Nous présentons nos grilles de modèles d'atmosphères pour les étoiles sous-naines chaudes de type O (sdO) soit : des modèles classiques hors-ETL H, He, des modèles hors-ETL avec, en plus, du C, N, O et finalement des modèles incluant C, N, O, Fe. En utilisant les raies de Balmer et d'hélium dans le domaine du visible, nous avons fait des comparaisons entre les spectres théoriques de nos différentes grilles afin de caractériser les effets des métaux. On trouve que ces effets dépendent à la fois de la température et de la gravité. De plus, l'abondance d'hélium a une influence importante sur les effets des métaux; une abondance d'hélium faible (log N(He)/N(H) < -1,5) occasionne des effets assez importants alors qu'une abondance plus élevée tend à réduire ces mêmes effets. Nous avons aussi trouvé que l'ajout du fer (en abondance solaire) ne cause que des changements relativement faibles à la structure en température et, par le fait même, aux profils des raies d'hydrogène et d'hélium, par rapport aux changements déjà produits par le C, N, O (en abondance solaire). Nous avons utilisé nos grilles pour faire une analyse spectroscopique du spectre à haut signal sur bruit (180) et basse résolution (9 Å) de SDSS J160043.6+074802.9 obtenu au télescope Bok. Notre meilleure ajustement a été obtenu avec notre grille de spectres synthétiques incluant C, N, O et Fe en quantité solaire, menant aux paramètres suivants : Teff = 68 500 ± 1770 K, log g = 6,09 ± 0,07, and log N(He)/N(H) = -0,64 ± 0,05, où les incertitudes proviennent uniquement de la procédure d'ajustement. Ces paramètres atmosphériques, particulièrement la valeur de l'abondance d'hélium, placent notre étoile dans une région où les effets des métaux ne sont pas très marqués. / We present our new grids of model atmospheres and spectra for hot subdwarf O (sdO) stars: standard NLTE H+He models with no metals, NLTE line-blanketed models with C+N+O, and NLTE line-blanketed models with C+N+O+Fe. Using hydrogen and helium lines in the optical range, we make detailed comparisons between theoretical spectra of different grids in order to characterize the line blanketing effects of metals. We find these effects to be dependent on both the effective temperature and the surface gravity. Moreover, we find that the helium abundance also influences in an important way the effects of line blanketing on the resulting spectra: a low helium abundance (log N(He)/N(H) < -1.5) leads to relatively large effects, while a high helium abundance tends to reduce their magnitudes. We also find that the addition of Fe (solar abundance) leads only to incremental effects on the atmospheric structure and, hence, on the model line profiles of H and He as compared to the case where the metallicity is defined by C+N+O (solar abundances). We use our grids to perform fits on a 9 Å resolution, high S/N (180) optical spectrum of SDSS J160043.6+074802.9, this (currently) unique pulsating sdO, that we gathered at the Bok Telescope. Our best and most reliable result is based on the fit achieved with NLTE synthetic spectra that include C, N, O, and Fe in solar abundances, leading to the following parameters : Teff = 68 500 ± 1770 K, log g = 6.09 ± 0.07, and log N(He)/N(H) = -0.64 ± 0.05 (formal fitting errors only). This combination of parameters, particularly the comparatively high helium abundance, implies that line blanketing effects due to metals are not very large in the atmosphere of this sdO star.

Le relevé DEBRIS est effectué par le télescope spatial Herschel. Il permet d’échantillonner les disques de débris autour d’étoiles de l’environnement solaire. Dans la première partie de ce mémoire, un relevé polarimétrique de 108 étoiles des candidates de DEBRIS est présenté. Utilisant le polarimètre de l’Observatoire du Mont-Mégantic, des observations ont été effectuées afin de détecter la polarisation due à la présence de disques de débris. En raison d’un faible taux de détection d’étoiles polarisées, une analyse statistique a été réalisée dans le but de comparer la polarisation d’étoiles possédant un excès dans l’infrarouge et la polarisation de celles n’en possédant pas. Utilisant la théorie de diffusion de Mie, un modèle a été construit afin de prédire la polarisation due à un disque de débris. Les résultats du modèle sont cohérents avec les observations. La deuxième partie de ce mémoire présente des tests optiques du polarimètre POL-2, construit à l’Université de Montréal. L’imageur du télescope James-Clerk-Maxwell passe de l’instrument SCUBA à l’instrument SCUBA-2, qui sera au moins cent fois plus rapide que son prédécesseur. De même, le polarimètre suit l’amélioration et un nouveau polarimètre, POL-2, a été installé sur SCUBA-2 en juillet 2010. Afin de vérifier les performances optiques de POL-2, des tests ont été exécutés dans les laboratoires sub-millimétriques de l’Université de Western Ontario en juin 2009 et de l’Université de Lethbridge en septembre 2009. Ces tests et leurs implications pour les observations futures sont discutés. / The DEBRIS survey, being performed by the space telescope Herschel, is an unbiased sampling of the debris disks candidates in the solar neighbourhood. In the first part of this thesis, a ground-based polarimetric survey of 108 DEBRIS candidate stars is presented. Using the polarimeter, “La Belle et la Bete,” at the Mont-Megantic Observatory, observations were carried out in order to detect polarization induced by the presence of a debris disk. Due to a low rate of detection, a statistical analysis was performed to compare the polarization between stars owning a debris disk with stars without one. Using Mie scattering theory, a basic model was constructed to estimate the level of polarization produced by dust grains in a debris disk. The results of this model are consistent with our observations. The second part of the thesis presents the optical tests of the polarimeter POL-2, built at Université de Montréal. The James Clerk-Maxwell-Telescope imager SCUBA has been upgraded to SCUBA-2, which is more than one hundred times faster than its predecessor with 500 times more pixels. Likewise, the polarimeter follows the improvement as a new polarimeter, POL-2, was installed on SCUBA-2 in July 2010. In order to verify the optical performance of POL-2, tests were completed at the submillimeter laboratories at the University of Western Ontario in June 2009, and the University of Lethbridge in September 2009. These tests and their implications for future observations are discussed.

Ce mémoire présente une analyse homogène et rigoureuse de l’échantillon d’étoiles naines blanches situées à moins de 20 pc du Soleil. L’objectif principal de cette étude est d’obtenir un modèle statistiquement viable de l’échantillon le plus représentatif de la population des naines blanches. À partir de l’échantillon défini par Holberg et al. (2008), il a fallu dans un premier temps réunir le plus d’information possible sur toutes les candidates locales sous la forme de spectres visibles et de données photométriques. En utilisant les modèles d’atmosphère de naines blanches les plus récents de Tremblay & Bergeron (2009), ainsi que différentes techniques d’analyse, il a été permis d’obtenir, de façon homogène, les paramètres atmosphériques (Teff et log g) des naines blanches de cet échantillon. La technique spectroscopique, c.-à-d. la mesure de Teff et log g par l’ajustement des raies spectrales, fut appliquée à toutes les étoiles de notre échantillon pour lesquelles un spectre visible présentant des raies assez fortes était disponible. Pour les étoiles avec des données photométriques, la distribution d’énergie combinée à la parallaxe trigonométrique, lorsque mesurée, permettent de déterminer les paramètres atmosphériques ainsi que la composition chimique de l’étoile. Un catalogue révisé des naines blanches dans le voisinage solaire est présenté qui inclut tous les paramètres atmosphériques nouvellement determinés. L’analyse globale qui en découle est ensuite exposée, incluant une étude de la distribution de la composition chimique des naines blanches locales, de la distribution de masse et de la fonction luminosité. / We present improved atmospheric parameters of nearby white dwarfs lying within 20 pc of the Sun. The aim of the current study is to obtain the best statistical model of the least-biased sample of the white dwarf population. A homogeneous analysis of the local population is performed combining detailed spectroscopic and photometric analyses based on improved model atmosphere calculations for various spectral types including DA, DB, DQ, and DZ stars. The spectroscopic technique is applied to all stars in our sample for which optical spectra are available. Photometric energy distributions, when available, are also combined to trigonometric parallax measurements to derive effective temperatures, stellar radii, as well as atmospheric compositions. A revised catalog of white dwarfs in the solar neighborhood is presented. We provide for the first time a comprehensive analysis of the mass distribution and the chemical distribution of white dwarf stars in a volume-limited sample.

Thèse numérisée 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.

De nos jours, il est bien accepté que le cycle magnétique de 11 ans du Soleil est l'oeuvre d'une dynamo interne présente dans la zone convective. Bien qu'avec la puissance de calculs des ordinateurs actuels il soit possible, à l'aide de véritables simulations magnétohydrodynamiques, de résoudre le champ magnétique et la vitessse dans toutes les directions spatiales, il n'en reste pas moins que pour étudier l'évolution temporelle et spatiale de la dynamo solaire à grande échelle, il reste avantageux de travailler avec des modèles plus simples. Ainsi, nous avons utilisé un modèle simplifié de la dynamo solaire, nommé modèle de champ moyen, pour mieux comprendre les mécanismes importants à l'origine et au maintien de la dynamo solaire. L'insertion d'un tenseur-alpha complet dans un modèle dynamo de champ moyen, provenant d'un modèle global-MHD [Ghizaru et al., 2010] de la convection solaire, nous a permis d'approfondir le rôle que peut jouer la force électromotrice dans les cycles magnétiques produits par ce modèle global. De cette façon, nous avons pu reproduire certaines caractéristiques observées dans les cycles magnétiques provenant de la simulation de Ghizaru et al., 2010. Tout d'abord, le champ magnétique produit par le modèle de champ moyen présente deux modes dynamo distincts. Ces modes, de périodes similaires, sont présents et localisés sensiblement aux mêmes rayons et latitudes que ceux produits par le modèle global. Le fait que l'on puisse reproduire ces deux modes dynamo est dû à la complexité spatiale du tenseur-alpha. Par contre, le rapport entre les périodes des deux modes présents dans le modèle de champ moyen diffère significativement de celui trouvé dans le modèle global. Par ailleurs, on perd l'accumulation d'un fort champ magnétique sous la zone convective dans un modèle où la rotation différentielle n'est plus présente. Ceci suggère que la présence de rotation différentielle joue un rôle non négligeable dans l'accumulation du champ magnétique à cet endroit. Par ailleurs, le champ magnétique produit dans un modèle de champ moyen incluant un tenseur-alpha sans pompage turbulent global est très différent de celui produit par le tenseur original. Le pompage turbulent joue donc un rôle fondamental au sein de la distribution spatiale du champ magnétique. Il est important de souligner que les modèles dépourvus d'une rotation différentielle, utilisant le tenseur-alpha original ou n'utilisant pas de pompage turbulent, parviennent tous deux à produire une dynamo oscillatoire. Produire une telle dynamo à l'aide d'un modèle de ce type n'est pas évident, a priori. Finalement, l'intensité ainsi que le type de profil de circulation méridienne utilisés sont des facteurs affectant significativement la distribution spatiale de la dynamo produite. / It is generally agreed upon that the 11-year magnetic cycle of the Sun arises through the action of an internal dynamo operating in the convective zone, and perhaps also immediately beneath it. Although the computing power of current supercomputers is sufficient to allow fairly realistic magnetohydrodynamical simulations of this dynamo process, to study the temporal and spatial evolution of the large-scale solar magnetic field over long timescales, it remains advantageous to work with simpler models. Thus, to better understand the physical mechanisms at the origin and maintenance of the solar dynamo, we used a simplified formulation, known as a mean-field model. By using a complete alpha-tensor extracted from a global MHD model of solar convection [Ghizaru et al., 2010] as input to a kinematic axisymmetric mean-field dynamo model [Charbonneau & MacGregor, 1997], it becomes possible to study the effect of the electromotive force on the magnetic cycles produced by the global model. In this way, we are able to reproduce some of the observed characteristics of the Ghizaru et al., 2010 simulation, in particular magnetic cycles. The axisymmetric magnetic field produced by the mean-field dynamo model exhibits two distincts dynamo modes. These modes, with similar periods, are present and peak at substantially at the same radii and latitudes as the sonlly-averaged magnetic fields extracted from the global model. Thanks to the spatial complexity of the alpha-tensor, we can reproduce these two dynamo modes. In contrast, the ratio of the periods of the two modes present in the mean field model differs significantly from that found in the global model. In addition, the accumulation of strong magnetic fields at the base of the convective zone disappears in a model where differential rotation has been removed. This suggests that differential rotation plays a significant role in the accumulation of magnetic fields in this region. Furthermore, removing the turbulent pumping component of the alpha-tensor produces a very different magnetic field cycle. Therefore, turbulent pumping plays a crucial role in the spatial distribution of the magnetic field. It is important to underline that the models without differential rotation, with or without turbulent pumping, both succeed in producing an oscillatory dynamo using only the turbulent electromotive force. However, the dynamos materializing in these modified models are significantly different from that using the full alpha-tensor. Finally, both the intensity and form of meridional circulation profiles are significant factors affecting the dynamo modes.

Les supernovas de type Ia (SNIa) sont des objets transitoires, observables pour une durée de quelques mois et dont la luminosité à son maximum équivaut à celle d'une galaxie entière. Une fois standardisées (c'est à dire corrigées de leurs principales variabilités), elles représentent, un excellent indicateur de distance et ont permis de mettre en évidence, en 1998, ce que l'on peut représenter comme une accélération de l’expansion de l'Univers. Cette thèse s’intéresse à trois points qui concerne l’étude de la cosmologie par les SNIa :En premier lieu on s'intéresse à la chaîne de production des données et à la qualité des images pour le Large Synoptic Survey Telescope (LSST), qui couvrira un large éventail de domaines scientifique, y compris l'observation des SNIa. Actuellement en préparation pour LSST (dont les observations commenceront en 2020), cette chaîne de production a été testée en effectuant le traitement d’images provenant d’un relevé antérieur (champ profond du CFHT). Les paramètres de qualité astrométriques et photométriques présentent une dispersion légèrement supérieure à celle requise par le cahier de charges du LSST. En ce qui concerne la photométrie, les sources de cette dispersion restent à être comprises. Pour ce qui est de l'astrométrie, la qualité obtenue sera vraisemblablement suffisante lorsque l'ajustement par astrométrie simultanée sera implémenté.Ensuite, on propose une méthode permettant de corriger l'effet induit par les vitesses propres des SNIa se trouvant dans des amas de galaxies. En effet, ces vitesses propres sont particulièrement importantes du fait des interactions gravitationnelles, et perturbent la mesure du décalage spectral cosmologique lié à l'expansion de l'Univers. On a pris en compte un échantillon de 145 SNIa à faible décalage spectral (0,005 < z < 0,123), observées par la collaboration Nearby SuperNova Factory. Parmi ces SNIa, 11 SNIa ont été associées à des amas de galaxies. Ces corrections de vitesses propres ont ainsi permis de diminuer la dispersion sur le diagramme de Hubble de 0,137+/-0,36 mag à 0,130 +/- 0,38 mag, pour les SNIa appartenant à des amas. Bien que le poids de ces corrections soit relativement modeste, on a montré qu'elles sont statistiquement significatives. Ce type de corrections pourraient être prises en considération dans de futures analyses cosmologiques. Enfin on s'intéresse à la question de la détectabilité de possibles anisotropies de l’expansion de l'Univers avec les données de SNIa. Étant donné que la distribution spatiale des données actuelles est connue pour limiter la détection d’une anisotropie dans les distances mesurées des SNIa, on a établi des simulations permettant de déterminer si un effet dipolaire d'amplitude comparable à la borne supérieure des observations actuelles (AD=10-3) pourrait être détecté avec les observations futures du LSST. Plusieurs scénarios ont été considérés, chacun considérant un nombre de SNIa différent. Chacun de ces scénarios est étudié suivant deux variantes correspondant à deux directions, l'une (polaire) pour laquelle la distribution de données de LSST serait la plus symétrique possible, l'autre suivant une direction perpendiculaire à celle-ci (équatoriale). On montre que pour les simulations comportant 5000 SNIa, un dipôle d’amplitude AD=10-3 serait détecté indépendamment de sa direction. On constate que la distance statistique entre les distributions obtenues pour un dipôle simulé et les simulations sans dipôle augmente à mesure que le nombre de SNIa simulées est grand. On constate aussi que cette distance statistique est plus grande pour les dipôles alignés sur la direction équatoriale que pour ceux suivant la direction polaire. (...) / Type Ia supernovae (SNIa) are transient objects, which remains observable in the optical for a period of a few months, and whose luminosity at its maximum is comparable to that of a whole galaxy. They represent, once standardized (i.e. corrected for their main variabilities), an excellent distance indicator and, in 1998, provided the first evidence for the acceleration of the expansion of the Universe. This thesis investigates three points in the cosmological SNIa pipeline:First, we focused on the data processing and the quality of the images for the Large Synoptic Survey Telescope (LSST), that will provide data for a number of cosmological observables, including the observation of SNIa. In preparation for LSST (which will start operations in 2020), we carried out a similar data processing strategy on images from a previous survey (deep field of CFHT) and compared to the required parameters of LSST. A dispersion slightly higher than that required was obtained. For photometry, although this excess is small, the sources of this dispersion remain to be understood. For astrometry, the obtained quality is likely to be sufficient when simultaneous astrometry fitting will be implemented.In a second moment, we propose a method to correct the effect of peculiar velocities of SNIa inside galaxy clusters. Indeed, these velocities ​​are more important in the clusters of galaxies, because of the gravitational interactions, and the measurement of the cosmological redshift related to the expansion of the Universe. These peculiar velocities were corrected using a sample of 145 SNIa with a low spectral shift (0.005<z<0.123), observed by the Nearby SuperNova Factory collaboration. Among these SNIa, 11 SNIa were associated with clusters of galaxies. These corrections made it possible to reduce the dispersion on the Hubble diagram, from 0.137 +/- 0.36 mag (before corrections) to 0.130 +/- 0.38 mag (after corrections), for SNIa belonging to clusters. Although the weight of these corrections is relatively modest, they have been shown to be statistically significant. Such corrections could be taken in account in future cosmological analysis. Finally, we focused on the question of the detectability of potential anisotropies in the expansion of the Universe with SNIa data. Since the spatial distribution of current data is known to limit our capability to detect anisotropies in the SNIa measured distances, simulations were made to determine whether a dipole effect of amplitude comparable to the upper bound of current observations (AD = 10-3) could be detected with future observations of the LSST. Several scenarios were considered, each taking into account a different number of SN. Each of these scenarios is studied according to two variants corresponding to two directions, one (polar) for which the distribution of data of LSST would be as symmetrical as possible, the other in a direction perpendicular to this one (equatorial). It is shown that for simulations with 5000 SNIa, an amplitude dipole AD = 10-3 would be detected independently of its direction. It can be seen that the statistical distance between the distributions obtained for a simulated dipole and the simulations without dipole increases as the number of simulated SNIa is large. We also note that this statistical distance is greater for the scenarios considering the equatorial direction than for the ones following the polar direction.All of the effects mentioned above will have a potential impact future cosmological results. How much these effects will affect our understanding of the complete cosmological model is still an open question, but the results we found in this thesis highlight the importance of further scrutinizing such systematics, whether at the level of the quality of images, systematic environmental effects such as the peculiar velocities ​​of the SNIa or of the cosmology model itself such as for the question of a potentially anisotropic universe.

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Nous retraçons la vie et le parcours professionnel de Jean Dufay, et ce fil directeur permet d'étudier en même temps le développement des observations et des recherches astrophysiques dans les Observatoires de Lyon et de Haute-Provence. Jean Dufay nait à Blois en 1896. Après son engagement militaire pendant la première guerre mondiale, il entre à l'ENS et obtient l'agrégation de physique en 1921. Il enseigne pendant sept ans dans des lycées, tout en préparant une thèse de doctorat, qu'il soutient en 1928 : Recherches sur la lumière du ciel nocturne.Il choisit alors une nouvelle carrière et entre en 1929 à l'Observatoire de Lyon, comme aide-astronome. Il devient directeur de l'établissement en 1933 et oriente son équipe vers des recherches d'astrophysique stellaire. D'autre part, Jean Dufay fait partie dès 1932 de la commission ministérielle qui étudie la création d'un observatoire d'astrophysique. Il est nommé en 1937 directeur de ce futur établissement, qui deviendra l'Observatoire de Haute-Provence (OHP). Tout en gardant la direction de l'Observatoire de Lyon, il coordonne la construction et l'équipement de l'OHP, qui devient en 1959 l'un des plus modernes d'Europe avec un télescope de 193 cm associé à un grand spectrographe.Jean Dufay dirige les deux observatoires jusqu'à sa retraite en 1966, tout en enseignant à la Faculté des Sciences et en continuant ses recherches astrophysiques. Il publie de nombreux articles et plusieurs livres. Il préside une commission de l'UAI. Il acquiert une notoriété certaine dans la communauté scientifique internationale de son époque.Jean Dufay est l'un des acteurs du renouveau de l'astronomie en France, dans le deuxième tiers du XXe siècle. À son arrivée à Lyon, l'observatoire travaille surtout pour l'astronomie de position, avec des méthodes qui n'ont pas changé depuis 1880. En moins de dix ans, ce type de recherche est abandonné, et remplacé par la photométrie de précision et la spectrophotométrie. Après la seconde guerre mondiale, les pratiques de l'astrophysique sont définitivement intégrées à l'Observatoire de Lyon, qui travaille alors en synergie avec l'OHP / We trace the life and career of Jean Dufay, and at the same time, this allows us to study the development of observations and astrophysical research in the Lyon and Haute-Provence Observatories.Jean Dufay was born in Blois in 1896. After his military involvement in the First World War, he joined the ENS and passed the agrégation in physics in 1921. He taught for seven years in high schools, while preparing a PhD thesis, presented in 1928 : Research on Light in the Night Sky.He then chose a new career and entered the Lyon Observatory in 1929, as an assistant astronomer. He became director of the institution in 1933 and directed his team’s work towards research in stellar astrophysics. Besides, in 1932, Jean Dufay joined the ministerial commission studying the creation of an astrophysics observatory. In 1937 he was appointed director of this future institution, which would later become the Haute-Provence Observatory (OHP). While keeping his post of manager of the Lyon Observatory, he coordinated the construction and equipment of the OHP, which in 1959 became one of the most modern ones in Europe, with a 193 cm telescope associated with a large spectrograph.Jean Dufay was at the helm of the two observatories until his retirement in 1966, while teaching at the Faculty of Sciences and keeping up his astrophysical research. He published numerous articles and several books. He chaired a commission of the IAU, and gained genuine recognition in the international scientific community of his time.Jean Dufay was one of the actors of the renewal of astronomy in France, in the second third of the twentieth century. When he arrived in Lyon, the observatory mainly worked for positional astronomy, with methods that had been unchanged since 1880. In less than ten years, this kind of research fell into disuse and was replaced by precision photometry and spectrophotometry. After the Second World War, astrophysical practices were integrated for good into Lyon Observatory, which then works in synergy with OHP