As estrelas ZZ Cetis, também chamadas de DAVs, são anãs brancas com atmosfera de hidrogênio que mostram variabilidade fotométrica. Neste trabalho buscamos estudar a pureza, a existência ou não de variáveis e estrelas constantes com mesmas Tef e log g, e definir com melhor precisão os contornos da faixa de instabilidade das estrelas ZZ Cetis. Para isto realizamos observações de séries temporais fotométricas para identificar novas estrelas do tipo ZZ Ceti, e também obtivemos espectros óticos para determinação dos parâmetros atmosféricos (Tef e log g), utilizando modelos atmosféricos com convecção descrita pela teoria de comprimento de mistura, com ML2/® = 0, 6. Ao longo deste trabalho identificamos 3 novas estrelas do tipo ZZ Ceti, WDJ0000−0046, WDJ2334+0103 e WDJ1650+3010, dentre 67 para as quais não encontramos variabilidade até o nosso limite de detecção, próximo de 2 mma. Além disto estudamos a distribuição de massa através de espectrosóoticos de 170 estrelas, assim como a comparação destes resultados com outros publicados na literatura. Também analisamos a distribuição de massa de outras amostras de espectrosóticos de anãs brancas: 2253 espectros do Sloan Digital Sky Survey e 449 espectros do Two Degree Field. Em todas distribuições estudadas, observamos um aumento na massa das estrelas da faixa de instabilidade e as mais frias, região de temperatura onde aumentam a convecção e o número de partículas neutras. O aumento de massa observado provavelmente não é real, e sim provocado pela forma como são aproximadas as interações de partículas ionizadas com o campo elétrico (efeito Stark) e de partículas neutras (Van der Walls), nos modelos de atmosfera. A razão pela qual não propomos que o aumento de massa seja real é que os mesmos parâmetros atmosféricos, quando determinados pelas cores fotométricas, não apresentam este aumento. Um resultado de nossa análise é que a faixa de instabilidade das estrelas ZZ Cetis, determinada através de espectrosóticos de alta razão sinal/ruído, contém apenas estrelas variáveis em seu interior. Face á descoberta de estrelas variáveis com amplitudes de 1,5 mma, previamente classificadas como não variáveis, será necessário um estudo mais profundo de todas as estrelas classificadas como não observadas como variáveis (NOV) até o momento, reduzindo os limites de detecção para a faixa de 1 mma, para definirmos com precisão as bordas da faixa de instabilidade das ZZ Cetis. / ZZ Ceti are hydrogen atmosphere white dwarf stars that show photometric variability. In this work we study the purity and define with better precision the borders of the instability strip of the ZZ Cetis stars. We obtained times series photometric observations to identify new ZZ Ceti stars, and optical spectra for the determination of the atmospheric (Teff and log g) parameters, using atmospheric models with convection described by mixing length theory with ML2/® = 0.6. We identified 3 new ZZ Ceti stars: WDJ0000−0046, WDJ2334+0103, and WDJ1650+3010, among 67 stars for which we detected no variability up to our detection limit about 2 mma. We analyzed the mass distribution of the 170 stars we observed with S/N ¸ 70 optical spectra. We also studied the mass distribution of other samples of white dwarfs, 2253 spectra of Sloan Digital Sky Survey and 449 spectra of the Two Degree Field. In all studied distributions, we observed an increase in the mass determined for the stars cooler than the instability strip. This apparent increase occurs in a region where there is an increase in the depth of convection and in the number of neutral particles. We propose the increase in mass is not real, but caused by the form the Stark and Van der Walls broadenings are estimated in the atmospheric models. The reason we do not trust the mass increase is that the determination of masses using photometric colors, for the same stars, do not show such increase. One result from our research is that we find no constant stars inside the instability strip when we consider only our high S/N spectra. Considering the recent discovery of variable stars with amplitudes down to 1.5 mma, previously classified as not variables, we deem it necessary to restudy all stars not observed to vary around the instability strip, down to limits of 1 mma.

As estrelas ZZ Cetis, também chamadas de DAVs, são anãs brancas com atmosfera de hidrogênio que mostram variabilidade fotométrica. Neste trabalho buscamos estudar a pureza, a existência ou não de variáveis e estrelas constantes com mesmas Tef e log g, e definir com melhor precisão os contornos da faixa de instabilidade das estrelas ZZ Cetis. Para isto realizamos observações de séries temporais fotométricas para identificar novas estrelas do tipo ZZ Ceti, e também obtivemos espectros óticos para determinação dos parâmetros atmosféricos (Tef e log g), utilizando modelos atmosféricos com convecção descrita pela teoria de comprimento de mistura, com ML2/® = 0, 6. Ao longo deste trabalho identificamos 3 novas estrelas do tipo ZZ Ceti, WDJ0000−0046, WDJ2334+0103 e WDJ1650+3010, dentre 67 para as quais não encontramos variabilidade até o nosso limite de detecção, próximo de 2 mma. Além disto estudamos a distribuição de massa através de espectrosóoticos de 170 estrelas, assim como a comparação destes resultados com outros publicados na literatura. Também analisamos a distribuição de massa de outras amostras de espectrosóticos de anãs brancas: 2253 espectros do Sloan Digital Sky Survey e 449 espectros do Two Degree Field. Em todas distribuições estudadas, observamos um aumento na massa das estrelas da faixa de instabilidade e as mais frias, região de temperatura onde aumentam a convecção e o número de partículas neutras. O aumento de massa observado provavelmente não é real, e sim provocado pela forma como são aproximadas as interações de partículas ionizadas com o campo elétrico (efeito Stark) e de partículas neutras (Van der Walls), nos modelos de atmosfera. A razão pela qual não propomos que o aumento de massa seja real é que os mesmos parâmetros atmosféricos, quando determinados pelas cores fotométricas, não apresentam este aumento. Um resultado de nossa análise é que a faixa de instabilidade das estrelas ZZ Cetis, determinada através de espectrosóticos de alta razão sinal/ruído, contém apenas estrelas variáveis em seu interior. Face á descoberta de estrelas variáveis com amplitudes de 1,5 mma, previamente classificadas como não variáveis, será necessário um estudo mais profundo de todas as estrelas classificadas como não observadas como variáveis (NOV) até o momento, reduzindo os limites de detecção para a faixa de 1 mma, para definirmos com precisão as bordas da faixa de instabilidade das ZZ Cetis. / ZZ Ceti are hydrogen atmosphere white dwarf stars that show photometric variability. In this work we study the purity and define with better precision the borders of the instability strip of the ZZ Cetis stars. We obtained times series photometric observations to identify new ZZ Ceti stars, and optical spectra for the determination of the atmospheric (Teff and log g) parameters, using atmospheric models with convection described by mixing length theory with ML2/® = 0.6. We identified 3 new ZZ Ceti stars: WDJ0000−0046, WDJ2334+0103, and WDJ1650+3010, among 67 stars for which we detected no variability up to our detection limit about 2 mma. We analyzed the mass distribution of the 170 stars we observed with S/N ¸ 70 optical spectra. We also studied the mass distribution of other samples of white dwarfs, 2253 spectra of Sloan Digital Sky Survey and 449 spectra of the Two Degree Field. In all studied distributions, we observed an increase in the mass determined for the stars cooler than the instability strip. This apparent increase occurs in a region where there is an increase in the depth of convection and in the number of neutral particles. We propose the increase in mass is not real, but caused by the form the Stark and Van der Walls broadenings are estimated in the atmospheric models. The reason we do not trust the mass increase is that the determination of masses using photometric colors, for the same stars, do not show such increase. One result from our research is that we find no constant stars inside the instability strip when we consider only our high S/N spectra. Considering the recent discovery of variable stars with amplitudes down to 1.5 mma, previously classified as not variables, we deem it necessary to restudy all stars not observed to vary around the instability strip, down to limits of 1 mma.

As estrelas ZZ Cetis, também chamadas de DAVs, são anãs brancas com atmosfera de hidrogênio que mostram variabilidade fotométrica. Neste trabalho buscamos estudar a pureza, a existência ou não de variáveis e estrelas constantes com mesmas Tef e log g, e definir com melhor precisão os contornos da faixa de instabilidade das estrelas ZZ Cetis. Para isto realizamos observações de séries temporais fotométricas para identificar novas estrelas do tipo ZZ Ceti, e também obtivemos espectros óticos para determinação dos parâmetros atmosféricos (Tef e log g), utilizando modelos atmosféricos com convecção descrita pela teoria de comprimento de mistura, com ML2/® = 0, 6. Ao longo deste trabalho identificamos 3 novas estrelas do tipo ZZ Ceti, WDJ0000−0046, WDJ2334+0103 e WDJ1650+3010, dentre 67 para as quais não encontramos variabilidade até o nosso limite de detecção, próximo de 2 mma. Além disto estudamos a distribuição de massa através de espectrosóoticos de 170 estrelas, assim como a comparação destes resultados com outros publicados na literatura. Também analisamos a distribuição de massa de outras amostras de espectrosóticos de anãs brancas: 2253 espectros do Sloan Digital Sky Survey e 449 espectros do Two Degree Field. Em todas distribuições estudadas, observamos um aumento na massa das estrelas da faixa de instabilidade e as mais frias, região de temperatura onde aumentam a convecção e o número de partículas neutras. O aumento de massa observado provavelmente não é real, e sim provocado pela forma como são aproximadas as interações de partículas ionizadas com o campo elétrico (efeito Stark) e de partículas neutras (Van der Walls), nos modelos de atmosfera. A razão pela qual não propomos que o aumento de massa seja real é que os mesmos parâmetros atmosféricos, quando determinados pelas cores fotométricas, não apresentam este aumento. Um resultado de nossa análise é que a faixa de instabilidade das estrelas ZZ Cetis, determinada através de espectrosóticos de alta razão sinal/ruído, contém apenas estrelas variáveis em seu interior. Face á descoberta de estrelas variáveis com amplitudes de 1,5 mma, previamente classificadas como não variáveis, será necessário um estudo mais profundo de todas as estrelas classificadas como não observadas como variáveis (NOV) até o momento, reduzindo os limites de detecção para a faixa de 1 mma, para definirmos com precisão as bordas da faixa de instabilidade das ZZ Cetis. / ZZ Ceti are hydrogen atmosphere white dwarf stars that show photometric variability. In this work we study the purity and define with better precision the borders of the instability strip of the ZZ Cetis stars. We obtained times series photometric observations to identify new ZZ Ceti stars, and optical spectra for the determination of the atmospheric (Teff and log g) parameters, using atmospheric models with convection described by mixing length theory with ML2/® = 0.6. We identified 3 new ZZ Ceti stars: WDJ0000−0046, WDJ2334+0103, and WDJ1650+3010, among 67 stars for which we detected no variability up to our detection limit about 2 mma. We analyzed the mass distribution of the 170 stars we observed with S/N ¸ 70 optical spectra. We also studied the mass distribution of other samples of white dwarfs, 2253 spectra of Sloan Digital Sky Survey and 449 spectra of the Two Degree Field. In all studied distributions, we observed an increase in the mass determined for the stars cooler than the instability strip. This apparent increase occurs in a region where there is an increase in the depth of convection and in the number of neutral particles. We propose the increase in mass is not real, but caused by the form the Stark and Van der Walls broadenings are estimated in the atmospheric models. The reason we do not trust the mass increase is that the determination of masses using photometric colors, for the same stars, do not show such increase. One result from our research is that we find no constant stars inside the instability strip when we consider only our high S/N spectra. Considering the recent discovery of variable stars with amplitudes down to 1.5 mma, previously classified as not variables, we deem it necessary to restudy all stars not observed to vary around the instability strip, down to limits of 1 mma.

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

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

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

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Ce mémoire présente un relevé en photométrie rapide visant la découverte de nouvelles étoiles naines blanches de type ZZ Ceti, dont l'atmosphère est dominée par l'hydrogène. Les naines blanches représentent le stade final de l’évolution des étoiles de masse inférieure à M~8 Msol, soit 97% de la population stellaire. En se refroidissant, ces cadavres stellaires traversent une phase d'instabilité qui se manifeste sous la forme de variations de la luminosité de l'étoile dans une région étroite du plan masse - température effective appelée bande d'instabilité. Le but principal de notre étude est d'identifier de nouvelles étoiles naines blanches de type ZZ Ceti à l'intérieur de cette bande d'instabilité. Pour ce faire, nous avons mesuré avec grande précision la température effective et la masse de toutes les naines blanches dans l'hémisphère nord à l'intérieur de 100 parsecs de distance du Soleil, en combinant les mesures de parallaxes trigonométriques du relevé astrométrique Gaia avec les mesures photométriques des relevés Pan-STARRS, SDSS et CFIS, puis en les comparant avec les prédictions de modèles d'atmosphère détaillés. Des courbes de lumière de candidates ZZ Ceti, sélectionnées à l'intérieur de la bande d'instabilité empirique, ont ensuite été obtenues avec l'instrument PESTO attaché au télescope de 1.6 m de l'Observatoire du Mont-Mégantic. Nous avons découvert 29 nouvelles ZZ Ceti, dont une très rare naine blanche variable supermassive. Nous avons également identifié, dans la bande, 5 étoiles possiblement variables et 32 objets qui ne semblent montrer aucune variation photométrique. Plusieurs de ces dernières pourraient toutefois être variables avec une amplitude sous notre seuil de détection, ou encore être hors de la bande d'instabilité à cause d'erreurs sur leurs paramètres photométriques. Nos résultats, combinés à d’autres à venir, permettront de vérifier la pureté de la bande d'instabilité, c'est-à-dire qu'elle soit dépourvue d'étoiles non variables, un résultat qui supporterait l'idée que les ZZ Ceti représentent une phase inévitable dans l'évolution des naines blanches riches en hydrogène. Si tel était le cas, il serait alors possible de sonder la structure interne de l'ensemble des naines blanches de type DA à l'aide de l'astérosismologie, procurant un outil additionnel permettant de comprendre leur évolution. / This thesis presents a high-speed photometric survey aimed at discovering new ZZ Ceti white dwarf stars, whose atmosphere is dominated by hydrogen. White dwarfs represent the final stage of stellar evolution for main-sequence stars less massive than M~8 Msol, or 97% of the stellar population. These stellar remnants go through a phase of pulsational instability that manifests itself in the form of luminosity variations, as they evolve through a narrow region of the mass-effective temperature plane, called the ZZ Ceti instability strip. The main goal of our study is to identify new ZZ Ceti white dwarfs within this instability strip. To do so, we measured with high precision the effective temperature and mass of all white dwarfs in the Northern Hemisphere within 100 parsecs of the Sun, by combining trigonometric parallax measurements from the astrometric survey Gaia, with photometric measurements from the Pan-STARRS, SDSS, and CFIS surveys, and by comparing these observations with the predictions of detailed model atmospheres. Light curves of ZZ Ceti candidates, selected within the empirical instability strip, were then obtained with the PESTO instrument attached to the 1.6 m telescope of the Mont-Mégantic Observatory. We discovered 29 new ZZ Ceti stars, including a very rare ultra-massive variable pulsator. We also identified 5 possibly variable stars within the strip, in addition to 32 objects that do not appear to show any photometric variability. However, several of those could be variable with an amplitude below our detection threshold, or could be located outside the instability strip due to errors in their photometric parameters. Our results, combined with others to come, will allow us to verify the purity of the instability strip, i.e. that it is devoid of non-variable stars, a result that would support the idea that ZZ Ceti stars represent an inevitable phase through which all hydrogen-atmosphere white dwarfs must evolve. If this were the case, it would then be possible to probe the internal structure of all DA-type white dwarfs using asteroseismology, providing an additional tool for understanding their evolution.

Cette thèse montre comment l'astérosismologie, basée sur l'observation et la modélisation, peut rendre compte de la structure interne d'une étoile naine blanche DAV, notamment comment il est possible de déduire la masse de son enveloppe d'hydrogène résiduel. Nous avons étudié 2 ZZ Ceti: HL Tau 76 (bord rouge de la bande d'instabilité) et G 185-32 (bord bleu). La modélisation indique que ces 2 étoiles possèdent une enveloppe d'hydrogène de masse sensiblement identique: M(H)= 2.0(+/-0.3)x 10e-4 Mstar. Cela suggèrerait une possible constance de la masse de cette enveloppe pour l'ensemble des étoiles DA et par là même d'éventuelles implications pour la cosmochronologie et les mécanismes de l'évolution stellaire. Par ailleurs, cette thèse illustre comment la modélisation permet de révéler certaines caractéristiques physiques comme une rotation de l'étoile non-uniforme, un couplage non-linéaire au sein d'un triplet de modes résonants, une intéraction entre les pulsations et la convection.