Recherche de champs magnétiques chez les étoiles Wolf-Rayet par l'analyse d'observations spectropolarimétriques.

Cette thèse de doctorat présente les résultats d'un relevé spectropolarimétrique visant la détection directe de champs magnétiques dans le vent d'étoiles Wolf-Rayet (WR). Les observations furent entièrement obtenues à partir du spectropolarimètre ESPaDOnS, installé sur le télescope de l'observatoire Canada-France-Hawaii. Ce projet débuta par l'observation d'un étoile très variable de type WN4 appelée EZ CMa = WR6 = HD 50896 et se poursuivit par l'observation de 11 autres étoiles WR de notre galaxie. La méthode analytique utilisée dans cette étude vise à examiner les spectres de polarisation circulaire (Stokes V) et à identifier, au travers des raies d'émission, les signatures spectrales engendrées par la présence de champs magnétiques de type split monopole dans les vents des étoiles observées. Afin de pallier à la présence de polarisation linéaire dans les données de polarisation circulaire, le cross-talk entre les spectres Stokes Q et U et le spectre Stokes V fut modélisé et éliminé avant de procéder à l'analyse magnétique. En somme, aucun champ magnétique n'est détecté de manière significative dans les 12 étoiles observées. Toutefois, une détection marginale est signalée pour les étoiles WR134, WR137 et WR138 puisque quelques-unes de leur raies spectrales semblent indiquer la présence d'une signature magnétique. Pour chacune de ces trois étoiles, la valeur la plus probable du champ magnétique présent dans le vent stellaire est respectivement de B ~ 200, 130 et 80 G. En ce qui concerne les autres étoiles pour lesquelles aucune détection magnétique ne fut obtenue, la limite supérieure moyenne de l'intensité du champ qui pourrait être présent dans les données, sans toutefois être détecté, est évaluée à 500 G. Finalement, les résultats de cette étude ne peuvent confirmer l'origine magnétique des régions d'interaction en co-rotation (CIR) observées chez plusieurs étoiles WR. En effet, aucun champ magnétique n'est détecté de façon convaincante chez les quatre étoiles pour lesquelles la présence de CIR est soupçonnée.

Rapport M/L de disques de galaxies issus de modèles CSPE et contrôle des contraintes mécaniques dans la conception de revêtements optiques

La thèse qui suit est organisée en deux volets: un premier volet portant sur les modèles de masse de galaxies et un second volet sur la conception de revêtements optiques et le contrôle de leurs propriétés mécaniques. Les modèles de masse présentés dans cette thèse ont été réalisés sur un sous-échantillon de dix galaxies de l'étude SINGS comprenant neuf galaxies normales et une galaxie naine. Ce travail visait à fixer le rapport masse-luminosité du disque à tout rayon en utilisant les résultats de modèles d'évolution galactique chimio-spectrophotométriques ajustés spécifiquement à chaque galaxie grâce à son profil de photométrie multi-bandes. Les résultats montrent que les disques stellaires tels que normalisés par les rapports masse-luminosité issus des modèles ont des masses cohérentes dans toutes les bandes étudiées de l'ultra-violet, du visible ainsi que du proche infrarouge (bandes FUV à IRAC2). Ces disques peuvent être considérés comme maximaux par rapport aux données cinématiques des galaxies étudiées. Ceci est dû au fait que le rapport M/L est plus élevé au centre que sur les bords. Les disques étant maximaux et physiquement justifiés, on ne peut dès lors ignorer les effets de composants tels que les bulbes ou les barres et les corrections nécessaires doivent être apportées aux profils de luminosité et de vitesses de rotation de la galaxie. Dans les travaux de la seconde partie, le logiciel en développement libre OpenFilters a été modifié afin de tenir compte des contraintes mécaniques dans la conception numérique de revêtements optiques. Les contraintes mécaniques dans les couches minces ont un effet délétère sur leurs performances optiques. Un revêtement destiné à rendre réflectives les lames d'un étalon Fabry-Perot utilisé en astronomie a été conçu et fabriqué afin d'évaluer les performances réelles de la méthode. Ce cas a été choisi à cause de la diminution de la finesse d'un étalon Fabry-Perot apporté par la courbure des lames sous l'effet des contraintes. Les résultats montrent que les mesures concordent avec les modèles numériques et qu'il est donc possible à l'aide de ce logiciel d'optimiser les revêtements pour leur comportement mécanique autant que pour leurs propriétés optiques.

Modèles d'atmosphères hors-ETL avec métaux : applications aux étoiles sous-naines chaudes

Avec la mise en place dans les dernières années d'une grappe d'ordinateurs (CALYS) dédiés aux calculs de modèles stellaires pour notre groupe de recherche, il nous est désormais possible d'exploiter à leur plein potentiel les modèles d'atmosphères hors équilibre thermodynamique local (HETL) en y incluant des éléments métalliques. Ce type de modèles, plutôt exigeant en temps de calcul, est toutefois essentiel pour analyser correctement les spectres d'étoiles chaudes comme les sous-naines de type O (sdO). Les travaux effectués dans le cadre de cette thèse ont comme point commun l'utilisation de tels modèles d'atmosphères pour faire l'analyse spectroscopique d'étoiles sous-naines chaudes dans des contextes variés. Le coeur de cette thèse porte sur Bd+28 4211, une étoile standard de type sdO très chaude, dans laquelle le problème des raies de Balmer, qui empêche de reproduire ces dernières avec une unique, et réaliste, combinaison de paramètres atmosphériques, est bien présent. Dans un premier temps nous présentons une analyse approfondie de son spectre ultraviolet (UV). Cela nous permet de déterminer les abondances de métaux dans l'atmosphère de l'étoile et de contraindre sa température effective et sa gravité de surface. Par la suite, ces résultats servent de point de départ à l'analyse du spectre optique de l'étoile, dans lequel le problème des raies de Balmer se fait sentir. Cette analyse nous permet de conclure que l'inclusion des abondances métalliques propres à l'étoile dans les modèles d'atmosphères HETL n'est pas suffisant pour surmonter le problème des raies de Balmer. Toutefois, en y incluant des abondances dix fois solaires, nous arrivons à reproduire correctement les raies de Balmer et d'hélium présentes dans les spectres visibles lors d'un ajustement de paramètres. De plus, les paramètres résultants concordent avec ceux indiqués par le spectre UV. Nous concluons que des sources d'opacité encore inconnues ou mal modélisées sont à la source de ce problème endémique aux étoiles chaudes. Par la suite nous faisons une étude spectroscopique de Feige 48, une étoile de type sdB pulsante particulièrement importante. Nous arrivons à reproduire très bien le spectre visible de cette étoile, incluant les nombreuses raies métalliques qui s'y trouvent. Les paramètres fondamentaux obtenus pour Feige 48 corroborent ceux déjà présents dans la littérature, qui ont été obtenus avec des types de modèles d'atmosphères moins sophistiqués, ce qui implique que les effets HETL couplés à la présence de métaux ne sont pas importants dans l'atmosphère de cette étoile particulière. Nous pouvons donc affirmer que les paramètres de cette étoile sont fiables et peuvent servir de base à une future étude astérosismologique quantitative. Finalement, 38 étoiles sous-naines chaudes appartenant à l'amas globulaire omega Centauri ont été analysées afin de déterminer, outre leur température et gravité de surface, leurs abondances d'hélium et de carbone. Nous montrons qu'il existe une corrélation entre les abondances photosphériques de ces deux éléments. Nous trouvons aussi des différences entre les étoiles riches en hélium de l'amas du celles du champ. Dans leur ensemble, nos résultats remettent en question notre compréhension du mécanisme de formation des sous-naines riches en hélium.

Étude des propriétés atmosphériques et magnétiques des étoiles naines blanches froides riches en hydrogène.

Ce mémoire présente une analyse photométrique et spectroscopique d'un échantillon de 16 naines blanches magnétiques froides riches en hydrogène. L'objectif principal de cette étude est de caractériser leurs propriétés atmosphériques et magnétiques afin d'obtenir une vision d'ensemble représentative de cette population d'étoiles. Pour ce faire, il a fallu réunir le plus d'information possible sur toutes les candidates sous la forme de spectres visibles à haut signal-sur-bruit et de données photométriques. Il a également été nécessaire de mettre à jour les modèles d'atmosphère de Bergeron et al. (1992) à l'aide des avancées réalisées par Tremblay & Bergeron (2009). Les paramètres atmosphériques de chacune des étoiles ont ensuite été déterminés en modélisant les distributions d'énergie photométriques observées tandis que la topologie et l'intensité du champ magnétique ont été obtenues en comparant des spectres synthétiques magnétiques au profil d'absorption Zeeman autour de H-alpha. Qui plus est, un processus de déconvolution combinant ces deux approches a aussi été créé afin de traiter adéquatement les systèmes binaires présents dans l'échantillon. Les résultats de ces analyses sont ensuite exposés, incluant une discussion sur la possible corrélation entre les paramètres atmosphériques et les propriétés magnétiques de ces naines blanches. Finalement, cette étude démontre que les données spectroscopiques de la majorité de ces étoiles peuvent uniquement être reproduites si ces dernières se trouvent dans un système binaire composé d'une seconde naine blanche. De plus, les résultats suggèrent que le champ magnétique de ces naines blanches froides ne peut pas être d'origine fossile et doit être généré par un mécanisme physique devant encore être identifié.

Relevé spectroscopique et étude des propriétés physiques des étoiles naines blanches à moins de 40 parsecs du Soleil

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.

A study of the large-scale structure of the wind of WR 134

Diverses méthodes ont été utilisées pour étudier les étoiles Wolf-Rayet (WR) dans le but de comprendre les phénomènes physiques variés qui prennent place dans leur vent dense. Pour étudier la variabilité qui n'est pas strictement périodique et ayant des caractéristiques différentes d'une époque à l'autre, il faut observer pendant des périodes de temps suffisamment longues en adopter un échantillonnage temporel élevé pour être en mesure d'identifier les phénomènes physiques sous-jacents. À l'été 2013, des astronomes professionnels et amateurs du monde entier ont contribué à une campagne d'observation de 4 mois, principalement en spectroscopie, mais aussi en photométrie, polarimétrie et en interférométrie, pour observer les 3 premières étoiles Wolf-Rayet découvertes: WR 134 (WN6b), WR 135 (WC8) et WR 137 (WC7pd + O9). Chacune de ces étoiles est intéressante à sa manière, chacune présentant une variété différente de structures dans son vent. Les données spectroscopiques de cette campagne ont été réduites et analysées pour l'étoile présumée simple WR 134 pour mieux comprendre le comportement de sa variabilité périodique à long terme dans le cadre d'une étude des régions d'interactions en corotation (CIRs) qui se retrouvent dans son vent. Les résultats de cette étude sont présentés dans ce mémoire.

Exploitation du potentiel sismique des étoiles naines blanches

Le but de cette thèse est d’explorer le potentiel sismique des étoiles naines blanches pulsantes, et en particulier celles à atmosphères riches en hydrogène, les étoiles ZZ Ceti. La technique d’astérosismologie exploite l’information contenue dans les modes normaux de vibration qui peuvent être excités lors de phases particulières de l’évolution d’une étoile. Ces modes modulent le flux émergent de l’étoile pulsante et se manifestent principalement en termes de variations lumineuses multi-périodiques. L’astérosismologie consiste donc à examiner la luminosité d’étoiles pulsantes en fonction du temps, afin d’en extraire les périodes, les amplitudes apparentes, ainsi que les phases relatives des modes de pulsation détectés, en utilisant des méthodes standards de traitement de signal, telles que des techniques de Fourier. L’étape suivante consiste à comparer les périodes de pulsation observées avec des périodes générées par un modèle stellaire en cherchant l’accord optimal avec un modèle physique reconstituant le plus fidèlement possible l’étoile pulsante. Afin d’assurer une recherche optimale dans l’espace des paramètres, il est nécessaire d’avoir de bons modèles physiques, un algorithme d’optimisation de comparaison de périodes efficace, et une puissance de calcul considérable. Les périodes des modes de pulsation de modèles stellaires de naines blanches peuvent être généralement calculées de manière précise et fiable sur la base de la théorie linéaire des pulsations stellaires dans sa version adiabatique. Afin de définir dans son ensemble un modèle statique de naine blanche propre à l’analyse astérosismologique, il est nécessaire de spécifier la gravité de surface, la température effective, ainsi que différents paramètres décrivant la disposition en couche de l’enveloppe. En utilisant parallèlement les informations obtenues de manière indépendante (température effective et gravité de surface) par la méthode spectroscopique, il devient possible de vérifier la validité de la solution obtenue et de restreindre de manière remarquable l’espace des paramètres. L’exercice astérosismologique, s’il est réussi, mène donc à la détermination précise des paramètres de la structure globale de l’étoile pulsante et fournit de l’information unique sur sa structure interne et l’état de sa phase évolutive. On présente dans cette thèse l’analyse complète réussie, de l’extraction des fréquences à la solution sismique, de quatre étoiles naines blanches pulsantes. Il a été possible de déterminer les paramètres structuraux de ces étoiles et de les comparer remarquablement à toutes les contraintes indépendantes disponibles dans la littérature, mais aussi d’inférer sur la dynamique interne et de reconstruire le profil de rotation interne. Dans un premier temps, on analyse le duo d’étoiles ZZ Ceti, GD 165 et Ross 548, afin de comprendre les différences entre leurs propriétés de pulsation, malgré le fait qu’elles soient des étoiles similaires en tout point, spectroscopiquement parlant. L’analyse sismique révèle des structures internes différentes, et dévoile la sensibilité de certains modes de pulsation à la composition interne du noyau de l’étoile. Afin de palier à cette sensibilité, nouvellement découverte, et de rivaliser avec les données de qualité exceptionnelle que nous fournissent les missions spatiales Kepler et Kepler2, on développe une nouvelle paramétrisation des profils chimiques dans le coeur, et on valide la robustesse de notre technique et de nos modèles par de nombreux tests. Avec en main la nouvelle paramétrisation du noyau, on décroche enfin le ”Saint Graal” de l’astérosismologie, en étant capable de reproduire pour la première fois les périodes observées à la précision des observations, dans le cas de l’étude sismique des étoiles KIC 08626021 et de GD 1212.