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.

Ce mémoire présente une analyse de données photométriques d’étoiles de type Wolf-Rayet ayant pour objectif de caractériser les causes de la variabilité stochastique à court terme omniprésente chez ces étoiles, ainsi que la variabilité périodique due aux éclipses atmosphériques dans deux systèmes particuliers. À l’aide de données de la mission spatiale BRITE, les éclipses initialement supposées atmosphériques des systèmes WR22 et WR48 ont été investiguées avec un modèle analytique, suivi d’une modélisation numérique de l’éclipse pour WR22. Le taux de perte de masse de l’étoile Wolf-Rayet, la profondeur optique du vent et l’angle d’inclinaison du système ont été déterminés avec précision pour WR22, tandis que des valeurs-plafonds pour ces paramètres ont été obtenues avec un angle i tiré de la littérature pour WR48. L’étude de la variabilité stochastique dans le vent de 55 étoiles Wolf-Rayet galactiques a été conduite en utilisant 70 séries temporelles obtenues avec les satellites MOST, BRITE-Constellation et TESS. L’application d’un modèle semi-Lorentzien aux périodogrammes des observations a permis d’obtenir des paramètres caractéristiques : l’amplitude typique, la fréquence caractéristique et le taux d’augmentation de l’amplitude de variabilité. Des comparaisons entre les paramètres obtenus et ceux de la littérature nous ont permis de contextualiser le rôle de divers processus physiques dans l’origine de la variabilité, tel l’instabilité du processus d’entraînement du vent, d’une zone de convection subsurfacique engendrée par l’ionisation partielle des éléments du groupe du fer, ainsi qu’une possible contribution d’ondes de gravité générées à l’interface du coeur convectif et de la zone radiative. / We present an analysis of photometric observations of Wolf-Rayet stars in an effort to characterize their ubiquitous short-term stochastic variability and the origin of the periodic variability due to atmospheric eclipses in two specific systems. With data from BRITE-Constellation, we investigated what we initially thought to be atmospheric eclipses in the WR22 and WR48 systems. Both stars’ datasets were first analyzed using an analytical atmospheric eclipse model, and then a fully numerical core and wind eclipse model was used to better characterize the ambiguous case of WR22. The mass-loss rate of the Wolf-Rayet component, the optical depth of the wind and the inclination angle of the system were accurately determined for WR22, whereas for WR48 an upper limit was found for those parameters using an inclination angle from the litterature. The study of the short-term stochastic variability in the winds of 55 Wolf-Rayet stars was obtained with 70 time-series produced by MOST, BRITE and TESS. The amplitude spectra of these stars were analyzed using a semi-Lorentzian function that allowed us to extract characteristic parameters. Comparisons between the values we obtained and those from the litterature were carried out and we discuss the possible contribution to the variability of various physical processes, namely the line de-shadowing instability, the presence of a subsurface iron-group driven convection zone and possibly of internal gravitational waves generated at the boundary between the convective core and the radiative layer to the observed variability.

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.

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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.

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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.