediate between that required to form a star and that of a planet. Brown dwarfs are classified, from higher to lower temperature, under spectral types L, T and Y, caracterized by a J-K average color that varies from 1.2 to 1.8 for types L0 to L8, and from 1.8 to -0.5 for types L8 to T8. Furthermore, the J-K color of some spectral types presents more than a magnitude of dispersion. This study attempts to explain the large dispersion of the J-K color of the type L2 brown dwarfs. Observations were made with the infrared camera CPAPIR at the Observatoire du Mont Mégantic. We targeted a total of 22 brown dwarfs that were observed in the K band, and 12 among them were also observed in the J band. Each brown dwarf was calibrated with a standard star, which makes our data independent from those of 2MASS. We observe a correlation between the J-K colors obtained from our data and those from 2MASS. This shows that the large J-K dispersion in the data is due to brown dwarf physical properties and not to observational errors. Consideration of the factors that could be responsible for this large dispersion, namely the spectral classification, the metallicity, the surface gravity, an unresolved binarity, the presence of clouds and rotation, shows that surface gravity is the factor most likely to explain the large J-K color dispersion.

Cette thèse de doctorat présente les résultats d'un relevé spectropolarimétrique visant la détection directe de champs magnétiques dans le vent d'étoiles Wolf-Rayet (WR). Les observations furent entièrement obtenues à partir du spectropolarimètre ESPaDOnS, installé sur le télescope de l'observatoire Canada-France-Hawaii. Ce projet débuta par l'observation d'un étoile très variable de type WN4 appelée EZ CMa = WR6 = HD 50896 et se poursuivit par l'observation de 11 autres étoiles WR de notre galaxie. La méthode analytique utilisée dans cette étude vise à examiner les spectres de polarisation circulaire (Stokes V) et à identifier, au travers des raies d'émission, les signatures spectrales engendrées par la présence de champs magnétiques de type split monopole dans les vents des étoiles observées. Afin de pallier à la présence de polarisation linéaire dans les données de polarisation circulaire, le cross-talk entre les spectres Stokes Q et U et le spectre Stokes V fut modélisé et éliminé avant de procéder à l'analyse magnétique. En somme, aucun champ magnétique n'est détecté de manière significative dans les 12 étoiles observées. Toutefois, une détection marginale est signalée pour les étoiles WR134, WR137 et WR138 puisque quelques-unes de leur raies spectrales semblent indiquer la présence d'une signature magnétique. Pour chacune de ces trois étoiles, la valeur la plus probable du champ magnétique présent dans le vent stellaire est respectivement de B ~ 200, 130 et 80 G. En ce qui concerne les autres étoiles pour lesquelles aucune détection magnétique ne fut obtenue, la limite supérieure moyenne de l'intensité du champ qui pourrait être présent dans les données, sans toutefois être détecté, est évaluée à 500 G. Finalement, les résultats de cette étude ne peuvent confirmer l'origine magnétique des régions d'interaction en co-rotation (CIR) observées chez plusieurs étoiles WR. En effet, aucun champ magnétique n'est détecté de façon convaincante chez les quatre étoiles pour lesquelles la présence de CIR est soupçonnée. / This thesis presents the results of a spectropolarimetric survey aimed at detecting directly the presence of magnetic fields in Wolf-Rayet (WR) stars. The search for the elusive WR fields began by observing the highly variable WN4 star EZ CMa = WR6 = HD 50896 and continued among a sample of eleven bright WR stars. All observations were obtained using the highly-efficient ESPaDOnS spectropolarimeter at the Canada-France-Hawaii telescope. The methodology used in this study attempts to detect the characteristic circular polarization (Stokes V) pattern in strong emission lines that is expected to arise as a consequence of a global magnetic field with a split monopole configuration. Since Stokes V data were affected by significant cross-talk from linear polarization to circular polarization, the spurious cross-talk signal was removed prior to applying the magnetic analysis. In the end, no magnetic fields are unambiguously detected in any of the observed stars. Nonetheless, the data show evidence supporting marginal detections for WR134, WR137 and WR138 for which the most probable field intensities, in the observable parts of the stellar winds, are B ~ 200, 130 and 80 G, respectively. In the case of non-detections, the average field strength upper-limit for the magnetic field is B ~ 500 G. Finally, this study cannot confirm the magnetic origin of co-rotating interaction regions observed in several WR stars since, out of 4 stars showing CIR-type variability, none showed decisive evidence for the presence of magnetic fields.

No description available.

Ce mémoire présente, pour la première fois, des analyses détaillées d’étoiles naines blanches montrant à la fois des éléments lourds et de forts champs magnétiques. Ces analyses sont effectuées à l’aide d’un tout nouveau code d’atmosphère pouvant calculer la position et la force des raies de tous les éléments (du carbone au cuivre) en régime Paschen-Back pour une géométrie de notre choix. Dans un premier temps, nous décrivons l'effet d'un champ magnétique sur les niveaux d'énergie atomiques, par l'effet Zeeman en champ faible puis en régime Pashen-Back lorsque l'approche perturbative n'est plus valide. Nous explorons ensuite l’effet de la géométrie du champ magnétique, notamment les différences entre les modèles calculés en supposant un champ magnétique uniforme (ou constant dans l'espace) et ceux ayant une géométrie dipolaire. Certaines études ont récemment affirmé qu’en présence d’un champ magnétique intense le mouvement convectif était fortement atténué, de sorte que l’atmosphère devenait pratiquement radiative (Tremblay et al., 2015). Nous explorons brièvement l’impact que peut avoir la suppression du transport d’énergie convective sur les résultats d’analyses d’étoiles magnétiques. Dans le but d'améliorer les analyses d'étoiles magnétiques, nous avons implémentés certains changements aux modèles d'atmosphères utilisés, tel que l'ajout du traitement magnétique des raies métalliques. Nos nouveaux outils nous permermetterons d'analyser de manière rigoureuse, pour la première fois, les étoiles G165-7, J2105+0900 et LHS 2534, trois étoiles magnétiques avec présence d'éléments lourds. Nous étudions leurs paramètres atmosphériques tels que la température effective, gravité de surface et abondances de métaux à partir de modèles standards ainsi qu’à partir de modèles radiatifs ou la convection a été artificiellement inhibée par la présence d’un champ magnétique intense. Nous observons que nos modèles riches en hydrogène sans convection ne reproduisent plus les observations, contrairement à ceux riches en hélium où la convection se produit hors de la région de formation des raies (soit plus profondément). Nous observons finalement qu'un champ magnétique dipolaire centré avec l'étoile ne reproduit pas bien les profils des raies d'un même multiplet, puisque les composantes sigma (celles à gauche et à droite de la raie centrale) prédites sont trop larges. Les observations spectroscopiques sont mieux reproduites à partir de modèles ayant un champ magnétique de surface constant, ou avec un dipôle toujours fortement décalé selon l’axe -z, indiquant que la géométrie réelle du champ magnétique est probablement plus complexe qu’un simple dipôle. / We present, for the first time, detailed analyses of white dwarf stars showing heavy metal lines and large magnetic fields. These analyses are carried out with a new atmosphere code able to compute the position and strength of lines for all elements (from carbon to copper) in the Paschen-Back regime for an arbitrary geometry. Firstly, we describe the effect of a magnetic field on the atomic energy levels, first with the Zeeman effect for weak fields then in the Paschen-Back regime when the pertubative approach is no longer valid. We then explore the effect of the magnetic field geometry, especially the differences between models calculated assuming a constant field and those with a dipolar geometry. Some studies recently suggested that in the presence of an intense magnetic field, the convective movement is strongly inhibited, renderingthe atmosphere mostly radiative (Tremblay et al., 2015). We briefly explore the impact the suppression of the convective energy transport can have on the analyses' results of magnetic stars. In order to carry out a thorough analysis of some magnetic stars, we have applied changes to the atmospheric models used, for example by adding magnetic treatment of metallic lines. With these new tools, we analyse for the first time, in a rigorous manner, the stars G165-7, J2105+0900 and LHS 2534, three magnetic stars showing heavy elements. We study their atmospheric parameters such as the effective temperature, surface gravity and metal abundances, and then explore the possibility of having pure radiative atmospheres, where the convection would be inhibited by intense magnetic fields. We find that hydrogen rich models cannot reproduce observations, unlike those rich in helium where the convective movement takes place out of the line forming region. We finally note that a centered dipolar magnetic field is not able to reproduce the line profiles of a given multiplet, since the sigma components (those to the left and the right of the central line) predicted are too broad. Spectroscopic observations are better reproduced with constant magnetic field models, or with a strongly offset dipole in the -z axis, indicating that the actual field geometry probably is more complex than a simple dipole.

No description available.

Les atmosphères de Jupiter chaudes reçoivent des quantitées extrêmes de radiation de leur étoile hôte, ce qui nous permet d’étudier les processus chimiques et dynamiques d’atmosphères dans un régime d’énergie qui n’est pas accessible par l’étude du système solaire. La spectroscopie de transit et d’éclipse secondaire permet la caractérisation de ces atmosphères. Toutefois, ces méthodes ne considèrent pas la variation spatiale des abondances moléculaires, du profil de température et des nuages dans l’atmosphère. À l’aide de la méthode de cartographie par éclipse secondaire à plusieurs longueurs d’ondes, il est possible de mesurer la distribution spatiale des paramètres atmosphériques. À ce jour, cette méthode n’a été appliquée qu’à la Jupiter chaude HD 189733 b à partir d’observations photométriques du télescope spatial Spitzer à 8 μm. Avec le lancement prochain du JWST, des observations à haute précision spectrophotométrique sont attendues, ce qui renforce le besoin pour une méthode permettant la simulation et l’analyse statistique d’observations d’éclipse secondaire à plusieurs longueurs d’ondes. Nous présentons une nouvelle méthode afin de simuler des courbes de lumière à plusieurs longueurs d’ondes, ainsi qu’une méthode statistique pour déterminer la distribution atmosphérique à partir d’observations. La simulation des courbes de lumière à plusieurs longueurs d’ondes est discrétisée pour permettre le calcul rapide des modèles nécessaire à l’analyse statistique d’observations. Nous appliquons cette méthode à des observations simulées de JWST NIRSpec pour la planète WASP-33 b à diverses distributions spatiales de coefficient de dissociation de l’eau. Nos résultats indiquent que 5 observations d’éclipse secondaire sont suffisantes pour mesurer la distribution spatiale du coefficient de dissociation de l’eau en longitude et latitude. L’application de la méthode de cartographie par éclipse secondaire à plusieurs longueurs d’ondes va permettre d’appronfondir d’avantage notre connaissance des processus dynamiques des atmosphères de Jupiter chaudes. / Hot Jupiter atmospheres, receiving extreme amounts of irradiation from their host star, enable us to study the atmospheric chemistry and dynamics of atmospheres at regimes that would otherwise be inaccessible from solar system observations. Transmission and emission spectroscopy of these atmospheres enables their characterization. However, these methods do not consider the spatial distribution of the molecular abundances, temperature profile, and clouds. Using multi-wavelength secondary eclipse mapping, it is possible to measure the spatial distribution of the atmospheric parameters. Secondary eclipse mapping has only been applied for photometric Spitzer/IRAC 8 μm observations of HD 189733 b so far. With the imminent launch of JWST, high-precision spectrophotometric observations of hot Jupiters are expected, reinforcing the need for a framework that can simulate and retrieve secondary eclipse mapping observations. We present a novel method to simulate secondary eclipse light curves for non-uniform atmospheres at multiple wavelengths, as well as a statistical method to retrieve the distribution from observations. The simulation of the multi-wavelength light curves is discretized to enable the fast computation necessary for statistical analysis of observations. We apply these methods to simulated JWST NIRSpec observations of WASP-33 b for various distributions of the water dissociation coefficient and conclude that 5 secondary eclipse observations are sufficient to constrain significant spatial variations in longitude and latitude. The application of the multi-wavelength secondary eclipse mapping to JWST will further deepen our understanding of the atmospheric dynamics processes to which hot Jupiter atmospheres are subjected.