One possibility for detecting low-amplitude pulsational variations is through gravitational microlensing. During a microlensing event, the temporary brightness increase leads to improvement in the signal-to-noise ratio, and thereby better detectability of pulsational signatures in light curves. We explore this possibility under two primary considerations. The first is when the standard point-source and point-lens approximation applies. In this scenario, dividing the observed light curve by the best-fitted microlensing model leads to residuals that result in pulsational features with improved uncertainties. The second is for transit events (single lens) or caustic crossing (binary lens). The point-source approximation breaks down, and residuals relative to a simple best-fitted microlensing model display more complex behaviour. We employ a Monte Carlo simulation of microlensing of pulsating variables toward the Galactic bulge for the surveys of OGLE and of KMTNet. We demonstrate that the efficiency for detecting pulsational signatures with intrinsic amplitudes of <0.25 mag during single and binary microlensing events, at differences in χ2 of Δχ2 > 350, is $\sim \!50\!-\!60{{\ \rm per\ cent}}$. The maximum efficiency occurs for pulsational periods P ≃ 0.1-0.3 d. We also study the possibility that high-magnification microlensing events of non-radially pulsating stars could be misinterpreted as planetary or binary microlensing events. We conclude that small asymmetric features around light curve peaks due to stellar pulsations could be misdiagnosed with crossing (or passing close to) small caustic curves.

The orbital parameters of binaries at intermediate periods (10(2)-10(3) d) are difficult to measure with conventional methods and are very incomplete. We have undertaken a new survey, applying our pulsation timing method to Kepler light curves of 2224 main-sequence A/F stars and found 341 non-eclipsing binaries. We calculate the orbital parameters for 317 PB1 systems (single-pulsator binaries) and 24 PB2s (double-pulsators), tripling the number of intermediate-mass binaries with full orbital solutions. The method reaches down to small mass ratios q approximate to 0.02 and yields a highly homogeneous sample. We parametrize the mass-ratio distribution using both inversion and Markov-Chain Monte Carlo forward-modelling techniques, and find it to be skewed towards low-mass companions, peaking at q approximate to 0.2. While solar-type primaries exhibit a brown dwarf desert across short and intermediate periods, we find a small but statistically significant (2.6 sigma) population of extreme-mass-ratio companions (q < 0.1) to our intermediate-mass primaries. Across periods of 100-1500 d and at q > 0.1, we measure the binary fraction of current A/F primaries to be 15.4 per cent +/- 1.4 per cent, though we find that a large fraction of the companions (21 per cent +/- 6 per cent) are white dwarfs in post-mass-transfer systems with primaries that are now blue stragglers, some of which are the progenitors of Type Ia supernovae, barium stars, symbiotics, and related phenomena. Excluding these white dwarfs, we determine the binary fraction of original A/F primaries to be 13.9 per cent +/- 2.1 per cent over the same parameter space. Combining our measurements with those in the literature, we find the binary fraction across these periods is a constant 5 per cent for primaries M-1 < 0.8 M-circle dot, but then increases linearly with log M-1, demonstrating that natal discs around more massive protostars M-1 greater than or similar to M-1(circle dot) become increasingly more prone to fragmentation. Finally, we find the eccentricity distribution of the main-sequence pairs to be much less eccentric than the thermal distribution.

Classical Cepheids form one of the foundations of modern cosmology and the extragalactic distance scale; however, cosmic microwave background observations measure cosmological parameters and indirectly the Hubble Constant, H 0, to unparalleled precision. The coming decade will provide opportunities to measure H0 to 2% uncertainty thanks to the Gaia satellite, JWST, ELTs and other telescopes using Cepheids and other standard candles. In this work, we discuss the upcoming role for variable stars and asteroseismology in calibrating the distance scale and measuring H0 and what problems exist in understanding these stars that will feed back on these measurements.

The mysteries of the interior structures of stars are being tackled with asteroseismology. The observable parameters of the surface pulsations of stars inform us of the interior characteristics of numerous classes of stars. The main-sequence gamma Doradus stars, just a little hotter than the Sun, offer the potential of determining stellar structure right down to the core. To determine the structural profile of a star, the observed frequencies and a full geometric description must be determined. This is only possible with long-term spectroscopic monitoring and careful analysis of the pulsation signature in spectral lines. This work seeks to identify the pulsational geometry of several gamma Doradus stars and to identify areas of improvement for current observation, analysis and modelling techniques. More than 4500 spectra were gathered on five stars for this purpose. For three stars a successful multi-frequency and mode identification solution was determined and significant progress has been made towards the understanding of a binary system involving a gammaDoradus star. A hybrid gamma Doradus/\delta Scuti pulsator was also intensely monitored and results from this work raise important questions about the classification of this type of star. Current analysis techniques were found to be fit-for-purpose for pure gamma Doradus stars, but stars with complexities such as hybrid pulsations and/or fast rotation require future development of the current models.

J'ai effectué une étude des éléments C, N, et O dans les atmosphères d'étoiles chimiquement particulières de la séquence principale, où ils sont sous-abondants et répartis de manière inhomogène. J'ai recensé les processus physiques qu'il faut inclure dans les calculs d'accélération radiative et montré leur importance relative. Des améliorations majeures par rapport aux approximations usuelles ont été obtenues grâce à l'utilisation systématique des données atomiques du projet OPACITY. Elles permettent de calculer précisément la dépendance en fréquence des opacités, et d'améliorer l'évaluation des largeurs de raies. Les contributions des raies et de la photoionisation sont calculées pour chaque ion et l'accélération totale sur un élément donné est obtenue grâce à un modèle prenant en compte les réactions rapides entre ions. Les accélérations radiatives calculées pour le carbone, l'azote, et l'oxygène, les poussant vers le haut, apparaissent inférieures à la gravité dans tous les modèles d'enveloppe considérés (étoiles de type A à F), pour une large gamme de paramètres, expliquant leurs déficits marquées à la surface de la plupart des étoiles chimiquement particulières. Des tables donnant d'une part l'opacité de ces éléments, d'autre part leur accélération radiative sur une grille contenant de nombreuses conditions de plasma permettent d'effectuer des calculs d'évolution stellaire prenant en compte tous les aspects de la diffusion des éléments C, N, et O, les plus abondants après H et He. <br /> <br />Je me suis ensuite intéressé aux étoiles de type lambda Bootis, un petit sous-groupe singulier d'étoiles chimiquement particulières, dont les anomalies d'abondance ne sont pas expliquées par le modèle de la diffusion radiative. Il s'agirait plutôt d'étoiles jeunes, encore entourées des restes du disque à partir duquel elles se sont formées, et dont elles accrèteraient un gaz appauvri en éléments lourds, ceux-ci s'étant condensés en grains. Afin de vérifier cette hypothèse, nous avons recherché la signature de matière circumstellaire dans le spectre de ces étoiles. Peu d'étoiles de notre échantillon montrent un tel indice et nos résultats suggèrent une anti-corrélation entre la présence de gaz ou de poussières, pouvant caractériser deux états différents dans l'évolution du disque protostellaire. Au cours de cette étude, nous avons découvert par hasard le premier cas de pulsations non radiales dans une étoile de type lambda Bootis, puis montré qu'elles sont communes dans ce groupe. L'identification des modes de pulsation permet de remonter à la structure interne de ces étoiles et à leur état d'évolution, permettant ainsi de tester le modèle d'accrétion. <br /> <br />Mon étude des environnements circumstellaires des étoiles lambda Bootis m'a conduit à m'intéresser aux disques protoplanétaires. Jusqu'à récemment, nous n'avions observé qu'un seul système solaire (le nôtre) dans lequel nous pouvions tester notre compréhension du processus de formation de planètes. Maintenant, plus d'une centaine de planètes ont été découvertes autour d'autres étoiles et les contraintes sur les modèles théoriques sont devenues très serrées. Nous savons que, dans la nébuleuse solaire, les particules de poussière de la taille du micron se sont agglomérées pour former des planètes, objets 10^13 à 10^14 fois plus grands. Bien qu'il y ait beaucoup de travail réalisé sur les dernières étapes de cette formation, et sur la migration de planètes déjà formées, peu de travail a été fait pour développer des modèles hydrodynamiques décrivant l'interaction du gaz et de la poussière dans les disques proto-planétaires. Nous développons un code hydrodynamique SPH permettant de modéliser cette interaction, principalement par la force de friction, entre deux phases: du gaz et des grains de poussière d'une taille donnée. Nous obtenons ainsi la répartition spatiale des grains dans le disque en fonction de leur taille. Ce travail correspond à la thèse de Laure Barrière-Fouchet, qui se termine en 2005. Nous projetons ensuite d'ajouter les mécanismes de coagulation, croissance, et évaporation des grains de poussière en modélisant plusieurs phases pour différentes tailles de grains et la variation du nombre de particules dans chaque phase qui en résulte. Ceci permettra de caractériser les zones du disque les plus favorables à la formation de planétésimaux. Ensuite, il s'agira d'explorer plus profondément les mécanismes de formation de planètes. En effet, si l'on arrive assez bien à faire croître les grains microscopiques jusqu'à une taille de l'ordre du centimètre, les collisions entre ces gros grains les refragmentent et empêchent de dépasser cette taille. Plusieurs solutions sont à envisager pour permettre de passer ce cap: diminution des vitesses de collisions dans les régions plus denses, rôle de la turbulence, etc... <br /> <br />Un peu à part de mes travaux précédents, avec mes collègues de l'ESO, j'ai observé et pris le premier spectre de la contrepartie optique du sursaut gamma GRB980425, qui s'est avéré être une supernova très particulière: SN1998bw. Son spectre en évolution rapide ne permettait pas de classer cette supernova, la première à être associée à un sursaut gamma, dans les types connus. Notre équipe a suivi régulièrement l'évolution de sa courbe de lumière et de son spectre, la somme de données recueillie ayant conduit à un modèle d'hypernova.

Ce mémoire présente un relevé en photométrie rapide visant la découverte de nouvelles étoiles naines blanches de type ZZ Ceti, dont l'atmosphère est dominée par l'hydrogène. Les naines blanches représentent le stade final de l’évolution des étoiles de masse inférieure à M~8 Msol, soit 97% de la population stellaire. En se refroidissant, ces cadavres stellaires traversent une phase d'instabilité qui se manifeste sous la forme de variations de la luminosité de l'étoile dans une région étroite du plan masse - température effective appelée bande d'instabilité. Le but principal de notre étude est d'identifier de nouvelles étoiles naines blanches de type ZZ Ceti à l'intérieur de cette bande d'instabilité. Pour ce faire, nous avons mesuré avec grande précision la température effective et la masse de toutes les naines blanches dans l'hémisphère nord à l'intérieur de 100 parsecs de distance du Soleil, en combinant les mesures de parallaxes trigonométriques du relevé astrométrique Gaia avec les mesures photométriques des relevés Pan-STARRS, SDSS et CFIS, puis en les comparant avec les prédictions de modèles d'atmosphère détaillés. Des courbes de lumière de candidates ZZ Ceti, sélectionnées à l'intérieur de la bande d'instabilité empirique, ont ensuite été obtenues avec l'instrument PESTO attaché au télescope de 1.6 m de l'Observatoire du Mont-Mégantic. Nous avons découvert 29 nouvelles ZZ Ceti, dont une très rare naine blanche variable supermassive. Nous avons également identifié, dans la bande, 5 étoiles possiblement variables et 32 objets qui ne semblent montrer aucune variation photométrique. Plusieurs de ces dernières pourraient toutefois être variables avec une amplitude sous notre seuil de détection, ou encore être hors de la bande d'instabilité à cause d'erreurs sur leurs paramètres photométriques. Nos résultats, combinés à d’autres à venir, permettront de vérifier la pureté de la bande d'instabilité, c'est-à-dire qu'elle soit dépourvue d'étoiles non variables, un résultat qui supporterait l'idée que les ZZ Ceti représentent une phase inévitable dans l'évolution des naines blanches riches en hydrogène. Si tel était le cas, il serait alors possible de sonder la structure interne de l'ensemble des naines blanches de type DA à l'aide de l'astérosismologie, procurant un outil additionnel permettant de comprendre leur évolution. / This thesis presents a high-speed photometric survey aimed at discovering new ZZ Ceti white dwarf stars, whose atmosphere is dominated by hydrogen. White dwarfs represent the final stage of stellar evolution for main-sequence stars less massive than M~8 Msol, or 97% of the stellar population. These stellar remnants go through a phase of pulsational instability that manifests itself in the form of luminosity variations, as they evolve through a narrow region of the mass-effective temperature plane, called the ZZ Ceti instability strip. The main goal of our study is to identify new ZZ Ceti white dwarfs within this instability strip. To do so, we measured with high precision the effective temperature and mass of all white dwarfs in the Northern Hemisphere within 100 parsecs of the Sun, by combining trigonometric parallax measurements from the astrometric survey Gaia, with photometric measurements from the Pan-STARRS, SDSS, and CFIS surveys, and by comparing these observations with the predictions of detailed model atmospheres. Light curves of ZZ Ceti candidates, selected within the empirical instability strip, were then obtained with the PESTO instrument attached to the 1.6 m telescope of the Mont-Mégantic Observatory. We discovered 29 new ZZ Ceti stars, including a very rare ultra-massive variable pulsator. We also identified 5 possibly variable stars within the strip, in addition to 32 objects that do not appear to show any photometric variability. However, several of those could be variable with an amplitude below our detection threshold, or could be located outside the instability strip due to errors in their photometric parameters. Our results, combined with others to come, will allow us to verify the purity of the instability strip, i.e. that it is devoid of non-variable stars, a result that would support the idea that ZZ Ceti stars represent an inevitable phase through which all hydrogen-atmosphere white dwarfs must evolve. If this were the case, it would then be possible to probe the internal structure of all DA-type white dwarfs using asteroseismology, providing an additional tool for understanding their evolution.