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Ce mémoire présente une analyse spectro-photométrique de 2880 naines blanches situées dans un rayon de 100 pc du Soleil, plus froides que Teff ∼ 10,000 K, et possédant de la photométrie grizy de Pan-STARRS et une mesure de parallaxe trigonométrique de Gaia. Les données photométriques JHK dans le proche infrarouge sont également incluses, lorsque disponibles, et s’avèrent essentielles pour l’interprétation des naines blanches les plus froides de l’échantillon. Une analyse détaillée de chaque objet individuel est effectuée en utilisant des modèles d’atmosphère de pointe appropriés pour chaque type spectral, y compris les DA, DC, DQ, DZ, les DA riches en hélium, et les naines blanches dites faibles dans l’infrarouge (IR-faint). Les distributions en température et en masse de chaque sous-échantillon sont discutées, ainsi que l’évolution spectrale des naines blanches froides. L’échantillon présente peu d’évidence quant à la transformation des étoiles DA en naines blanches avec une atmosphère riche en hélium par le processus de mélange convectif entre Teff = 10,000 K et ∼6500 K. Cependant, cette tendance change radicalement dans les environs de Teff = 6500–5500 K où la fraction de naines blanches avec une atmosphère riche en hélium atteint ∼45%. Pour les étoiles plus froides (Teff ≲ 5200 K), les résultats indiquent que la majorité des DC ont une atmosphère dominée par l’hydrogène. Un mécanisme possible impliquant la cristallisation et le magnétisme est proposé afin d’expliquer cette transformation soudaine d’une atmosphère riche en hélium en une atmosphère riche en hydrogène. Finalement, cette analyse montre que les naines blanches de type DQ, DZ et DC pourraient former une population plus homogène qu’on ne le pensait auparavant. / This work presents a spectro-photometric analysis of 2880 cool white dwarfs within 100 pc of the Sun and cooler than Teff ∼ 10,000 K, with grizy Pan-STARRS photometry and Gaia trigonometric parallaxes available. The data sets are also supplemented with near-infrared JHK photometry, when available, which is shown to be essential for interpreting the coolest white dwarfs in the sample. A detailed analysis of each individual object is performed using state-of-the-art model atmospheres appropriate for each spectral type including DA, DC, DQ, DZ, He-rich DA, and the so-called IR-faint white dwarfs. The temperature and mass distributions of each subsample are discussed, as well as the spectral evolution of cool white dwarfs. The sample shows little evidence for the transformation of a significant fraction of DA stars into He-atmosphere white dwarfs through the process of convective mixing between Teff = 10,000 K and ∼6500 K, although the situation changes drastically in the range Teff = 6500–5500 K where the fraction of He-atmosphere white dwarfs reaches ∼45%. However, there is strong evidence that at even cooler temperatures (Teff ≲ 5200 K), most DC white dwarfs have H atmospheres. A possible mechanism to account for this sudden transformation from He- to H-atmosphere white dwarfs involving the onset of crystallization and the occurrence of magnetism is presented. Finally, the results drawn from this work have shown that DQ, DZ, and DC white dwarfs may form a more homogeneous population than previously believed.

Les naines brunes sont définies comme des objets généralement plus massifs que les planètes géantes, mais qui demeurent moins massifs que les plus petites étoiles. Étant incapables de fusionner de l’hydrogène en hélium comme les étoiles de la séquence principale en raison de leur faible masse, les naines brunes rayonnent seulement leur chaleur initiale de formation et se refroidissent continuellement au fil du temps. Cette perpétuelle diminution en luminosité introduit une dégénérescence entre leurs propriétés physiques, car il devient impossible de distinguer par sa seule luminosité une jeune naine brune massive de celle d’une vielle naine brune moins massive. Une modélisation atmosphérique et évolutive devient donc nécessaire pour contraindre les propriétés physiques (masse, rayon, âge, température effective, métallicité) des naines brunes sans compagnons, où seulement la luminosité peut être mesurée directement. Le flux émergeant de ces modèles semble bien reproduire ceux des naines brunes observées jusqu’à présent. Cependant, les paramètres physiques qu’ils prédisent demeurent sans calibration empirique, car il n’existe pas suffisamment de mesures indépendantes de ces paramètres venant de naines brunes observées qui permettrait de vérifier les prédictions des modèles. L’étude de naines brunes binaires éclipsant une étoile ouvre la possibilité de prendre des mesures directes de ses caractéristiques physiques via des analyses de vitesses radiales, de transits et d’éclipses secondaires, le tout de manière indépendante des modèles. Ce mémoire porte sur l’étude d’une naine brune binaire éclipsante découverte en 2011 via photométrie de transit par le télescope Kepler: LHS 6343 C. Des observations de transit (Kepler) en plus d’observations de vitesses radiales (Keck/HIRES) et d’éclipses secondaires (Kepler, HST, Spitzer) permettent la mesure directe de tous ses paramètres physiques importants sauf l’âge. Ce mémoire apporte une première analyse des données d’éclipse secondaire HST pour obtenir un spectre d’émission de la naine brune dans la bande passante WFC3-G141 (1.1 à 1.7 µm), permettant d’identifier un type spectrale de T1.5. De plus, ce mémoire met à jour la masse et le rayon de LHS 6343 C en utilisant une distance Gaia DR3 et des relations stellaires empiriques. Ce nouvel ensemble de paramètres est ensuite comparé à ceux prédits par des modèles atmosphériques, où l’on trouve que ceux en déséquilibre chimique reproduisent mieux les données comparés à ceux en équilibre chimique. Finalement, des modèles d’évolution sont utilisés pour déterminer l’âge de la naine brune. / Brown dwarfs are defined as substellar objects that are generally more massive than giant planets, but which remain less massive than the smallest stars. Being unable to fuse hydrogen into helium like main-sequence stars due to their low mass, brown dwarfs do not have access to a long-term energy source. They therefore radiate only their initial heat of formation and cool continuously over time. This perpetual decrease in luminosity introduces a degeneracy between their physical properties, making it impossible to distinguish a young massive brown dwarf from an older less massive one based on their luminosity and spectra alone. Therefore, atmospheric and evolutionary modelling becomes necessary to obtain other properties (e.g. mass, radius, age, effective temperature) of field brown dwarfs, since only their luminosity can be measured directly. Fortunately, the luminosities and spectra of the best models reproduce observations well. However, the physical parameters they predict (i.e. mass, radius, effective temperature, metallicity) lack an empirical calibration; i.e. there are not enough independent measurements of these parameters to meaningfully confirm the predictive power of models. One of the scenarios allowing the direct measurement of several physical characteristics is provided by brown dwarf eclipsing binaries (BDEB), i.e. a brown dwarf orbiting a star. With radial velocity, transit, and secondary eclipse analyses, all but the age of a BDEB can be determined independently of models. This thesis pertains to the study of a minimally irradiated BDEB, LHS 6343 C, discovered in 2011 via transit photometry by the Kepler telescope. Since its discovery, a greater amount of transit (Kepler) observations in addition to radial velocity (Keck/HIRES) and secondary eclipse (Kepler, HST, Spitzer) observations allow for everything but an age measurement to be obtained. This thesis provides a first analysis of the HST secondary eclipse data to obtain a brown dwarf emission spectrum in the WFC3-G141 filter (1.1 to 1.7 µm), identifying it as a T1.5 dwarf. In addition, this thesis updates the physical parameters of previous studies using a Gaia DR3 distance and empirical stellar relations. This new set of parameters is then compared to those predicted by atmospheric models, where those in chemical nonequilibrium reproduce the observed flux better than chemical equilibrium or cloud models. Finally, evolutionary models are used to determine the age of the brown dwarf.

La spectroscopie est un aspect fondamental de l'astronomie observationnelle, offrant des contraintes sur la composition, la température, la densité, la masse et le mouvement des objets astronomiques. Cette thèse se concentre spécifiquement sur la spectroscopie des naines M, des étoiles petites et froides de la séquence principale, les plus nombreuses dans notre Galaxie. Malgré leur abondance, les naines M ont été moins étudiées que les étoiles plus brillantes en raison de leur faible luminosité et de leurs spectres complexes dominés par des bandes moléculaires. Cependant, leur importance en astrophysique est profonde, car elles sont cruciales pour comprendre les populations stellaires, l'évolution des galaxies et elles sont des cibles privilégiées dans la recherche et la caractérisation des exoplanètes, en particulier celles semblables à la Terre et potentiellement habitable. La pierre angulaire de notre méthodologie observationnelle est le SpectroPolarimètre InfraRouge (SPIRou), un instrument de pointe situé au Télescope Canada-France-Hawaï (CFHT). Ce spectropolarimètre proche infrarouge (PIR) est spécialisé pour des études lies à la détection et caractérisation d'exoplanètes et divers programmes d'astrophysique stellaire. La spectroscopie à haute résolution de SPIRou opère entre 0.98 et 2.35 microns, avec un pouvoir de résolution d'environ 70000, idéal pour étudier les étoiles relativement froides comme les naines M, qui émettent principalement dans le domaine spectral du proche infrarouge. Sa capacité à détecter des caractéristiques spectrales subtiles est cruciale pour déterminer avec précision les abondances élémentaires, la température effective et la vitesse radiale d'une étoile. De plus, bien que ce ne soit pas l'objectif principal de cette thèse, les capacités polarimétriques de SPIRou offrent des aperçus précieux sur les champs magnétiques des naines M. Notre analyse initiale s'est concentrée sur l'étoile de Barnard, une naine M bien étudiée dans le voisinage solaire. Nous avons comparé les spectres PIR haute résolution observés aux modèles d'atmosphère stellaire PHOENIX-ACES. Bien que ces modèles soient généralement en bon accord avec les observations, de nombreuses différences spectrales sont identifiées telles que le décalage du continuum, de la contamination non résolue de diverses raies de même que le décalage inattendu de raies spectrales de leur longueur d'onde nominale. Tous ces problèmes conspirent à biaiser les déterminations d'abondance et de température effective. Une partie importante de cette étude a impliqué l'identification d'une liste de raies spectrales fiables dans le spectre PIR pour l'analyse chimique. Nous avons développé un pipeline automatisé personnalisé qui prend en compte les incertitudes du modèle, adapté pour déterminer à la fois la température effective et les abondances chimiques basées sur un spectre PIR haute résolution. Pour l'étoile de Barnard, nous avons déterminé une température effective de 3231 +/- 21 K, en excellent accord avec la valeur de 3238 +/- 11 K déduite des méthodes interférométriques considérées comme les plus fiables. De plus, notre analyse a fourni des mesures d'abondance de 15 éléments, dont quatre (K, O, Y, Th) jamais signalés auparavant. Ces mesures sont en bon accord avec la littérature. S'appuyant sur notre étude initiale, nous avons étendu notre méthodologie à un échantillon de 31 naines M proches, dont une dizaine dans des systèmes binaires avec une étoile FGK comme primaire dont la métallicité est bien établie par la spectroscopie haute resolution dans le domaine visible. Cet échantillon permet d'investiguer l'applicabilité et les limites de nos techniques et de fournir une comparaison entre les mesures d'abondance déduites de la spectroscopie PIR et optique. Nous avons caractérisé les incertitudes de notre méthode Teff en la testant sur des modèles synthétiques avec divers niveaux de bruit et avons trouvé une incertitude constante de 10 K pour un rapport signal-bruit supérieur à ~100. La comparaison de nos mesures de température effective sont en excellent accord, à 30 K près, avec des valeurs interférométriques. Nous avons ensuite mesuré les abondances de jusqu'à 10 éléments différents pour ces étoiles, certaines ayant leurs premières compositions chimiques mesurées. Pour les systèmes binaires, nous avons trouvé des métallicités marginalement inférieures dans les naines M par rapport à leurs compagnons FGK dont la métallicité est dérive de la spectroscopie optique, avec des différences moyennes de 0,14 +/- 0,09 dex par rapport aux valeurs rapportées de Mann et al. (2013). On trouve donc un excellent accord entre les mesures d'abondances dérivées de la spectroscopie PIR haute résolution par notre méthode et celles dérivées de la spectroscopie haute résolution optique de leur compagnon FGK. Nos résultats ont contribué à l'analyse spectroscopique des naines M, élargissant le champ de l'analyse d'abondance chimique pour ces étoiles. Nous avons compilé une liste de raies fiables où les modèles PHOENIX montrent un bon accord avec les observations. Nos résultats soulignent la nécessité de modèles d'atmosphère améliorés pour mieux exploiter la puissance de la spectroscopie PIR pour une détermination précise de la température effective et des mesures d'abondance des naines M. / Spectroscopy is a foundational aspect of observational astronomy, providing critical insights into the composition, temperature, density, mass, and motion of astronomical objects. This thesis specifically focuses on the spectroscopy of M dwarfs, small and cool stars on the main sequence, which are the most numerous type of stars in our Galaxy. Despite their abundance, M dwarfs have been less studied than brighter stars due to their low luminosity and complex spectra dominated by molecular bands. However, their significance in astrophysics is profound, as they are crucial in understanding stellar populations, galaxy evolution, and are prime targets in the search and characterization of exoplanets, especially Earth-like ones potentially harboring life. The cornerstone of our observational methodology is the SpectroPolarimètre InfraRouge (SPIRou), a cutting-edge instrument housed at the Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT). This near-infrared (NIR) spectropolarimeter excels in a range of scientific studies, from exoplanet detection to stellar physics. SPIRou’s high-resolution spectroscopy operates between 0.98 and 2.35 microns, with a resolving power of about 70000, ideal for analyzing cool stars like M dwarfs, which emit predominantly in the NIR spectrum. Its ability to detect subtle spectral features is crucial for accurately determining elemental abundances, effective temperature, and radial velocity of a star. For our research, the high-resolution NIR spectroscopy of SPIRou was essential, allowing us to capture detailed spectra of M dwarfs with high precision, thus forming the foundation of our analysis. Our initial analysis centered on Barnard's star, a well-studied M dwarf in the solar neighborhood. We compared the observed high-resolution NIR spectra to the PHOENIX-ACES stellar atmosphere models. While those models are generally in good agreement with observations, numerous spectral differences are identified such as continuum mismatch, unresolved contamination, and spectral line shifts, all conspiring to bias elemental abundance and effective temperature determinations. A crucial part of this study involved identifying reliable spectral lines in the NIR spectrum for chemical analysis. We developed a customized automated pipeline that takes model uncertainties into account to determine both the effective temperature and chemical abundances based on a high-resolution NIR spectrum. For Barnard's star, we determined an effective temperature of 3231 +/- 21 K, in excellent agreement with the value of 3238 +/- 11 K inferred from interferometric methods. Additionally, our analysis has provided abundance measurements of 15 elements including four (K, O, Y, Th) never reported before. Those measurements are in good agreement with the literature. Building upon our initial study, we extended our methodology to a sample of 31 nearby M dwarfs, including some in binary systems with a FGK star as primary. This sample allows to investigate the broader applicability and potential limitations of our techniques and provide a comparison between abundance measurements inferred from NIR and optical spectroscopy. We investigated the uncertainties of our Teff method by testing it on synthetic models with various level of noise and found a consistent uncertainty of 10 K for signal-to-noise ratio greater than ~100. Our Teff are in excellent agreement with those inferred from interferometric methods within typical dispersion of ~30 K, comparable to the apparent noise floor of our Teff estimates, showing the validity of our method. We then measured the abundances for up to 10 different elements for these stars, many of them being their first measured chemical compositions. For the binary systems, we find an excellent agreement between our metallicities of M dwarfs compared to their FGK counterparts derived from optical spectroscopy, with with mean differences of 0.14 +/- 0.09 dex against the reported values from Mann et al. (2013). Our findings have contributed to the spectroscopic analysis of M dwarfs, broadening the scope of chemical abundance analysis for these stars. We compiled a reliable line list where PHOENIX models show good agreement with observations. Our results emphasize the need for improved atmosphere models to fully exploit the power of NIR spectroscopy for precise determination of effective temperature and abundance measurements of M dwarfs.

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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.

Ce mémoire présente une exploitation additionnelle du catalogue LSPM comportant deux grandes parties, soit la poursuite du relevé des naines blanches à l'intérieur d'un rayon de 40 pc et l'étude de la contrepartie SDSS de ce catalogue. La première consiste à utiliser les critères basés sur des diagrammes de mouvements propres réduits établis dans des travaux antérieurs afin de dresser une liste de candidates naines blanches. Quelques modifications quant à l'ordre de priorité ainsi que le critère basé sur les magnitudes photographiques seront apportées. Une approche de moindres carrés non-linéaire appliquée aux magnitudes observées dans les systèmes photométriques disponibles permet ensuite de déterminer la distance des objets sélectionnés par comparaison avec les plus récents modèles de naines blanches disponibles. Un second critère est appliqué en se basant sur la qualité de l'ajustement résultant de la procédure. Ceci mènera à l'identification de 31 nouvelles naines blanches, dont 11 situées vraisemblablement à moins de 40 pc. Une nouvelle liste de candidates a aussi pu être établie pour la poursuite du relevé. La seconde partie consiste à utiliser tous les objets du 7e relevé du SDSS identifiés dans le catalogue LSPM pour l'étude statistique des naines blanches, essentiellement via la détermination de leur fonction de luminosité. Pour ce faire, un critère basé sur les diagrammes de mouvements propres réduits sera encore une fois utilisé. La distance des objets sélectionnés sera déterminée selon la même procédure, mais cette fois en ne se limitant pas à 40 pc. La méthode de pondération selon le volume observable (1/v_max) est utilisée afin de compenser pour le biais introduit par la sensibilité du catalogue à la magnitude. Cependant, d'autres facteurs viennent influencer la détermination de la fonction de luminosité et une analyse de ceux-ci est finalement présentée. / We present an additional exploitation of the Lépine \& Shara Proper Motion catalog (LSPM) divided in two main parts: a follow up and some improvements on the census or northern white dwarfs within 40 pc of the Sun and a study of the SDSS white dwarfs component in the LSPM survey. The former consists in the use of criteria previously established in order to create a list of white dwarf candidates with an associated priority. The priority order has been enriched and one of the criteria has been slightly modified. We then use a non-linear least square method to the observed magnitudes in each available photometric system simultaneously in order to determine the atmospheric parameters and, in particular, the distance of each white dwarf candidate. This approach allows a second criteria to be applied on our sample based on the goodness of the fit. This will lead us to the identification of 31 new white dwarfs, from which 11 are likely to remain within 40 pc of the Sun. A new list of 340 candidates has also been established for eventual observations. The latter consists in the use of all the objects from the 7th data release of the SDSS that have a counterpart in the LSPM catalog to elaborate a statistical study of white dwarfs, in this case by calculating the white dwarf luminosity function. To do so, one of the same criterion mentioned above will be used to make a first selection of presumed white dwarfs. Afterwards, the distance will be determined by the same least-square method, but without any restriction on the distance. To balance the effect due to the sensibility in magnitude of the survey, we used a ponderation method based on the maximum observable volume (1/v_max). However, other factors come to affect our results and the last part of this work concentrates on their identification.

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.