Étude des étoiles de la branche horizontale extrême par l'astérosismologie

Thèse numérisée par la Division de la gestion de documents et des archives de l'Université de Montréal

Étude de l’étoile Wolf-Rayet variable WR 46 dans l’ultraviolet lointain et les rayons X

L’étoile Wolf-Rayet WR 46 est connue pour sa variabilité complexe sur des échelles de temps relativement courtes de quelques heures et sur des échelles de temps plus longues de plusieurs mois. Des décalages périodiques mais intermittents en vitesse radiale ont déjà été observés dans ses raies d’émission optiques. Plusieurs périodes photométriques ont aussi été mesurées dans le passé. Des pulsations non-radiales, une modulation liée à la rotation rapide, ou encore la présence d’un compagnon de faible masse dont la présence reste à confirmer ont été proposées pour expliquer le comportement de l’étoile sur des échelles de temps de quelques heures. Dans un effort pour dévoiler sa vraie nature, nous avons observé WR 46 avec le satellite FUSE sur plusieurs cycles de variabilité à court terme. Nous avons trouvé des variations sur une échelle de temps d’environ 7,5 heures dans le continu ultraviolet lointain, dans l’aile bleue de la composante d’absorption du profil P Cygni du doublet de O vi 1032, 1038, ainsi que dans la composante d’absorption du profil P Cygni de S vi 933, 944. Nous avons également récupéré des données archivées de cette étoile obtenues avec le satellite XMM-Newton. La courbe de lumière en rayons X montre des variations sur une échelle de temps similaire aux courbes de lumière du continu ultraviolet et ultraviolet lointain, et le spectre rayons X de WR 46 est très mou avec un pic d’émission à des énergies plus faibles que 1 keV. Nous discutons des différentes contraintes sur la nature de la variabilité de cette étoile que ces nouvelles observations aident à poser. Parmi les scénarios suggérés, nous concluons que celui des pulsations non-radiales est le plus probable, bien que nous soyons encore loin d’une compréhension détaillée de WR 46.

Les différences sexuelles dans l’activation cérébrale durant l’accomplissement de la tâche de rotation mentale chez les patients atteints de schizophrénie

Dans la population générale plusieurs études ont démontré que les hommes ont, par comparaison aux femmes, de meilleures performances dans les tâches de rotation mentale à trois dimensions. A l’aide de l’imagerie par résonnance magnétique fonctionnelle, on a pu observer que l’exécution de cette tâche de rotation mentale s’accompagnait d’une activation du cortex pariétal chez l’homme mais du cortex prefrontal chez la femme. Ces différences entre les deux sexes suggèrent un fonctionnement neuronal différent dans l’appréhension des habiletés cognitives et comportementales. De fait, de nombreuses études ont signalé des différences notables entre les deux sexes quant à leur fonctionnement cérébral tant sur le plan émotionnel que de leurs habiletés visuo spatiales. La schizophrénie est un trouble grave et persistant de la santé mentale dont l’origine est certes multifactorielle et dont les facteurs de protection sont partiellement biologiques, psychologiques et sociales. Cette maladie requiert une approche thérapeutique à la fois clinique médicamenteuse, psychologique et sociale visant à une réintégration des malades dans leur communauté. Le pronostic de cette maladie varie en fonction du sexe ainsi que les atteintes neurologiques, neuropsychologiques et socioculturelles. Il est donc surprenant que l’exploration des mécanismes neuronaux sous-tendant les anomalies fonctionnelles cognitivo-comportementales n’ait point, en schizophrénie, adressé à date la fonctionnalité différente de l’homme et de la femme. Une étude pilote, réalisée dans mon laboratoire d’accueil, ayant suggéré chez le schizophrène, lors du traitement cognitif de stimuli émotionnels, une altération du dimorphisme sexuel observé dans la population normale, il devenait impératif de confirmer ces observations. Ce mémoire vise à vérifier par résonnance magnétique fonctionnelle l’activité neuronale cérébrale témoignant de la performance neuropsychologique de schizophrènes des deux sexes et de la comparer à celle de sujets témoins sains appareillés pour l’âge, la dominance hémisphérique et le statut familial socio-économique. A cette fin, nous avons enregistré, lors d’une tâche de rotation mentale à trois dimensions, les variables neurocognitives traduisant la validité des réponses ainsi que leur rapidité d’exécution. Simultanément, nous avons enregistré, par résonnance magnétique fonctionnelle, les sites d’activation cérébrale ainsi que leur degré d’activation corticale. Les données expérimentales, neurocognitives et cérébro-fonctionnelles, furent analysées en comparant les deux sexes d’une part et les deux états de santé d’autre part. Les résultats de ce mémoire ont fait l’objet de deux articles qui sont inclus. Les résultats obtenus confirment l’hypothèse d’un dimorphisme homme/femme dans la population générale ainsi que chez le schizophrène. Ces résultats appuient aussi l’hypothèse de l’altération, chez le schizophrène, du dimorphisme observé dans la population générale.

Étude de variabilité photométrique infrarouge de naines brunes

Les naines brunes sont des objets astronomiques de faible masse ( 0.012 - 0.075 M_Sun ) et de basse température ( T < 3,500 K ). Bien qu’elles se forment comme des étoiles, c’est-à-dire par l’effondrement d’un nuage de gaz moléculaire, les naines brunes n’ont pas une masse suffisante pour entretenir des réactions de fusion nucléaire en leur coeur. Les naines brunes relativement chaudes (type L) sont recouvertes de nuages de poussière mais ces derniers disparaissent progressivement de l’atmosphère lorsque la température chute sous les 1,500 K (type T). Les naines brunes près de la transition L/T devraient donc être partiellement recouvertes de nuages. De par leur rotation relativement rapide (2 h - 12 h), le couvert nuageux inhomogène des naines brunes devrait produire une variabilité photométrique observable en bande J (1.2 um), la longueur d’onde à laquelle les nuages ont la plus forte opacité. Ce mémoire présente les résultats d’une recherche de variabilité photométrique infrarouge pour une dizaine de naines brunes de type spectral près de la transition L/T. Les observations, obtenues à l’Observatoire du Mont-Mégantic, ont permis le suivi photométrique en bande J de neuf cibles. Une seule d’entre elles, SDSS J105213.51+442255.7 (T0.5), montre des variations périodiques sur une période d’environ 3 heures avec une amplitude pic-à-pic variant entre 40 et 80 mmag. Pour les huit autres cibles, on peut imposer des limites (3 sigma) de variabilité périodique à moins de 15 mmag pour des périodes entre 1 et 6 heures. Ces résultats supportent l’hypothèse qu’un couvert nuageux partiel existe pour des naines brunes près de la transition L/T mais ce phénomène demeure relativement peu fréquent.

Étude observationnelle de la collision des vents dans les systèmes Wolf-Rayet+O

Nous présentons les résultats de trois campagnes d'observation d'un mois chacune dans le cadre de l'étude de la collision des vents dans les systèmes binaires Wolf-Rayet + OB. Ce travail se concentre sur l'étude des objets de l'hémisphère sud n'ayant jamais encore fait l'objet d'études poussées dans ce contexte. À cela, nous avons ajouté l'objet archétype pour ce type de systèmes : WR 140 (WC7pd + O5.5fc) qui a effectué son dernier passage périastre en janvier 2009. Les deux premières campagnes (spectroscopiques), ont permis une mise à jour des éléments orbitaux ainsi qu'une estimation de la géométrie de la zone de collision des vents et d'autres paramètres fondamentaux des étoiles pour 6 systèmes binaires : WR 12 (WN8h), 21 (WN5o+O7V), 30 (WC6+O7.5V), 31 (WN4o+O8), 47 (WN6o+O5) et 140. Une période non-orbitale courte (probablement reliée à la rotation) a également été mesurée pour un des objets : WR 69 (WC9d+OB), avec une période orbitale bien plus grande. La troisième campagne (photométrique) a révélé une variabilité étonnamment faible dans un échantillon de 20 étoiles WC8/9. Cela supporte l'idée que les pulsations ne sont pas courantes dans ce type d'étoiles et qu'il est peu probable que celles-ci soient le mécanisme dominant de formation de poussière, suggérant, par défaut, le rôle prédominant de la collision des vents.

Effets des variations œstrogéniques féminines sur les potentiels évoqués cognitifs durant une tâche de rotation mentale

Il apparaît, suite aux résultats de plusieurs études comportementales et d’imagerie cérébrale, que les hormones gonadiques peuvent moduler le fonctionnement cérébral chez la femme. Les asymétries cérébrales fonctionnelles (ACFs), en particulier, changeraient en fonction du niveau de progestérone et d’œstrogène. On a également observé que lorsque le taux d’œstrogène est bas, les performances aux tâches impliquant l’hémisphère droit sont améliorées. Par contre, les preuves de l’action physiologique de ces deux hormones sur le cerveau ne sont pas très nombreuses. Le peu d’études d’électrophysiologie cognitive qui ont porté sur les effets du cycle menstruel ont rapporté que la composante P300 y serait sensible. Aucune n’a cependant utilisé une tâche d’habileté spatiale ou de rotation mentale qui sont connues pour impliquer davantage l’hémisphère droit. Le but de la présente étude est de documenter les changements électrocorticaux reliés aux variations hormonales lors d’une tâche de rotation mentale. Notre hypothèse de départ est que le taux d’œstrogène influencera l’activité électrocorticale et la latéralisation. Les potentiels évoqués cognitifs ont été comparés chez les mêmes femmes (n=12) lors d’une tâche de rotation mentale, répétée à deux périodes du cycle menstruel. Nos résultats démontrent que la condition de rotation induit une latéralisation de l’activité pariétale, vers l’hémisphère gauche, quand le niveau d’œstrogène est bas. Par contre, lorsque le niveau d’œstrogène est élevé, il n’y a aucune latéralisation. Par ailleurs, nous avons observé une augmentation de l’amplitude de la P300 lors du niveau oestrogénique élevé. En conclusion, les fluctuations oestrogéniques du cycle menstruel ont un impact sur la latéralisation de l’activité électrocorticale, lors d’un effort de rotation mentale.

Modélisation dynamo des cycles d’activité stellaire

Des décennies d’observation ont permis d’obtenir différentes relations liées à l’activité stellaire. Cependant, il est difficile de reproduire numériquement celles-ci à partir de modèles dynamo, puisqu’il n’y a pas de consensus sur le processus réellement présent dans les étoiles. Nous tentons de reproduire certaines de ces relations avec un modèle global 3D hydrodynamique qui nous fournit le profil de rotation différentielle et le tenseur-α utilisés en entrée dans un modèle de dynamo αΩ. Nous reproduisons ainsi efficacement la corrélation positive entre le rapport P_cyc⁄P_rot et P_rot^(-1). Par contre, nous échouons à reproduire les relations liant ω_cyc⁄Ω et l’énergie magnétique au nombre de Rossby. Cela laisse croire que la variation de P_cyc⁄P_rot avec la période de rotation est une caractéristique robuste du modèle αΩ, mais que l’effet-α ne serait pas le processus principal limitant l’amplitude du cycle. Cette saturation découlerait plutôt de la réaction magnétique sur l’écoulement à grande échelle.

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.

Dispersion de la couleur J-K des naines brunes de type L2

Les naines brunes sont des objets de masse intermédiaire entre celle nécessaire pour former une étoile et celle d'une planète. Les naines brunes sont classées, des plus chaudes aux plus froides, en types spectraux L, T et Y, caractérisés par une couleur J-K moyenne qui varie de 1.2 à 1.8 pour les étoiles de type L0 à L8, et de 1.8 à -0.5 pour les étoiles de type L8 à T8. Par ailleurs, la couleur J-K de certains types spectraux présente une dispersion de l'ordre d'une magnitude. Ce travail tente de faire la lumière sur la nature de cette grande dispersion, présente dans la couleur J-K des naines brunes de type L2. Les observations ont été réalisées avec la caméra infrarouge CPAPIR à l'Observatoire du Mont Mégantic. Nous avons ciblé un total de 22 naines brunes qui ont été observées en K, et 12 parmi celles-ci ont aussi été observées en J. Chacune des naines brunes a été calibrée à l'aide d'une étoile standard, ce qui rend nos résultats indépendants des données 2MASS. Nous observons une corrélation entre les couleurs J-K de nos données et de celles de 2MASS. Cela montre que la grande dispersion en J-K de nos données et des données 2MASS est due aux propriétés physiques des naines brunes et non à des erreurs observationnelles. L'examen des facteurs qui pourraient être responsables de cette grande dispersion, soit la classification spectrale, la métallicité, la gravité de surface, une binarité non résolue, la présence de nuages de condensats et la rotation, montre que la gravité de surface serait le facteur le plus susceptible d'être responsable de la grande dispersion des valeurs de J-K.

Recherche et caractérisation des étoiles jeunes de faible masse dans le voisinage solaire

L'outil développé dans le cadre de cette thèse est disponible à l'adresse suivante: www.astro.umontreal.ca/~malo/banyan.php

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.

Courbe de rotation de la galaxie à partir de la photométrie d'amas situés à la périphérie du disque

Mémoire numérisé par la Direction des bibliothèques de l'Université de Montréal.

The effects of crystallization on the pulsations of white dwarf stars

Mémoire numérisé par la Direction des bibliothèques de l'Université de Montréal.