Le milieu interstellaire ainsi que certaines atmosphères de corps planétaires, en particulier Titan, un des plus grands satellites du système solaire, présentent une grande diversité d'espèces chimiques. Cette chimie complexe est très différente de celle que nous connaissons sur Terre. Pour comprendre les phénomènes globaux qui s'y déroulent, une connaissance des réactions chimiques, de leur vitesse et de leurs produits est requise. A l'aide de la technique CRESU, nous sommes capables de reproduire certaines conditions des milieux les plus froids de l'espace et d'étudier ces réactions. / The interstellar medium and some atmospheres of planetary bodies, in particular Titan, one of the largest satellites of Saturn, present a large variety of chemical species. This complex chemistry is very different from the one we know on Earth. To understand the global phenomenon that happen in these environments, we need to understand the chemical reactions, their reaction rate and their products. With the CRESU technique, we are able to reproduce partially the coldest environments of space to study these reactions.

La présente étude porte sur les effets de CO2 sur la pyrolyse de la biomasse et la gazéification de chars dans des conditions de chauffe lente et de chauffe rapide. Dans la première partie de ce travail, nous avons étudié les effets du CO2 sur la réaction de pyrolyse rapide à haute température et évalué ses effets sur la vitesse de pyrolyse, sur le rendement de gaz ainsi que sur les propriétés du char. Nous avons aussi étudié la réaction de gazéification en atmosphère mixte en présence de CO2 et de H2O. Enfin, nous avons imaginé le cas hypothétique d’un gazogène au CO2 pur. Le cas d’une pyro-gazéification sous CO2 pur a été abordé au niveau de la particule de biomasse, expérimentalement et théoriquement par la modélisation numérique avec l’objectif de fournir des temps caractéristiques de pyrolyse et de gazéification, et de comprendre le déroulement de la pyro-gazéification sous CO2. Dans la deuxième partie, nous nous sommes intéressés à la question de la gazéification des chars obtenus par chauffe lente, en présence de CO2 avec deux objectifs principaux : d’une part, de fournir des données de réactivité dans des conditions opératoires de réacteurs de gazéification et d’autre part, de comprendre les mécanismes de réaction de gazéification sous CO2, H2O et leurs mélanges. Nous avons examiné l’influence de la taille des particules sur la vitesse de gazéification sous des atmosphères simples de CO2 et H2O en utilisant une approche basée sur le module de Thiele. Nous avons également étudié les effets de la température et de la taille des particules sur la gazéification du char sous atmosphères mixtes contenant CO2 et H2O à 900°C. Nous avons également abordé la question des atmosphères cycliques en examinant l’effet de la gazéification du char sous CO2 sur sa réactivité à H2O et vice versa. Pour mieux comprendre les mécanismes de gazéification dans des atmosphères simples et mixtes de CO2 et H2O, nous avons suivi l’évolution de la texture, de la structure et de la chimie de surface du char le long de la gazéification sous CO2, H2O et leurs mélanges. Des caractérisations chimiques, texturales et structurales ont été ainsi effectuées sur des particules de char partiellement gazéifiés à 20%, 50% et 70% de conversion sous CO2, H2O et leurs mélanges. Ces caractérisations conduisent à une meilleure compréhension du déroulement de la réaction de gazéification. / The present work deals about the effects of CO2 enriched atmospheres on biomass pyrolysis and char gasification reactions in High Heating Rate (HHR) and Low Heating Rate (LHR) conditions, at the biomass particle level. In the first part, we studied the effects of CO2 on the high temperature fast pyrolysis reaction and evaluate its effects on the pyrolysis rate, on the gas yield as well as on the char properties including chemical composition, texture and reactivity at 850°C. We focused also on the effects of CO2 on the HHR-char gasification reaction when injected as a co-reactant with steam. We studied the mixed atmosphere gasification reaction in CO2 and H2O for different atmosphere compositions. Finally, we imagined a hypothetical case of a pure CO2 operating gasifier. The case of a pure CO2 pyrogasification process was tackled experimentally and theoretically by numerical modelling with aim to provide pyrolysis and gasification characteristic reaction times, and to understand the unfolding of the global CO2 pyro-gasification reaction. In the second part, we were interested on the issue of LHR-char gasification in the presence of CO2 with two principal objectives: on one hand, providing reactivity data for practical gasification operations and on the other hand, understanding the gasification reaction mechanisms (in CO2, H2O and their mixtures) at the level of the char basic structural units (BSU). We examined the influence of particle size on the single atmosphere gasification in CO2 and H2O using the Thiele modulus approach. We also studied the effects of temperature and particle size on the char gasification in mixed atmosphere of CO2 and steam at 900°C. We also had a focus on the issue of cyclic atmosphere gasification and studied the effects of a prior CO2 gasification on the char reactivity towards H2O and vice versa. To further understand the char gasification mechanisms in single and mixed atmospheres of CO2 and H2O, we opted to monitor the evolution of the chemical, structural and textural char properties along the gasification in CO2, H2O and their mixtures. Deep char characterization were performed on small LHR-char particles partially gasified at 20%, 50% and 70% of conversion in CO2, H2O and their mixtures. These characterisations are of high interest as they shed light on the unfolding of the gasification reaction in CO2, H2O and their mixtures.

Avec près de 4000 exoplanètes connues, le domaine est passé de simplement détecter des exoplanètes à étudier leurs propriétés atmosphériques. Cependant, les spectres en lumières réfléchies de ces objets sont encore mal compris. Les exoplanètes réfléchissent une partie de la lumière qu’elles reçoivent de leur étoile, selon les propriétés de l’atmosphère, ce qui affecte le budget énergétique de la planète. Les Jupiters chaudes, c’est-à-dire des planètes de types Jupiter avec des périodes orbitales très courtes, sont les cibles les plus faciles à observer par spectroscopie des éclipses. L’albédo est une mesure directe de la lumière réfléchie qui peut être mesurée pendant que la planète passe derrière l’étoile hôte. Dans leur cas spécifique, une incohérence apparente, appelée le problème d’albédo des Jupiters chaudes, reste non résolu. Alors que les géantes gazeuses du système solaire ont des albédos de Bond inférieurs aux albédos géométriques, les mesures dans le visible et l’infrarouges pour HD 189733b et HD 209458b indiquent le contraire. Ceci pourrait être expliqué par des albédos géométriques plus élevés à des longueurs d’onde UV/visibles hors de la bande passante de Kepler, mais très peu de mesures existent pour corroborer cela. Ce mémoire présente le spectre de réflexion complet de WASP-43b, incluant 3 mesures d’éclipse obtenues par le HST (290-570 nm) ainsi que 28 obtenues par la mission TESS (600-1000 nm). Lorsque combinées avec les observations Spitzer ou les observations d’éclipse du JWST à venir, ces mesures répondront à des questions-clés concernant la structure et composition atmosphérique de la planète, le budget énergétique global et sa circulation. / With nearly 4000 exoplanets known, the field has evolved from merely detecting exoplanets to actually probing atmospheric properties. However, reflected light spectra from these objects are still not fully understood. Exoplanets reflect a portion of the light that they receive from the star, the amount of which depends on the properties of the atmosphere and in turn affects the energy budget of the planet. Hot Jupiters, i.e. Jupiter-like planets giants with very short orbital periods are the easiest targets amenable to eclipse spectroscopy. Albedo is a direct measure of reflected light that can be measured while the planet eclipses behind the host star. In the specific case of these intriguing planets, an apparent inconsistency, termed as the hot Jupiter Albedo Problem, remains unsolved. While Solar System gas giants show Bond albedos lower than geometric albedos, the measurements from optical and infrared instruments for HD 189733b and HD 209458b show the opposite. This phenomenon has the potential to be explained by higher geometric albedos at UV/optical wavelengths outside the Kepler bandpass, but very few measurements exist to corroborate this. This thesis presents WASP-43b’s full reflection spectrum, including 3 eclipse measurements obtained by the HST (290-570 nm) along with 28 obtained by the TESS mission (600-1000 nm). When combined with the Spitzer or the upcoming JWST’s eclipse observations, these measurements will answer key questions about the planet’s atmospheric composition and structure, global energy budget and circulation.

Les Jupiters chaudes sont des exoplanètes possédant des caractéristiques uniques. En raison de leur proximité avec leur étoile hôte elles présentent une non-symétrie remarquable. Cette proximité provoquant la rotation synchrone force un côté de la planète à toujours faire face à l'étoile et l'autre à être plongé dans une nuit perpétuelle. Cette géométrie donne lieu à une différence d'allant de 200 K jusqu'à 2000 K entre les deux côtés de la planète, engendrant des écoulements zonaux pouvant atteindre des vitesses de l'ordre du km/s afin de redistribuer la chaleur. Le point chaud, le point le plus chaud de la planète, est un témoin de ces vents intenses. Les observations et les simulations hydrodynamiques montrent que les écoulements zonaux se font d'ouest en est. Cependant, les observations de deux planètes ne se conforment pas aux prédictions. En effet, CoRoT-2 b et HAT-P-7 b montrent des points chauds à l'ouest. L'explication la plus répandue est que le champ magnétique de ces planètes, en interaction avec leur atmosphère partiellement ionisée, peut renverser la direction des écoulements zonaux, si ce champ est assez puissant. Une diffusivité magnétique variable dans l'espace peut générer localement des champs magnétiques lorsque son gradient s'aligne correctement avec le courant électrique. Nous présentons ici un modèle magnétohydrodynamique en une dimension possédant une diffusivité magnétique dépendante de la température dans le plan équatorial dans le contexte de Jupiters chaudes. Les résultats des simulations présentent des oscillations torsionnelles de type alfvéniques reflétant les effets non linéaires dus au couplage des équations aux dérivées partielles de la magnétohydrodynamique et de la température avec la diffusivité magnétique dépendante de la température. Nous explorons un espace des paramètres afin d'établir l'influence de ceux-ci sur les oscillations. Nous avons aussi développé un modèle local afin de dériver des équations analytiques nous permettant de mieux comprendre les résultats observés en plus de comparer les résultats du modèle en une dimension avec ceux du modèle local. Nous finissons par établir que les oscillations générées par notre modèle en une dimension possèdent des périodes équivalentes allant de 225 à 473 jours et des déplacements longitudinaux équivalant à quelques degrés jusqu'à environ 40° pour une planète de la taille de Jupiter. Ces intervalles de périodes et de déplacements sont encourageants, puisque cela signifie que les oscillations pourraient être observées. / Hot Jupiters are exoplanets with unique features. Due to their proximity to their host stars, they show remarkable non-symmetry. This proximity with the star causes tidal locking, meaning one side of the planet is always exposed to intense radiation from its host and the other side is immersed in a perpetual night. This geometry means there is a difference of temperature ranging from 200 K up to 2000 K between the day and night side. This gradient in temperature induces zonal winds that can reach the order of 1 km/s to redistribute heat to the night side. The hot spot is the hottest spot of the planet and is a telltale of these strong winds. Observations and hydrodynamic numerical simulations show that zonal winds on these planets go eastward. However, two recent observations are showing westward winds. These planets are CoRoT-2 b and HAT-P-7 b. The most common explanation to this contradiction is that the magnetic field, which is interacting with the partially ionized atmosphere, can reverse these winds. It was previously shown that a magnetic diffusivity varying in space can locally generate magnetic fields when its gradient aligns correctly with the electric current density. We present here a one-dimensional magnetohydrodynamic model with a temperature-dependent magnetic diffusivity in the equatorial plane in the context of hot Jupiters. The simulations develop growing torsional alfvénic oscillations due to the non-linear coupling of the magnetohydrodynamics and the temperature partial differential equations and the temperature-dependent magnetic diffusivity. We explore the parameter space and study their influence on the oscillations. We have also developed a local model in order to derive analytical equations characterizing these waves and compare its results with the results of the one-dimensional model. We end by calculating the corresponding periods and longitudinal displacement of the one-dimension model oscillations for a Jupiter-sized planet. The periods correspond to an interval from 225 to 473 days and the displacements range from a few degrees up to 40°. This means that the oscillations could be observed with a few orbits.

Tableau d’honneur de la Faculté des études supérieures et postdoctorales, 2008-2009 / Ce mémoire est consacré à l'influence qu'exerce l'unanimisme de Jules Romains (1885- 1972) sur la poésie de Jean-Aubert Loranger (1896-1942). Les principaux textes analysés sont La vie unanime (1908), dans le cas de Romains, et Les atmosphères (1920) ainsi que les Poëmes (1922), dans le cas de Loranger. Cette étude se divise en trois chapitres: le premier vise à définir l'unanimisme de Romains sur les plans idéologique et esthétique, mettant en lumière son orientation particulière vers l'aspect collectif de l'existence humaine; le second cherche à relever les similitudes stylistiques et thématiques entre les poèmes de La vie unanime et ceux de Loranger, faisant valoir les répercussions qu'ont suscitées les lectures unanimistes sur la recherche expressive de ce dernier ; le troisième s'attache à la notion d'écart qui défmit la posture lorangienne, divulguant une vision du monde marquée par l'avènement d'une conscience qui informe le poète de son irrémédiable marginalité.

Les hétérogénéités de surface des étoiles actives, telles que les taches et les facules, peuvent compliquer l'interprétation des spectres de transmission en introduisant des caractéristiques spectrales qui chevauchent celles d'atmosphère d'exoplanètes. Les courbes de lumière de transit d'HAT-P-18\(\,\)b et de WASP-52\(\,\)b, observées avec le mode SOSS de l'instrument NIRISS à bord du JWST, sont déformées par des occultations de taches. Avant le déploiement du JWST, ces régions actives étaient souvent simplement masquées, toutefois ceci peut mener à des mesures incorrectes des paramètres du transit. J'ai adapté et implémenté \(\texttt{spotrod}\), un modèle de transit avec occultation de taches, dans l'outil \(\texttt{Juliet}\) pour inférer conjointement les paramètres du transit et des taches occultées. J'ai ainsi ajusté les courbes de lumière de transit de ces deux Jupiters chaudes et récupéré la position de chaque tache, leur rayon et leur spectre de contraste, c'est-à-dire le rapport du flux de la tache sur le flux stellaire. J'ai contraint la température des taches et leur gravité de surface (pour prendre en compte les effets du champ magnétique local) en ajustant chaque spectre de contraste avec des spectres de modèles stellaires PHOENIX. Cependant, un certain degré de dégénérescence est présent, conduisant à une solution plus probable pour chaque tache, mais aussi à d'autres solutions qui ne peuvent être exclues. Le spectre de transmission d'HAT-P-18\(\,\)b nous a permis de détecter de l'H\(_2\)O (12,5\(\,\sigma\)) avec une abondance sub-solaire de \(\log\) H\(_2\)O \(\approx\) -4,4 \(\pm\) 0,3, des nuages (7,4\(\,\sigma\)) et du CO\(_2\) (7,3\(\,\sigma\)) dans l'atmosphère planétaire ainsi que des régions actives non occultées (5,8\(\,\sigma\)) qui imitent une pente de diffusion Rayleigh. / Surface heterogeneities on active stars, such as starspots and faculae, can complicate the interpretation of transmission spectra and introduce spectral features that overlap those of exoplanetary atmospheres. The transit light curves of HAT-P-18\(\,\)b and WASP-52\(\,\)b, observed in the SOSS mode of the NIRISS instrument aboard the JWST, are deformed by spot-crossings. These active regions were often simply masked before the launch of the JWST; however, this can prevent the correct measure of transit parameters. I adapted and implemented \(\texttt{spotrod}\), a model for transits of spotted stars, into the \(\texttt{Juliet}\) tool to simultaneously infer the transit and occulted starspots parameters. I fitted the transit light curves of these two hot Jupiters and retrieved for each spot its position, radius and spot-to-stellar flux contrast spectrum. I constrained the spots' temperature and surface gravity \(-\) attempting to capture the effects of the local magnetic pressure \(-\) by fitting each contrast spectrum with PHOENIX stellar model spectra. However, some degree of degeneracy is present, leading to a most likely solution for each starspot and other solutions that cannot be excluded. The transmission spectrum of HAT-P-18\(\,\)b enabled us to detect H\(_2\)O (12.5\(\,\sigma\)) with a sub-solar abundance of \(\log\) H\(_2\)O \(\approx\) -4.4 \(\pm\) 0.3, a cloud deck (7.4\(\,\sigma\)) and CO\(_2\) (7.3\(\,\sigma\)) in the planetary atmosphere as well as unocculted active regions (5.8\(\,\sigma\)) which mimic a Rayleigh scattering slope.

Nous présentons un relevé et une analyse spectroscopiques de plus de 1300 naines blanches brillantes (V < 17.5) et riches en hydrogène. Des spectres dans le domaine du visible avec un rapport signal-sur-bruit élevé ont été obtenus et les données ont ensuite été analysées avec notre méthode spectroscopique habituelle qui compare les profils observés des raies de Balmer à des spectres synthétiques calculés à partir de la dernière génération de modèles d’atmosphère. D’abord, nous présentons une analyse détaillée de 29 naines blanches de type DAO utilisant une nouvelle grille de modèles qui inclut du carbone, de l’azote et de l’oxygène aux abondances solaires. Nous démontrons que l’ajout de ces métaux dans les modèles d’atmosphère est essentiel pour surmonter le problème des raies de Balmer qui empêche un ajustement simultané de toutes les raies de Balmer avec des paramètres atmosphériques cohérents. Nous identifions également 18 naines blanches chaudes de type DA qui souffrent aussi du problème des raies de Balmer. Des spectres dans l’ultraviolet lointain obtenus des archives du satellite FUSE sont ensuite examinés pour démontrer qu’il existe une corrélation entre les abondances métalliques élevées et les cas du problème des raies de Balmer. Les conséquences de ces résultats pour toutes les naines blanches chaudes et riches en hydrogène sont discutées. En particulier, le scénario évolutif pour les naines blanches DAO est révisé et nous n’avons plus besoin d’évoquer l’évolution post-EHB pour expliquer la majorité des étoiles DAO. Finalement, nous élaborons un scénario dans lequel les métaux engendrent un faible vent stellaire qui expliquerait la présence d’hélium dans les étoiles DAO. Ensuite, nous présentons les résultats globaux de notre relevé, ce qui inclut une analyse spectroscopique de plus de 1200 naines blanches de type DA. En premier lieu, nous présentons le contenu spectroscopique de notre échantillon qui contient de nombreuses classifications erronées ainsi que plusieurs naines blanches de type DAB, DAZ et magnétiques. Nous discutons ensuite des nouveaux modèles d'atmosphère utilisés dans notre analyse. De plus, nous utilisons des modèles de naines M pour obtenir de meilleures valeurs des paramètres atmosphériques pour les naines blanches qui sont membres de systèmes binaires DA+dM. Certaines naines blanches uniques et quelques systèmes binaires double-dégénérées sont également analysés de manière plus détaillée. Nous examinons ensuite les propriétés globales de notre échantillon incluant la distribution de masse et la distribution de masse en fonction de la température. Nous étudions également la façon dont les nouveaux profils de raies de Balmer affectent la détermination des paramètres atmosphériques. Nous testons la précision et la robustesse de nos méthodes en comparant nos résultats avec ceux du projet SPY, dans le cadre duquel plus de 300 des mêmes naines blanches ont été analysées d'une manière complètement indépendante. Finalement, nous faisons un retour sur la bande d'instabilité des naines blanches pulsantes de type ZZ Ceti pour voir quels effets ont les nouveaux profils de raies sur la détermination de ses frontières empiriques. / We present a spectroscopic survey and analysis of over 1300 bright (V < 17.5), hydrogen-rich white dwarfs. High signal-to-noise ratio optical spectra were obtained and are then analyzed using our standard spectroscopic technique which compares the observed Balmer line profiles to synthetic spectra computed from the latest generation of model atmospheres. First, we present a detailed analysis 29 DAO white dwarfs using our new up-to-date model atmosphere grids in which we have included carbon, nitrogen, and oxygen at solar abundances. We demonstrate that the inclusion of these metals in the model atmospheres is essential in overcoming the Balmer-line problem, which manifests itself as an inability to fit all the Balmer lines simultaneously with consistent atmospheric parameters. We also identify 18 hot DA white dwarfs that also suffer from the Balmer-line problem. Far ultraviolet spectra from the {\it FUSE} archive are then examined to demonstrate that there exists a correlation between higher metallic abundances and instances of the Balmer-line problem. The implications of these findings for all hot, hydrogen-rich white dwarfs are discussed. Specifically, the possible evolutionary scenario for DAO white dwarfs is revised and post-EHB evolution need no longer be invoked to explain the evolution for the majority of the DAO stars. Finally, we discuss how the presence of metals might drive a weak stellar wind which in turn could explain the presence of helium in DAO white dwarfs. We then present the complete results from our survey, including the spectroscopic analysis of over 1200 DA white dwarfs. First we present the spectroscopic content of our sample which includes many misclassifications as well as several DAB, DAZ and magnetic white dwarfs. We then discuss the new model atmospheres we employ in our analysis. In addition, we use M dwarf templates to obtain better estimates of the atmospheric parameters for those white dwarfs which are in DA+dM binary systems. A handful of unique white dwarfs and double-degenerate binary systems are also analyzed in greater detail. We then examine the global properties of our sample including the mass distribution and mass distribution as a function of temperature. Next, we look at how the new Balmer-line profiles affect the determination of the atmospheric parameters. We then proceed to test the accuracy and robustness of our method by comparing our results to those of the SPY survey which has analyzed over 300 of the same white dwarfs in a completely independent manner. Finally, we also re-visit the ZZ Ceti instability strip and how the determination of its empirical boundaries is affected by the latest line profile calculations.

Les étoiles naines blanches représentent la fin de l’évolution de 97% des étoiles de notre galaxie, dont notre Soleil. L’étude des propriétés globales de ces étoiles (distribution en température, distribution de masse, fonction de luminosité, etc.) requiert l’élaboration d’ensembles statistiquement complets et bien définis. Bien que plusieurs relevés d’étoiles naines blanches existent dans la littérature, la plupart de ceux-ci souffrent de biais statistiques importants pour ce genre d’analyse. L’échantillon le plus représentatif de la population d’étoiles naines blanches demeure à ce jour celui défini dans un volume complet, restreint à l’environnement immédiat du Soleil, soit à une distance de 20 pc (∼ 65 années-lumière) de celui-ci. Malheureusement, comme les naines blanches sont des étoiles intrinsèquement peu lumineuses, cet échantillon ne contient que ∼ 130 objets, compromettant ainsi toute étude statistique significative. Le but de notre étude est de recenser la population d’étoiles naines blanches dans le voisinage solaire a une distance de 40 pc, soit un volume huit fois plus grand. Nous avons ainsi entrepris de répertorier toutes les étoiles naines blanches à moins de 40 pc du Soleil à partir de SUPERBLINK, un vaste catalogue contenant le mouvement propre et les données photométriques de plus de 2 millions d’étoiles. Notre approche est basée sur la méthode des mouvements propres réduits qui permet d’isoler les étoiles naines blanches des autres populations stellaires. Les distances de toutes les candidates naines blanches sont estimées à l’aide de relations couleur-magnitude théoriques afin d’identifier les objets se situant à moins de 40 pc du Soleil, dans l’hémisphère nord. La confirmation spectroscopique du statut de naine blanche de nos ∼ 1100 candidates a ensuite requis 15 missions d’observations astronomiques sur trois grands télescopes à Kitt Peak en Arizona, ainsi qu’une soixantaine d’heures allouées sur les télescopes de 8 m des observatoires Gemini Nord et Sud. Nous avons ainsi découvert 322 nouvelles étoiles naines blanches de plusieurs types spectraux différents, dont 173 sont à moins de 40 pc, soit une augmentation de 40% du nombre de naines blanches connues à l’intérieur de ce volume. Parmi ces nouvelles naines blanches, 4 se trouvent probablement à moins de 20 pc du Soleil. De plus, nous démontrons que notre technique est très efficace pour identifier les étoiles naines blanches dans la région peuplée du plan de la Galaxie. Nous présentons ensuite une analyse spectroscopique et photométrique détaillée de notre échantillon à l’aide de modèles d’atmosphère afin de déterminer les propriétés physiques de ces étoiles, notamment la température, la gravité de surface et la composition chimique. Notre analyse statistique de ces propriétés, basée sur un échantillon presque trois fois plus grand que celui à 20 pc, révèle que nous avons identifié avec succès les étoiles les plus massives, et donc les moins lumineuses, de cette population qui sont souvent absentes de la plupart des relevés publiés. Nous avons également identifié plusieurs naines blanches très froides, et donc potentiellement très vieilles, qui nous permettent de mieux définir le côté froid de la fonction de luminosité, et éventuellement l’âge du disque de la Galaxie. Finalement, nous avons aussi découvert plusieurs objets d’intérêt astrophysique, dont deux nouvelles étoiles naines blanches variables de type ZZ Ceti, plusieurs naines blanches magnétiques, ainsi que de nombreux systèmes binaires non résolus. / White dwarf stars represent the endpoint of stellar evolution for 97% of stars in the Galaxy. Our own Sun, in particular, will lose its external gas layers in about 5 billion years, and end up as an Earth-sized white dwarf. The study of their global properties (temperature distribution, mass distribution, luminosity function, etc.) requires statistically complete samples, free from any selection bias, and thus the best strategy to adopt when surveying these low-luminosity objects is to restrict the search to a given volume such as the immediate vicinity of the Sun. However, the current census of white dwarfs in the solar neighborhood suffers from significant statistical biases, since the most representative sample of the local white dwarf population, i.e. the stars within a sphere with a radius of 20 pc from the Sun (~ 65 light-years), contains only ~ 130 objects, and is thus dominated by large uncertainties due to small-number statistics. In order to perform a statistical analysis of the local white dwarf population which is more statistically significant, we present a study aimed at obtaining a complete sample of white dwarfs in the solar neighborhood within 40 pc of the Sun, thus increasing the sampled volume by a factor of 8. To identify every white dwarf within 40 pc of the Sun, we rely on SUPERBLINK, a large catalog containing proper motions and photometric information for over 2 million stars. Our approach is based on reduced proper motion diagrams, which are efficient at separating white dwarfs from other stellar populations. The distances for all white dwarf candidates in the northern hemisphere are determined from theoretical color-magnitude relations, in order to identify the stars that lie within 40 pc of the Sun. The spectral confirmation of the resulting ~ 1100 candidates required 15 observing runs with 3 large telescopes at Kitt Peak, Arizona, as well as ~ 60 hours of allocated time on the 8-m telescopes of Gemini North and South Observatories. From these spectroscopic observations, we identified 322 new white dwarf stars, among which 173 lie within 40 pc the Sun, thus increasing the current census of white dwarfs in this volume of space by 40%. Among the new white dwarf identifications, 4 could even belong to the 20 pc sample. We also show that our method is efficient at recovering white dwarfs in the densely populated area of the Galactic plane. We then present a spectroscopic and photometric analysis of our sample with state-of-the-art model atmospheres in order to determine their physical properties, in particular the effective temperature, surface gravity, and chemical composition of each star. Our statistical analysis of these properties --- based on a sample almost three times larger than the 20 pc sample --- reveals that we are successfully uncovering the most massive, and thus less luminous stars of this population, which are often missing in most surveys reported in the literature. We also identify a significant number of very cool, and thus potentially old white dwarfs, which are useful to sample the cool end of the luminosity function used to constrain the age of the Galactic disk. Finally, we report the discovery of several objects of astrophysical interest, including two new ZZ Ceti variable stars, several magnetic white dwarfs, and a few unresolved double degenerate binaries.

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.

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.