Ce mémoire porte sur l'étude des étoiles naines blanches de type DB, dont le spectre est dominé par les raies d’hélium neutre. Des travaux récents ont révélé que les paramètres physiques mesurés à l'aide de la méthode dite spectroscopique —notamment la température effective et la masse de l'étoile — posaient problème pour ce type de naine blanche. Nous avons dans cette étude réexaminé un des ingrédients essentiels de cette méthode, soit le calcul de profils d'élargissement Stark des raies d'hélium neutre. Ce problème fut abordé il y a 25 ans par notre groupe de recherche en utilisant la théorie standard de l'élargissement Stark. Les profils semi-analytiques calculés dans le cadre de cette théorie considèrent les électrons comme étant dynamiques et les ions statiques. Avec l'amélioration de la puissance numérique des ordinateurs, d’autres groupes de recherche ont grandement amélioré le traitement de l'élargissement Stark en produisant des simulations numériques décrivant en détail la dynamique et les interactions des perturbateurs (ions et électrons) près de l'émetteur (l'atome d'hélium dans notre cas). Ils n'ont cependant généré de tables de profils Stark, applicables au calcul de spectres synthétiques d'étoiles naines blanches, que pour deux raies de l'atome d'hélium. Dans ce mémoire, nous décrivons la conception de notre propre environnement de simulation incluant certains aspects importants considérés dans les travaux précédents (unification du traitement des ions et électrons, correction pour la dynamique des ions, transition de la contribution des électrons à l'élargissement, du coeur aux ailes du profil, intégration numérique de l'opérateur quantique d'évolution temporelle de l'hélium perturbé par un champ électrique fluctuant, correction de Debye pour la corrélation du mouvement des perturbateurs chargés, variation de densité locale et réinjection de particules) afin de mieux représenter l'environnement dynamique de l'atome d'hélium. Des étapes intermédiaires, comme la construction de l'espace de simulation et le modèle quasi-statique, nous ont permis de valider cet espace de simulation ainsi que le respect de la statistique du système. Une fois ces étapes de validation franchies, nous avons produit des grilles de profils Stark pour les deux raies les plus importantes de l'atome d'hélium dans le domaine du visible, soit He ɪ λ4471 et He ɪ λ4922, pour des températures entre 10,000 K et 40,000 K et des densités électroniques entre 1 × 10¹⁴ cm⁻³ et 6 × 10¹⁷ cm⁻³. Une comparaison avec d'autres résultats publiés démontre que nos calculs rivalisent avec les meilleurs profils obtenus dans le domaine des simulations numériques de l'élargissement Stark. L'élaboration de cet outil ouvre la voie à la création d'une nouvelle génération de modèles d'atmosphères de naines blanches qui nous permettra de raffiner l'analyse spectroscopique de ces objets. / This thesis deals with the study of white dwarf stars of the DB type, whose spectrum is dominated by neutral helium lines. Recent work has revealed that physical parameters — namely the effective temperature and the stellar mass — measured using the so-called spectroscopic technique are problematic for this type of white dwarf. In this study, we re-examine one of the essential ingredients of this method, namely the calculation of Stark broadening profiles of neutral helium lines. This problem was addressed 25 years ago by our research group using the standard Stark broadening theory. Semi-analytical profiles calculated under this theory consider electrons as dynamic and ions as static. With the improvement of computer numerical power, other research groups have significantly improved the treatment of Stark brodening by producing numerical simulations describing in detail the dynamics and interactions of the perturbers (ions and electrons) near the emitter (the helium atom in our case). However, they generated Stark profile tables, applicable to the computation of synthetic spectra for white dwarf stars, for only two lines of the helium atom. In this thesis, we describe the creation of our own simulation environment including some important aspects considered in previous work (unification of ion and electron treatment, correction for ion dynamics, transition of the electron contribution to broadening from the core to the wings of the profile, numerical integration of the quantum operator of the time evolution of helium perturbed by a fluctuating electric field, Debye correction for the correlation of the motion of charged perturbers, local density variation and particle reinjection) in order to better represent the dynamical environment of the helium atom. Intermediate steps, such as the construction of the simulation space and the quasi-static model, allowed us to validate this simulation space and the respect of the system statistics. Once these validation steps were completed, we produced grids of Stark profiles for the two most important lines of the helium atom in the optical, namely He ɪ λ4471 et He ɪ λ4922, for temperatures between 10,000 K and 40,000 K and electronic densities between 1 × 10¹⁴ cm⁻³ and 6 × 10¹⁷ cm⁻³. A comparison with other published results shows that our calculations rival the best profiles obtained in the field of numerical simulations of Stark broadening. The development of this tool paves the way for the creation of a new generation of white dwarf atmosphere models that will allow us to refine the spectroscopic analysis of these objects.

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