Cette thèse utilise le relevé de donné du Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System 1 Survey pour trouver de nouveaux satellites du Groupe Local: les galaxies naines et les amas globulaires. Le relevé est important pour résoudre les tensions entre les observations et les modèles. Premièrement, un algorithme de détection est développé, découvrant cinq nouveaux satellites. Bien que cinq découvertes soient faites, le nombre de découvertes est inférieur à ce qu’on s’attendrait, en présumant une distribution isotrope de galaxies naines. Ce résultat mène au deuxième objectif de la these: quantifier les limites de détections du relevé PS1. Les cartes d’efficacité de détection du ciel complet peuvent être utilisées pour quantifier la distribution (an)isotrope des galaxies satellites de la Voie Lactée. En outre, ces informations peuvent mener a redériver la fonction de luminosité des satellites. / This thesis uses the Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System 1 Survey to find new Local Group satellites such as dwarf galaxies and globular clusters. This survey is instrumental in helping resolve tensions that have become apparent between observation and theories. In a first phase, a search algorithm is developed, discovering five new satellites. Though yielding five discoveries, this number is lower than one would expect, assuming isotropy of the dwarf galaxies. This leads to the second aim of this thesis, namely quantifying the detection limits of the PS1 Survey. The detection efficiency maps over the entire PS1 sky can be used as a stepping–stone towards the quantification of the (an)isotropy of the Milky Way satellites’ distribution. Using this information, the luminosity function of these satellites can be re–derived.

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.

Le réseau de 5 télescopes Tcherenkov au sol H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System) permet de détecter des rayons gamma à très hautes énergies (E>50GeV) pour sonder les phénomènes non thermiques les plus violents de l'univers. Ces rayons gamma peuvent provenir de l'annihilation de particules de matière noire. L'astronomie gamma permet donc de rechercher les signatures de l'annihilation de particules de matière noire dans les régions denses de l'univers. Cette thèse est composée de trois parties. Après un bref rappel sur l'instrument H.E.S.S., sont présentés en premier lieu les tests de performance effectués pour l'étalonnage de la nouvelle électronique utilisée pour la modernisation des caméras des quatre télescopes CT1 à 4. L'analyse des premières données de la caméra CT1 modernisée montre la réduction du temps mort de lecture du réseau qui permettra de bénéficier pleinement de la stéréoscopie entre les 5 télescopes du réseau. La deuxième partie de la thèse traite des 10 ans d'observations de la région du Centre Galactique avec H.E.S.S. ainsi que les récentes observations obtenues avec l'ajout en 2012 du télescope de 28 mètres de diamètre (CT5) au centre du réseau. L'analyse des données de CT5 en direction de la source centrale HESS J1745-290 permet d'avoir accès aux événements aux plus basses énergies accessibles avec H.E.S.S. (100 GeV). Le spectre de la source centrale est en très bon accord avec celui de HESS J1745-290 mesuré avec CT1-4 et les données en dessous de 150 GeV permettent de raccorder ce dernier à celui de la source Fermi 3FGHL J1745.6-2859c.Dans la troisième partie, les 10 ans de données dans la région du Centre Galactique avec la première phase de H.E.S.S sont analysés pour rechercher un signal d'annihilation de matière noire à l'aide d'une méthode de vraisemblance utilisant les caractéristiques spectrale et spatiale du signal de matière noire par rapport à celles du bruit de fond. En l'absence de signal matière noire, les contraintes sont calculées sur la section efficace d'annihilation et, pour la première fois, un réseau de télescope Tcherenkov au sol est capable de sonder la section efficace d'annihilation thermique dans le cas d'un profil de matière noire piqué. La sensibilité sur la section efficace d'annihilation de l'instrument H.E.S.S. utilisant CT5 est ensuite présentée vers le Centre Galactique et la galaxie naine récemment découverte Reticulum II. La dernière partie de cette thèse étudie le potentiel du futur réseau de télescopes Tcherenkov CTA, (Cherenkov Telescope Array) pour la détection d'un signal d'annihilation de matière noire. Vers la région du Centre Galactique le signal de matière noire attendu est significativement augmenté par la contribution de rayons gamma produits par effet Compton inverse d'électrons et positrons énergétiques sur les champs de radiation ambiants. La sensibilité obtenue permet à CTA de sonder la section efficace d'annihilation thermique dans tous les canaux d'annihilation dans le cas d’un profil de matière noire piqué. L’impact sur la sensibilité de CTA des erreurs systématiques et de l’émission diffuse mesurée par Fermi est aussi montré. Dans le cas des galaxies naines satellites de la Voie Lactée, les performances de CTA permettent de les considérer comme des objets spatialement étendus, et d'obtenir une sensibilité compétitive avec celle du Centre Galactique dans le cas d’un profil à cœur de plusieurs kpc. Dans le cas d'un signal de matière noire de type ligne, CTA sera capable de contraindre fortement des modèles spécifiques de matière noire au TeV grâce à l'effet Sommerfeld, comme le Wino et le MDM-5plet. / The ground-based Cherenkov telescope array H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System) is able to detect gamma rays at very high energies (E> 50GeV) to probe the most violent non-thermal phenomena in the universe. These gamma rays can also come from dark matter particle annihilation. Gamma-ray astronomy provides a promising avenue to search for signatures of these annihilations in overdense regions of the universe. This thesis is composed of three parts. After a brief reminder of the H.E.S.S. instrument, the performance tests to calibrate the new electronics used for the modernization of the four cameras CT1-4 telescopes are presented. The analysis of the upgraded camera raw data shows a reduction global array dead time allowing to maximize the benefit of the stereoscopy between the 5 telescopes. The second part of the thesis deals with 10 years of observations of the Galactic Center region with H.E.S.S. and recent observations taken with the 28-meter-diameter telescope (CT5) located at the center of the array. The data analysis towards the central source HESS J1745-290 provides access to events at lower energies (100 GeV). The spectrum of the central source is in very good agreement with the one of HESS J1745-290 measured with CT1-4 and data below 150 GeV enable to connect it to the Fermi 3FGHL J1745.6-2859c source spectrum. In the third part, the 10 years of data in the region of the Galactic Centre with the first phase of H.E.S.S. are scanned for a dark matter annihilation signal using a likelihood method using the spectral and spatial characteristics of the dark matter signal compared to background. No dark matter signal is detected. The constraints are calculated on the annihilation cross section and, for the first time, a ground-based Cherenkov telescope array is capable to probe the thermal cross section in the case of a cuspy dark matter profile. The sensitivity of the annihilation cross section of the H.E.S.S. instrument using CT5 is then presented toward the Galactic Center and the recently discovered dwarf galaxy Reticulum II. The last part of the thesis studies the potential of the future ground-based instrument CTA (Cherenkov Telescope Array) for the detection of dark matter annihilation signal. Towards the Galactic Center region, the expected dark matter signal is significantly increased by the contribution of gamma rays produced by inverse Compton process of energetic electrons and positrons on ambient radiation fields. The sensitivity obtained enables CTA to probe the thermal cross section in all annihilation channels for a cuspy dark matter profile. The impact on CTA sensitivity of systematic errors and diffuse emission measured by Fermi is also shown. In the case of dwarf galaxy satellites of the Milky Way, the CTA performances enable to consider them as extended objects and provide a competitive sensitivity with the Galactic Centre sensitivity for a kpc-core profile. In the case of a line signal, CTA will be able to strongly constrain specific TeV dark matter models through the Sommerfeld effect, as Wino and MDM-5plet.

Cette thèse présente les avancées dans l'étude des étoiles naines blanches magnétiques. L'étude des étoiles naines blanches en général, le state final d'évolution de près de 95% des étoiles de notre galaxie, permet d'obtenir de l'information cruciale sur leurs progéniteurs. Se pencher sur les propriétés des champs magnétiques des étoiles naines blanches par opposition à celles de leur progéniteur, beaucoup plus difficiles à observer en partie à cause de la faible intensité du champ, est bien plus réalisable. Plusieurs hypothèses ont été formulées afin de décrire l'origine et l'évolution de ces objets atypiques. Que les champs soient d'origine fossile suite à l'évolution d'une étoile isolée et conservation du flux magnétique, ou créés lors de la rotation rapide de la fusion de deux étoiles, il nous faut bien comprendre leur résultat, les naines blanches magnétiques, avant de pouvoir retracer leur évolution. Toutefois, les modèles de naines blanches magnétiques d'aujourd'hui reposent sur un nombre d'approximation, qui ne sont valides jusqu'à une relativement faible intensité de champ. Ceci a été la motivation derrière ce projet de doctorat. Nous avons implémenté un traitement des raies d'absorption utilisant le calcul des énergies de transition de l'atome d'hydrogène et d'hélium sous champs magnétiques arbitraires. Ces calculs, fournis par le groupe de l'université de Tübingen en Allemagne, ont utilisé une approche numérique à la résolution de l'Hamiltonien de l'atome d'hydrogène et d'hélium en présence d'un champ magnétique d'intensité arbitraire. Cet ajout aux modèles d'atmosphères permet de modéliser la position et l'intensité des raies d'absorption dans le spectre des étoiles. Une procédure de discrétisation de la surface visible de l'étoile nous permet de modéliser des champs magnétiques avec une géométrie arbitraire, tel qu'un dipôle décentré et incliné par rapport à l'observateur. Ces nouveaux outils ont été utilisés afin d'étudier en premier lieu un ensemble des naines blanches magnétiques avec une atmosphère riche en hydrogène. De ces résultats, nous avons déterminé une distribution de masse de ces étoiles, avec une masse moyenne significativement plus élevée que leurs homologues non-magnétiques, tels qu'attendu par les théories d'évolution binaires. Les informations extraites des différentes caractéristiques des distributions obtenues suite à cette analyse ne nous permettent cependant pas de favoriser une hypothèse d'évolution plutôt qu'une autre. Suite à ceci, celles avec une atmosphère riche en hélium ont été les prochaines à être analysées. Nous avons ainsi déterminé rigoureusement, pour la première fois, les paramètres magnétiques de ces étoiles riches en hélium. / This thesis presents advances in the study of magnetic white dwarf stars. The study of white dwarf stars in general, the final state of evolution of nearly 95% of the stars in our galaxy, provides crucial information about their progenitors. It is much more feasible to study the magnetic field properties of white dwarf stars as opposed to their progenitor stars, which are much more difficult to observe in part because of the weak field strength. Several hypotheses have been formulated to describe the origin and evolution of these atypical objects. Whether the fields are of fossil origin following the evolution of an isolated star and conservation of magnetic flux, or created during the rapid rotation of the merger of two stars, we need to understand their result, the magnetic white dwarfs, before we can trace their evolution. However, today's models of magnetic white dwarfs rely on a number of approximations, which are only valid up to relatively low field strengths. This was the motivation behind this doctoral thesis. We have implemented a treatment of the absorption lines using the calculation of the transition energies of the hydrogen and helium atom under arbitrary magnetic fields. These calculations, provided by the group of the University of Tubingen in Germany, used a numerical approach to the resolution of the Hamiltonian of the hydrogen and helium atom in the presence of a magnetic field of arbitrary intensity. This addition to atmospheric models allows to model the position and intensity of absorption lines in the spectrum of stars. A discretization procedure of the visible surface of the star allows us to model magnetic fields with an arbitrary geometry, such as an offset and inclined dipole. These new tools have been used to study first a set of magnetic white dwarfs with a hydrogen-rich atmosphere. From these results, we have determined a mass distribution of these stars, with an average mass significantly higher than their non-magnetic counterparts, as expected by the binary evolution theories. The information extracted from the different characteristics of the distributions obtained from this analysis does not however allow us to favor one evolutionary hypothesis over another. Following this, those with a helium rich atmosphere were the next to be analyzed. We have thus determined rigorously, for the first time, the magnetic parameters of these helium-rich stars.

Le nombre de systèmes planétaires connus ne cesse de croître depuis la découverte de la première exoplanète il y a déjà quelques décennies. Cependant, ces systèmes connaîtront éventuellement la mort de leur étoile, s’ils ne l’ont pas déjà connue. Ces étoiles deviendront des naines blanches. Pourtant, peu de planètes ont été découvertes autour de naines blanches. Une théorie populaire propose la survie des planètes géantes autour de celles-ci. Il est toutefois difficile de rechercher des planètes autour de naines blanches, entre autres, à cause de leurs petits rayons et de leurs raies spectrales peu nombreuses. L’imagerie de noyaux de phase est une méthode prometteuse pour la recherche d’exoplanètes autour de naines blanches puisqu’elle permet l’exploration à des séparations angulaires très petites allant jusqu’à la moitié de la limite de diffraction. Il s’agit de détecter un signal astrophysique par l’entremise de l’annulation des erreurs de phase instrumentales produites par le télescope. Ce projet vise à évaluer les performances de l’instrument MIRI du JWST pour détecter des exoplanètes autour de naines blanches avec cette technique. Pour ce faire, les observations de quatre naines blanches ont été analysées. Ce projet a permis de découvrir deux exoplanètes candidates, soient WD 1202−232 b et WD 2105−820 b sur un échantillon de quatre naines blanches. Elles ont été détectées par imagerie directe standard, mais aussi par imagerie de noyaux de phase. Les candidates se trouvent respectivement à une séparation de 1230 ± 20 mas et 2210 ± 20 mas de leur étoile et leurs rapports de flux sont de 63 ± 2 pour le système WD 1202−232 et de 29 ± 3 pour le système WD 2105−820. Si les candidates sont confirmées, la masse de WD 1202−232 b se situerait entre 1 et 7 \(M_J\), alors que la masse de WD 2105−820 b se situerait entre 1 et 2 \(M_J\). Des analyses et des simulations ont aussi été faites dans le but de tester les performances de l’imagerie par noyaux de phase avec les observations du JWST/MIRI à différents régimes de signal sur bruit. / The number of known planetary systems has been continuously increasing since the discovery of the first exoplanet several decades ago. However, these systems will eventually experience the death of their star, if they have not already. These stars will become white dwarfs. Yet, few planets have been discovered around white dwarfs. A favored theory suggests the survival of giant planets around them. However, it is challenging to search for planets around white dwarfs, among other reasons, due to their small radii and limited number of spectral lines. Kernel phase imaging is a promising method for the search for exoplanets around white dwarfs as it allows exploration at very small angular separations down to half the diffraction limit. This involves detecting an astrophysical signal through the cancellation of instrumental phase errors produced by the telescope. This project aims to evaluate the performance of JWST’s MIRI instrument in detecting exoplanets around white dwarfs using this technique. To achieve this, the observations of four white dwarfs were analyzed. This project has led to the discovery of two candidate exoplanets, namely WD 1202−232 b and WD 2105−820 b, in a sample of four white dwarfs. They were detected through standard direct imaging but also through kernel phase imaging. The candidates are located at a separation of 1230 ± 20 mas and 2210 ± 20 mas from their star, with flux ratios of 63 ± 2 for the WD 1202−232 system and 29 ± 3 for the WD 2105−820 system. If confirmed, the mass of WD 1202−232 b would be between 1 and 7 \(M_J\), while the mass of WD 2105−820 b would be between 1 and 2 \(M_J\). Analyses and simulations were also conducted to test the performance of kernel phase imaging with JWST/MIRI observations under various signal-to-noise regimes.

Dans le contexte de la recherche des compagnons de faibles masses, planètes et naines brunes, et des disques de poussières autour des étoiles brillantes, une première partie de mon travail est consacrée à l'étude des performances de détection des instruments dédiés à l'imagerie à haut contraste et à haute résolution angulaire. Je me suis particulièrement intéressé aux instruments équipant actuellement les grands telescopes au sol, qui sont composés d'un système d'optique adaptative et d'une caméra infrarouge, couplée à un coronographe stellaire. J'ai eu la chance de participer aux phases d'intégration et de tests de l'instrument d'optique adaptative NAOS. Il est actuellement installé sur le télescope UT4 du Very Large Telescope de l'ESO, au Chili. J'ai, ensuite, developpé un modèle de contraste afin de cerner et d'étudier le comportement des différentes limitations dans une image d'optique adaptative, en fonction de la configuration observationnelle choisie, des modes de fonctionnement du détecteur, des caractéristiques de l'instrument utilisé et de la qualité d'image liée aux conditions atmosphériques. Cette réflexion a été déterminante dans le cadre du second volet de mon travail, portant sur la recherche en imagerie coronographique des compagnons naines brunes ou planètes et des disques circumstellaires. Deux catégories d'étoiles se sont avérées particulièrement propices à ce type d'étude. Il s'agit des membres des associations jeunes et proches, favorisant, par leur statut évolutif, la détection d'objets peu massifs, et les étoiles ayant une planète détectée par des mesures de vitesses radiales. Je présente, d'une part, les résultats que j'ai obtenus, concernant la détection de plusieurs compagnons de faibles masses probables, dans les associations jeunes du groupe Beta Pictoris, de MBM12 et de Tucana-Horologium, ainsi qu'une étude statistique, sans précédent, sur la fraction de compagnons stellaires et naines brunes parmi ces étoiles. Je décris, d'autre part, les résultats obtenus lors de relevés systématiques d'imagerie profonde des étoiles ayant des planètes. Ils concernent la découverte d'objets faibles, jusqu'à présent inconnus dans l'environnement de ces étoiles, et les capacités de détection atteintes grâce à l'imagerie à haut contraste et à haute résolution angulaire.

Les naines brunes sont, en termes de masse, les objets astrophysiques intermédiaires entre les planètes géantes gazeuses et les étoiles de faible masse. Elles se forment de la même manière que les étoiles, par contraction gravitationnelle d’un fragment de nuage de gaz moléculaire ayant atteint la limite de Jeans, mais se différencient par leur incapa- cité à produire les réactions de fusion de l’hydrogène dans leur cœur. Les naines brunes sont par conséquent des objets qui se refroidissent graduellement, et dont les propriétés spectrales évoluent au cours du temps. Ce mémoire présente la recherche de nouvelles candidates de type spectral T tardif et Y, dans le but de compléter le relevé des naines brunes du voisinage solaire. Cette recherche est motivée par deux objectifs principaux. Premièrement, un échantillon com- plet des objets de faible masse est nécessaire pour contraindre correctement la limite aux faibles masses de la fonction de masse initiale des nuages interstellaires, problème clé en astrophysique actuellement. Deuxièmement, les naines brunes de types spectraux tardifs sont les objets stellaires dont les propriétés atmosphériques sont les plus semblables à celles des planètes géantes gazeuses. Par conséquent, la recherche de nouvelles naines brunes permet indirectement d’améliorer nos connaissances des exoplanètes, sans être contraints par la proximité d’étoiles brillantes. À partir du WISE All-Sky Source Catalog, nous avons établi un échantillon de 55 candidates naines brunes répondant aux critères photométriques attendus. Parmi ces can- didates, 17 ont fait l’objet d’un suivi photométrique en bande J à l’Observatoire du Mont-Mégantic, et 9 ont pu être détectées. De ces 9 détections, 4 objets présentent des mouvements propres cohérents avec ceux de naines brunes. / In terms of mass, brown dwarfs are the objects that bridge the gap between giant gaseous planets and low-mass stars. They form in the same way as stars, by gravita- tional collapse of a molecular cloud fragment that reached the Jeans limit, but differ by their inability to produce hydrogen nuclear fusion in their core. As a consequence, brown dwarfs are objects gradually cooling, and their spectral properties evolve over time. This thesis presents the search for new late T and Y dwarf candidates, in order to complete the sample of known brown dwarfs in the solar vicinity. This pursues two main objectives. First, a complete sample of low-mass objects will allow to better con- strain the low-mass edge of the initial mass function of interstellar clouds, currently one of the key problems in astrophysics. Second, late-type brown dwarfs are the stellar ob- jects that have spectral properties most similar to those of giant gaseous planets. As a consequence, the search for new brown dwarfs also aims to increase our knowledge on exoplanets, without being hindered by the glare of a host star. From the WISE All-Sky Source Catalog, we established a sample of 55 brown dwarf candidates having the expected photometric properties. We have been performing a J band follow-up of 17 of these candidates at the Observatoire du Mont-Mégantic, and we detected 9 of them. 4 of these 9 detections present a proper motion that is consistent with those of brown dwarfs.

Les naines brunes sont des objets astronomiques de faible masse ( 0.012 - 0.075 M_Sun ) et de basse température ( T < 3,500 K ). Bien qu’elles se forment comme des étoiles, c’est-à-dire par l’effondrement d’un nuage de gaz moléculaire, les naines brunes n’ont pas une masse suffisante pour entretenir des réactions de fusion nucléaire en leur coeur. Les naines brunes relativement chaudes (type L) sont recouvertes de nuages de poussière mais ces derniers disparaissent progressivement de l’atmosphère lorsque la température chute sous les 1,500 K (type T). Les naines brunes près de la transition L/T devraient donc être partiellement recouvertes de nuages. De par leur rotation relativement rapide (2 h - 12 h), le couvert nuageux inhomogène des naines brunes devrait produire une variabilité photométrique observable en bande J (1.2 um), la longueur d’onde à laquelle les nuages ont la plus forte opacité. Ce mémoire présente les résultats d’une recherche de variabilité photométrique infrarouge pour une dizaine de naines brunes de type spectral près de la transition L/T. Les observations, obtenues à l’Observatoire du Mont-Mégantic, ont permis le suivi photométrique en bande J de neuf cibles. Une seule d’entre elles, SDSS J105213.51+442255.7 (T0.5), montre des variations périodiques sur une période d’environ 3 heures avec une amplitude pic-à-pic variant entre 40 et 80 mmag. Pour les huit autres cibles, on peut imposer des limites (3 sigma) de variabilité périodique à moins de 15 mmag pour des périodes entre 1 et 6 heures. Ces résultats supportent l’hypothèse qu’un couvert nuageux partiel existe pour des naines brunes près de la transition L/T mais ce phénomène demeure relativement peu fréquent. / Brown dwarfs are astronomical objects of low mass ( 0.012 - 0.075 M_Sun ) and low temperature ( T < 3,500 K ). While they do form like stars through gravitational collapse of a molecular gas cloud, they do not have sufficient mass to sustain nuclear fusion reactions in their core. Relatively hot brown dwarfs (type L) are covered by an homogeneous dust cloud cover that progressively disappears from their atmosphere when the temperature falls below 1,500 K (type T). Therefore, brown dwarfs near the L/T transition should be partially covered with clouds. Due to the fast rotation of brown dwarfs (2 h - 12 h), this inhomogeneous cloud cover should produce photometric variability observable in the J band (1.2 um), the wavelength at which the clouds have the strongest opacity. This thesis presents the results of a search for infrared photometric variability in brown dwarfs near the L/T transition. The observations, obtained at the Observatoire du Mont-Mégantic, have allowed the photometric follow-up of nine targets in the J band. Only one of them, SDSS J105213.51+442255.7 (T0.5), showed periodic variations with a period of about 3 hours with a peak-to-peak amplitude ranging from 40 to 80 mmag. For the remaining eight targets, we can place upper limits (3 sigma) of 15 mmag for the amplitude of periodic variability over a period range betwen 1 and 6 hours. While these results support the hypothesis that partial dust cloud covers do exist among L/T dwarfs, this phenomenon is by no means ubiquitous.

Le but de cette thèse est de raffiner et de mieux comprendre l'utilisation de la méthode spectroscopique, qui compare des spectres visibles de naines blanches à atmosphère riche en hydrogène (DA) à des spectres synthétiques pour en déterminer les paramètres atmosphériques (température effective et gravité de surface). Notre approche repose principalement sur le développement de modèles de spectres améliorés, qui proviennent eux-mêmes de modèles d'atmosphère de naines blanches de type DA. Nous présentons une nouvelle grille de spectres synthétiques de DA avec la première implémentation cohérente de la théorie du gaz non-idéal de Hummer & Mihalas et de la théorie unifiée de l'élargissement Stark de Vidal, Cooper & Smith. Cela permet un traitement adéquat du chevauchement des raies de la série de Balmer, sans la nécessité d'un paramètre libre. Nous montrons que ces spectres améliorés prédisent des gravités de surface qui sont plus stables en fonction de la température effective. Nous étudions ensuite le problème de longue date des gravités élevées pour les DA froides. L'hypothèse de Bergeron et al., selon laquelle les atmosphères sont contaminées par de l'hélium, est confrontée aux observations. À l'aide de spectres haute résolution récoltés au télescope Keck à Hawaii, nous trouvons des limites supérieures sur la quantité d'hélium dans les atmosphères de près de 10 fois moindres que celles requises par le scénario de Bergeron et al. La grille de spectres conçue dans ces travaux est ensuite appliquée à une nouvelle analyse spectroscopique de l'échantillon de DA du SDSS. Notre approche minutieuse permet de définir un échantillon plus propre et d'identifier un nombre important de naines blanches binaires. Nous déterminons qu'une coupure à un rapport signal-sur-bruit S/N > 15 optimise la grandeur et la qualité de l'échantillon pour calculer la masse moyenne, pour laquelle nous trouvons une valeur de 0.613 masse solaire. Finalement, huit nouveaux modèles 3D de naines blanches utilisant un traitement d'hydrodynamique radiative de la convection sont présentés. Nous avons également calculé des modèles avec la même physique, mais avec une traitement standard 1D de la convection avec la théorie de la longueur de mélange. Un analyse différentielle entre ces deux séries de modèles montre que les modèles 3D prédisent des gravités considérablement plus basses. Nous concluons que le problème des gravités élevées dans les naines blanches DA froides est fort probablement causé par une faiblesse dans la théorie de la longueur de mélange. / The goal of this thesis is to refine and to understand better the spectroscopic method, which compares optical spectra of hydrogen-atmosphere white dwarfs (DA) with synthetic spectra to determine the atmospheric parameters (effective temperature and surface gravity). Our approach rests mainly on the development of improved model spectra, which come themselves from DA model atmospheres. We present a new grid of DA synthetic spectra with the first consistent implementation of the non-ideal gas theory of Hummer & Mihalas and the unified theory of Stark broadening from Vidal, Cooper & Smith. This allows for an adequate treatment of the quenching effects in Balmer lines, without the need of a free parameter. We show that these improved spectra predict surface gravities that are much more stable as a function of the effective temperature. We then study the long-standing problem that surface gravities in cool DA stars are significantly higher than those found in hotter DA white dwarfs. The hypothesis of Bergeron et al., according to which the atmospheres are contaminated by small amounts of helium, is constrained with observations. Using high-resolution spectra collected at the Keck in Hawaii, we find superior limits on the helium abundances in the atmospheres that are nearly 10 times lower than those required to sustain the Bergeron et al. scenario. The grid of spectra calculated in this work is then applied to a new spectroscopic analysis of the DA in the SDSS. Our careful analysis allows us to define a cleaner sample and to identify a large number of double degenerates. We find that a cutoff at a signal-to-noise ratio S/N > 15 optimizes the size and quality of the sample for computing the average mass, for which we find a value of 0.613 solar mass. Finally, eight new 3D white dwarf models with a radiative-hydrodynamics treatment of the convection are presented. We also calculated models with the same physics, except for a treatment of the convection with the standard mixing-length theory. A differential analysis between these two sets of models shows that the 3D models predict considerably lower surface gravities. We conclude that the high-log g problem in cool DA white dwarfs is caused by a weakness in the mixing-length theory.

Mémoire numérisé par la Division de la gestion de documents et des archives de l'Université de Montréal.