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.

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.

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

Ce mémoire présente une analyse comparative des paramètres atmosphériques obtenus à l’aide des techniques photométrique et spectroscopique. Pour y parvenir, les données photométriques et spectroscopiques de 1375 naines blanches de type DA tirées du Sloan Digital Sky Survey (SDSS) ainsi que les données spectroscopiques du Villanova White Dwarf Catalog ont été utilisées. Il a d’abord fallu s’assurer que les données photométriques et spectroscopiques étaient bien calibrées. L’analyse photométrique a démontré que la photométrie ugriz ne semblait pas avoir de problème de calibration autre que le décalage des points zéro, qui est compensé en appliquant les corrections photométriques appropriées. De plus, le fait que le filtre u laisse passer le flux à certaines longueurs d’onde dans le rouge ne semble pas affecter la détermination des paramètres atmosphériques. L’analyse spectroscopique a ensuite confirmé que l’application de fonctions de correction permettant de tenir compte des effets hydrodynamiques 3D est la solution au problème de log g élevés. La comparaison des informations tirées des données spectroscopiques des deux différentes sources suggère que la calibration des spectres du SDSS n’est toujours pas au point. Les paramètres atmosphériques déterminés à l’aide des deux techniques ont ensuite été comparés et les températures photométriques sont systématiquement plus faibles que celles obtenues à partir des données spectroscopiques. Cet effet systématique pourrait être causé par les profils de raies utilisés dans les modèles d’atmosphère. Une méthode permettant d’obtenir une estimation de la gravité de surface d’une naine blanche à partir de sa photométrie a aussi été développée. / We present a comparative analysis of atmospheric parameters obtained with the so-called photometric and spectroscopic techniques. Photometric and spectroscopic data for 1375 DA white dwarfs from the Sloan Digital Sky survey (SDSS) are used, as well as spectroscopic data from the Villanova White Dwarf Catalog. We first test the calibration of the ugriz photometric system by using model atmosphere fits to observed data. Our photometric analysis indicates that the ugriz photometry appears well calibrated when the SDSS standard photometric corrections are applied. We also show that the reported red leak of the u filter does not affect the results of the photometric analysis. The spectroscopic analysis of the same data set reveals that the so-called high log g problem can be solved by applying published correction functions that take into account 3D hydrodynamical effects. However, a comparison between the SDSS and the White Dwarf Catalog spectroscopic data also suggests that the SDSS spectra still suffer from a small calibration problem. We then compare the atmospheric parameters obtained from both fitting techniques and show that the photometric temperatures are systematically lower than those obtained from spectroscopic data. This systematic offset may be linked to the hydrogen line profiles used in the model atmospheres. We finally explore the results of a technique aimed at measuring surface gravities using photometric data only.

Le but de cette thèse est d’explorer le potentiel sismique des étoiles naines blanches pulsantes, et en particulier celles à atmosphères riches en hydrogène, les étoiles ZZ Ceti. La technique d’astérosismologie exploite l’information contenue dans les modes normaux de vibration qui peuvent être excités lors de phases particulières de l’évolution d’une étoile. Ces modes modulent le flux émergent de l’étoile pulsante et se manifestent principalement en termes de variations lumineuses multi-périodiques. L’astérosismologie consiste donc à examiner la luminosité d’étoiles pulsantes en fonction du temps, afin d’en extraire les périodes, les amplitudes apparentes, ainsi que les phases relatives des modes de pulsation détectés, en utilisant des méthodes standards de traitement de signal, telles que des techniques de Fourier. L’étape suivante consiste à comparer les périodes de pulsation observées avec des périodes générées par un modèle stellaire en cherchant l’accord optimal avec un modèle physique reconstituant le plus fidèlement possible l’étoile pulsante. Afin d’assurer une recherche optimale dans l’espace des paramètres, il est nécessaire d’avoir de bons modèles physiques, un algorithme d’optimisation de comparaison de périodes efficace, et une puissance de calcul considérable. Les périodes des modes de pulsation de modèles stellaires de naines blanches peuvent être généralement calculées de manière précise et fiable sur la base de la théorie linéaire des pulsations stellaires dans sa version adiabatique. Afin de définir dans son ensemble un modèle statique de naine blanche propre à l’analyse astérosismologique, il est nécessaire de spécifier la gravité de surface, la température effective, ainsi que différents paramètres décrivant la disposition en couche de l’enveloppe. En utilisant parallèlement les informations obtenues de manière indépendante (température effective et gravité de surface) par la méthode spectroscopique, il devient possible de vérifier la validité de la solution obtenue et de restreindre de manière remarquable l’espace des paramètres. L’exercice astérosismologique, s’il est réussi, mène donc à la détermination précise des paramètres de la structure globale de l’étoile pulsante et fournit de l’information unique sur sa structure interne et l’état de sa phase évolutive. On présente dans cette thèse l’analyse complète réussie, de l’extraction des fréquences à la solution sismique, de quatre étoiles naines blanches pulsantes. Il a été possible de déterminer les paramètres structuraux de ces étoiles et de les comparer remarquablement à toutes les contraintes indépendantes disponibles dans la littérature, mais aussi d’inférer sur la dynamique interne et de reconstruire le profil de rotation interne. Dans un premier temps, on analyse le duo d’étoiles ZZ Ceti, GD 165 et Ross 548, afin de comprendre les différences entre leurs propriétés de pulsation, malgré le fait qu’elles soient des étoiles similaires en tout point, spectroscopiquement parlant. L’analyse sismique révèle des structures internes différentes, et dévoile la sensibilité de certains modes de pulsation à la composition interne du noyau de l’étoile. Afin de palier à cette sensibilité, nouvellement découverte, et de rivaliser avec les données de qualité exceptionnelle que nous fournissent les missions spatiales Kepler et Kepler2, on développe une nouvelle paramétrisation des profils chimiques dans le coeur, et on valide la robustesse de notre technique et de nos modèles par de nombreux tests. Avec en main la nouvelle paramétrisation du noyau, on décroche enfin le ”Saint Graal” de l’astérosismologie, en étant capable de reproduire pour la première fois les périodes observées à la précision des observations, dans le cas de l’étude sismique des étoiles KIC 08626021 et de GD 1212. / The goal of this thesis is to explore the seismic potential of pulsating white dwarf stars, and in particular those having an hydrogen-rich atmosphere, the ZZ Ceti stars. The technique of asteroseismology relies on the information contained in the normal modes of vibration that can be excited during specific phases of the evolution of a star. These modes modulate the emerging flux of the pulsating star and mainly present themselves as multi-periodic luminosity variations. Asteroseismology is the science that examines the luminosity of pulsating stars as a function of time, to better extract the periods, apparent amplitudes and relative phases of the detected pulsation modes, using standard methods of signal processing such as Fourier techniques. We then compare the observed pulsation periods to periods generated from a stellar model by searching the optimal match with a physically sound model that best describes the pulsating star. To better search in parameter space, it is primordial to have good physically sound models, an efficient algorithm comparing the periods, and significant computing power. The periods of the pulsation modes of white dwarf stellar models can be generally calculated very precisely on the basis of the linear theory of stellar pulsations in its adiabatic version. To define a static white dwarf model suitable for a seismic analysis, it is necessary to specify the surface gravity, the effective temperature, and the various parameters describing the onion-like structure of the star. By using a posteriori the informations obtained independently (effective temperature and surface gravity) with the spectroscopic technique, it is then possible to confirm the validity of the solution obtained. The asteroseismic exercise, when successful, precisely determines the various parameters of the global structure of the pulsating star, and gives unique information on the internal structure of the star and the current state of its evolutionary phase. We present in this thesis the complete and successful analyses, from frequency extraction to the finding of the seismic solution, of four pulsating white dwarf stars. It was possible to determine the structural parameters of these stars and to compare them to every possible independent constraints found in the literature, but to also infer on the internal dynamic and to reconstruct the internal rotation profile. At first, we analyse the pair of ZZ Ceti stars, GD 165 and Ross 548, to better understand the differences in their pulsation spectra, notwithstanding their identical spectroscopic properties. The seismic analysis reveals different internal structures, and unravels the sensitivity of some pulsation modes to the internal composition of the core of the star. To compensate for this newly discovered sensitivity, and to rival the exceptional quality of the data coming from the spatial missions Kepler and Kepler2, we develop a new parameterization of the core chemical profiles, and we validate the robustness of our technique and our models by various tests. Having in hand the new parameterization of the core, we reach the ”Holy Grail” of asteroseismology, by being capable of reproducing for the first time the observed periods to the precision of the observations, in the study case of the stars KIC 08626021 and GD 1212.

Ce mémoire présente une recherche détaillée et une analyse des étoiles naines blanches hybrides chimiquement stratifiées dans le Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Une seule étoile stratifiée, PG 1305-017, était connue avant notre recherche. L'objectif principal est de confirmer l'existence de plusieurs nouvelles étoiles stratifiées. Pour ce faire, il a fallu dans un premier temps développer une nouvelle génération de modèles d'atmosphère à partir de ceux de Bergeron et al. (1991) et Tremblay & Bergeron (2009). Nous y avons ajouté l'opacité de toutes les raies d'hélium et les calculs nécessaires pour tenir compte de la stratification chimique de l'atmosphère, où une mince quantité d’hydrogène flotte en équilibre diffusif au-dessus d’une enveloppe massive d’hélium. En parallèle, nous avons aussi calculé des modèles standards, chimiquement homogènes. Ensuite, nous avons sélectionné des naines blanches chaudes (Teff > 30,000 K) de type spectral hybride (traces d'hélium et d'hydrogène) parmi les ~38,000 naines blanches répertoriées dans le SDSS. Un total de 52 spectres d'étoile a été retenu dans notre échantillon final. La technique spectroscopique, c'est-à-dire l'ajustement des raies spectrales des modèles sur un spectre observé, a été appliquée à toutes les étoiles de notre échantillon. Nous avons ainsi mesuré la température effective, la gravité de surface et la composition chimique de l'atmosphère de ces étoiles. Par l'ajustement simultané de modèles stratifiés et homogènes, nous avons aussi pu déterminer si les étoiles étaient stratifiées ou non. Nous identifions ainsi 14 naines blanches stratifiées. Nous tirons de ces résultats plusieurs conclusions sur les processus physiques expliquant la présence d'hélium dans l'atmosphère. / We present a detailed research and analysis of chemically stratified hybrid white dwarf stars in the Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Only one stratified star, PG 1305-017, was known before our analysis. The main objective is to confirm the existence of several new stratified stars. To do so, we initially had to develop a new generation of model atmospheres from those of Bergeron et al. (1991) and Tremblay & Bergeron (2009). We added the opacity of all the helium lines and the necessary calculations to account for the chemical stratification of the atmosphere, where a thin hydrogen layer floats in diffusive equilibrium on top of a more massive helium layer. In parallel, we also calculated a grid of standard models, which are chemically homogeneous. Then, we selected hot white dwarfs (Teff > 30,000 K) with a hybrid spectral type (traces of helium and hydrogen) from the ~38,000 white dwarfs listed in the SDSS. A total of 52 spectra were retained in our final sample. The spectroscopic technique, i.e. the fit of model spectra to an observed spectrum, was applied to all stars in our sample. Thereby, we have measured the effective temperature, the surface gravity and the chemical composition of these stars. By simultaneously fitting stratified and homogeneous models, we have also been able to determine if the stars were stratified or not. We identify 14 stratified white dwarfs. From these results, we draw several conclusions on the physical processes explaining the presence of helium in the atmosphere.

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

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