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

Les étoiles enregistrent le passé dans leurs âges, leurs compositions chimiques et leur cinématique. Elles peuvent fournir des contraintes détaillées sur les premières époques de la formation des galaxies, jusqu’aux redshifts supérieurs à deux (un recul d’environ 10 milliards d’années). En particulier, les âges stellaires sont essentiels pour la compréhension de l’histoire de la Voie Lactée et pour la comparaison avec les modèles d’évolution galactique.L’avènement de la mission spatiale Gaia ouvre la voie à l’estimation de l’âge pour de grands échantillons d’étoiles. En particulier, les méthodes basées sur l’ajustement d’isochrones peuvent être utilisées. En plus, les distances précises mesurées par Gaia permettent de développer les estimateurs d’âge indirects basés sur l’horloge d’évolution de la population stellaire. En fait, les schémas d’abondance chimique, imprimés sur les atmosphères stellaires, représentent les conditions du gaz au moment de la formation des étoiles à des redshifts supérieurs à deux. Les produits d’évolution chimique de différents canaux nucléosynthétiques peuvent donc fournir une approximation temporelle, qui, après l’étalonnage, peut être utilisé comme un estimateur d’âge.Cette thèse est centrée sur l’utilisation d’horloge chimique particulière : l’abondance [Y/Mg]. À cette fin, les premières données astrométriques de la mission Gaia ont été combinées avec des données spectroscopiques à haute résolution du catalogue AMBRE HARPS. Tout d’abord, l’identification des objets d’AMBRE a été améliorée grâce à la correspondance avec le catalogue 2MASS et la Gaia DR1. Au total, 6776 étoiles ont été identifiées.Deuxièmement, afin d’obtenir des estimations précises du rapport d’abondance [Y/Mg] pour les étoiles du disque galactique, l’outil automatisé GAUGUIN, intégré à la chaîne Gaia DPAC APSIS, a été optimisé et testé. En particulier, les capacités d’estimation d’abondances chimiques ont été améliorées pour des grilles de spectres synthétiques irrégulières, couvrant une large gamme de paramètres atmosphériques stellaires.Troisièmement, le ratio [Y/Mg] a été estimé pour environ 2000 étoiles à partir des données spectroscopiques d’AMBRE HARPS. Les erreurs internes et externes des abondances ont été soigneusement analysées. Les étoiles étudiées appartiennent principalement aux disques mince et épais galactique, dans la gamme de métallicité allant de –1,0 dex à 0,5 dex.Quatrièmement, grâce à l’estimation d’âge basée sur l’adaptation des isochrones pour 342 "turn-off" étoiles d’échantillon, la sensibilité à l’âge du rapport [Y/Mg] a été étudié. L’analyse révèle une corrélation claire entre [Y/Mg] et l’âge pour les étoiles du disque mince de différentes métallicités. Cela correspond aux études antérieures sur les étoiles de type solaire. De plus, aucune dépendance à la métallicité avec l’âge stellaire n’est détectée, donc le ratio [Y/Mg] peut être utilisé comme un indicateur fiable d’âge. Enfin, la relation [Y/Mg] versus l’âge présente une discontinuité entre les étoiles du disque épais autour de 9–10 Gyrs. Pour ces étoiles, la corrélation est différente et a une tendance probablement plus forte avec l’âge. Cela reflète la différence dans les histoires d’évolution chimique pour les deux composantes du disque. / Stars record the past in their ages, chemical compositions and kinematics. They can provide unprecedented detailed constraints on the early epochs of galaxy formation, back to redshifts greater than two (a look-back time of around 10 billion years). In particular, stellar ages are crucial to the understanding of the Milky Way history and for comparison with galactic evolution models. The advent of the Gaia space mission has opened the path to stellar age estimations for large samples of stars, in particular, based on isochrone fitting methods. In addition, Gaia precise distances allow to develop indirect age estimations based on the stellar population chemical evolution clock. In fact, the chemical abundance patterns imprinted on stellar atmospheres represent the gas conditions at the time of the stars’ formation back to redshifts greater than two. The chemical evolution products of different nucleosynthetic channels can therefore provide a time proxy. After calibration, it can be used as an age estimator.This thesis is focussed on the use of a particular chemical clock, the [Y/Mg] abundance. To this purpose, the astrometric Gaia mission data from the first data release was combined with high resolution spectroscopic data from the AMBRE-HARPS catalogue. First of all, the object identification of the AMBRE archival data was improved, thanks to a cross match with the 2MASS catalog, and later the Gaia DR1. In total, 6776 different stars have been identified.Secondly, in order to obtain precise estimations of the [Y/Mg] abundance ratio for galactic disc stars, the automated GAUGUIN tool integrated in the Gaia DPAC APSIS chain, has been optimized and tested. In particular, the abundance estimation capabilities of the APSIS GAUGUIN tool have been improved for irregularly distributed synthetic spectra grids, spanning a large range in stellar atmospheric parameters.Thirdly, the [Y/Mg] abundance ratio has been estimated for about 2000 stars from the AMBRE HARPS spectroscopic data. In addition, the internal and external errors of the abundances were carefully analysed. The studied stars belong mainly to the galactic thin and thick disc, in the metallicity range from --1.0 dex to 0.5 dex.Fourth, thanks to the isochrone fitting age estimations of 342 turn-off stars of the sample, the age sensitivity of the [Y/Mg] ratio has been studied. The analysis reveals a clear correlation between [Y/Mg] and age for thin disk stars of different metallicities, in synergy with previous studies of Solar type stars. In addition, no metallicity dependence with stellar age is detected, allowing to use the [Y/Mg] ratio as a reliable age proxy.Finally, the [Y/Mg] vs. age relation presents a discontinuity between thin and thick disk stars around 9–10 Gyrs. For thick disk stars, the correlation has a different zero point and probably a steeper trend with age, reflecting the different chemical evolution histories of the two disk components.

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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 étoiles Ae/Be de Herbig sont des étoiles jeunes (pré-séquence principale, PMS), de masse intermédiaire (2-10 Msun) présentant des signes d'une activité intense et de forts vents stellaires, dont l'origine n'est pas expliquée par les théories actuelles d'évolution stellaire. Des travaux observationnels tendent à indiquer que la source énergétique de cette activité serait d'origine interne. Il est donc essentiel d'extraire des informations sur la structure interne des étoiles de Herbig par le biais de l'astérosismologie, c'est-à-dire l'observation, l'analyse et la modélisation des fréquences et des modes d'oscillations des étoiles pulsantes. Une telle étude implique de caractériser et de contraindre la bande d'instabilité PMS théorique, représentant la zone du diagramme Hertzsprung-Russell dans laquelle ces étoiles pulsent, et qui est traversée par les étoiles Ae de Herbig pendant leur trajet évolutif. Dans ce but, je me suis, d'une part, concentrée sur le cas de l'étoile Ae de Herbig prototype HD 104237, en étudiant ses paramètres photosphériques fondamentaux, indispensables à une modélisation astérosismique ultérieure. L'étude des variations de profil de raies photosphériques de cette étoile a confirmé la présence d'oscillations multi-périodiques et a permis de détecter des pulsations non-radiales. Une identification de certains modes de pulsation a été réalisée. La modélisation des pulsations de cette étoile dans le cadre adiabatique a fourni des pistes intéressantes à explorer quant au mécanisme d'excitation des modes de pulsation observés. L'étude a ensuite été étendue à 4 autres étoiles de Herbig observées avec HARPS (ESO), et leur analyse préliminaire est présentée.

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.

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.

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.