Numerical Studies of Dark Energy Models and Observations

The cosmological standard view is based on the assumptions of homogeneity, isotropy and general relativistic gravitational interaction. These alone are not sufficient for describing the current cosmological observations of accelerated expansion of space. Although general relativity is extremely accurately tested to describe the local gravitational phenomena, there is a strong demand for modifying either the energy content of the universe or the gravitational interaction itself to account for the accelerated expansion. By adding a non-luminous matter component and a constant energy component with negative pressure, the observations can be explained with general relativity. Gravitation, cosmological models and their observational phenomenology are discussed in this thesis. Several classes of dark energy models that are motivated by theories outside the standard formulation of physics were studied with emphasis on the observational interpretation. All the cosmological models that seek to explain the cosmological observations, must also conform to the local phenomena. This poses stringent conditions for the physically viable cosmological models. Predictions from a supergravity quintessence model was compared to Supernova 1a data and several metric gravity models were studied with local experimental results. Polytropic stellar configurations of solar, white dwarf and neutron stars were numerically studied with modified gravity models. The main interest was to study the spacetime around the stars. The results shed light on the viability of the studied cosmological models.

Quality evaluation of fresh-cut ‘Pérola’ pineapple stored in controlled atmosphere

The purpose of this research was to determine the best gas mixture in controlled atmosphere conditions to store fresh-cut ‘Pérola’ pineapple, particularly in relation to the maintenance of visual quality and reduction of microbial growth. After sanitation, fruit was manually peeled, sliced and dipped in 20 mg.L-1 NaOCl solution for 30 seconds. Then, the excess liquid was drained and the slices were placed in sealed glass jars connected to a flowboard installed in a cold room (5 ± 1 °C). Desired gas mixtures were supplied continuously for 12 days from cylinders connected to the flowboard. Controlled atmospheres of 2:5, 2:10, 2:15, 5:5, 5:10, 5:15, 8:5, 8:10 and 8:15 (O2:CO2, %) and air were used. The product was evaluated for pulp color, total and fecal coliforms, mesophilic and psychrotrophic aerobic, mold and yeast counts. Total and fecal coliforms were not detected. The fresh-cut ‘Pérola’ pineapple was not very sensitive to storage in controlled atmosphere, considering that the slices had little browning and were free of contamination, that would affect the food safety at the end of the storage period

Quality of yellow passion fruit stored under refrigeration and controlled atmosphere

In this study, it was evaluated the quality of yellow passion fruits stored under refrigeration and controlled atmospheres of different composition aiming to extend the postharvest life of the fruits. The characteristics of skin color, appearance, mass loss, as well as the chemical quality of the juice of yellow passion fruits stored at: 21% O2 plus 0.03% CO2; 1% O2 plus 0.03% CO2; 5% O2 plus 0.03% CO2; 12% O2 plus 5% CO2; and 5% O2 plus 15% CO2, with 1 control treatment (refrigeration at 13 ºC and 90% UR) were determined. The analyses were performed before and after 30 days of storage and after removing the controlled atmospheres and storage for 9 days under refrigeration at ambient atmosphere. The data were interpreted by simple statistical analysis using the test by confidence intervals with 95% of probability. It was concluded that the application of atmospheres with low oxygen concentration and high carbon dioxide level minimized quality losses. At atmosphere with 5% O2 and 15% CO2, it was observed the lowest color change indexes and mass loss, and also the smallest decrease in acidity, soluble solids content, vitamin C, reducing sugars, and total soluble sugars.

Heidegger's tragic Greeks : the relation between presence and deinon

Martin Heidegger's interpretation of the ancients was born out of something like a crisis in the interpretation of the Greeks, which can be characterized as nothing other than the realization of the idea that the Greek philosophers put a serious question mark over existence. This idea, which had its germination in Prussia with Jakob Burckhart and his teacher, but first came to be seriously cultivated in the Philosophy of Friedrich Nietzsche, was the first in depth investigation into whether the Greeks, on the one hand, questioned existence or, on the other hand, put a question mark over existence. To question existence is rather innocuous, since it amounts to little more, in the end, than a child looking up at the stars and asking what it all means. To put a question mark over existence, however, is another business entirely. For the Greeks, as the life work of Martin Heidegger amply demonstrates, the nature of Greek thinking and the objects towards which it is directed follows so absolutely from the tragic view of the human person that, in a certain sense, philosophy is Greek and could only have developed in Greece. Perhaps stating it a little less categorically, philosophy could have developed elsewhere at least to the extent that something like they way the Greeks understood life was at the forefront: presence, in other words. This thesis deals with the problem ofHeidegger's relation to the Greeks, specifically in terms of his understanding of the Greeks and presence. It is the position of this dissertation that the Greek notion of presence is, as Heidegger understands it, the homeliness of the hearth that radiates through all the things that humans concern themselves with. This is thought by Heidegger, as the Greeks did, specifically in contrast with the uncanninesslunhomeliness of the hqrnan apart from his or her concern with things. Therefore, the thesis is an attempt at exposing the relation between presence and the unhomely by situating it withing Greek existence and the meaning of the Greek Philosopher. In order to support this position, the thesis has been divided into five parts. The first two chapters deal with Heidegger's explanation of the relation between Greek notion of physics (Phusis), metaphysics (specifically in relation to an analysis of time and motion in Greek thought), and what Heidegger calls the fundamental attunement of Dasein (boredom). More exactly, it deals with these issues only so far as they allow us to bring out something like the notion of 'presence' in relation to things and homelessness or restlessness in relation to the human being. The rationale for these two chapters in relation to the central problem of the paper is that in Heidegger's elucidation of physics and metaphysics, he conducts his analysis in such a way that he explicitly uncovers that dimension of human existence that he calls the fundamental attunement of Dasein. This fundamental attunement is, in tum, similar to what the Greeks understood as the deinon, the uncanninesslunhomeliness of the human. The third and fourth chapters take as their explicit themes the problem of the Greek understanding of the assertion and the ways in which the person can comport himlherself toward things, two issues which are not separable. The rationale for these two chapters in relation to the central theme of the paper is that Heidegger's analysis of these two areas in Greek thought brings out precisely why the philosopher and the philosophical way of life is the highest mode of existence for the Greeks and how this is thought specifically in tenns of the uncanniness of humans. The final cijapter gives a complete elucidation of presence as the homeliness of the hearth and shows specifically how this is thought of in contradistinction to the uncanny/unhomely for the Greeks. 1I1 This last chapter also explains Martin Heidegger's reaction to the Greek's interpretation of the highest mode of existence, and what he posited as a counter-thought. The essay as a whole is an attempt to fully concertize an important dimension of Heidegger' s understanding of the Greeks, that is, the relation between presence and the deinon or Greek notion ofunhomely, which, to my la)owledge, has not been offered anywhere in commentaries on Heidegger.

Buying Britney : pop culture icons to cultural brands

This thesis demonstrates that mUSIC stars who attain cultural icon status heavily contribute to the fashion styles of the time. Where as style and music have always had a connection, icons such as Britney Spears are now dictating popular style so much so that music artists are becoming full-fledged fashion designers. While much analysis is devoted to Britney Spears, her largest contributions do not lie in the rise of teenage sexuality, but in establishing music artists as vehicles of consumption. The artists' signature has now become a brand and ~ term "signabrand" has been created to define such a trend. To understand such a shift, a review of past literature devoted to fashion and music, largely consisting of subculture theory is examined, followed by a combination of content analysis, political economy, fashion and postmodem theory to address how music stars attain icon status and guide style.

Les végétaux comme éléments du paysage sonore : relations qualitatives entre conditions environnementales, morphologie et organisation dans la production d’ambiances sonores

Le paysage sonore est une forme de perception de notre environnement qui nous permet d’identifier les composantes sonores de notre quotidien. Ce projet de recherche porte sur une thématique particulière, les sons produits par les végétaux et leurs rôles dans les ambiances sonores paysagères. C’est la perspective que nous avons explorée in situ, en comparant les différentes espèces végétales; cette collection d’informations nous permet de proposer une typologie d’ambiances sonores des végétaux. Dans la première partie, des notions rattachées au « monde sonore » telles que l’objet sonore, le paysage sonore et les effets sonores justifient d’établir, dans la méthodologie, une grille d’analyse comportant différentes échelles d’écoute. Une lecture multidisciplinaire propose, d’une part, de réunir de l’information sur le son et les végétaux, la morphologie de ces derniers, l’aménagement au site, les conditions climatiques et, d’autre part, de retrouver ce qui a trait au son dans l’histoire des jardins, dont les jardins sensoriels, thérapeutiques, technologiques, et des sentiers d’interprétation sonore, sous l’angle du son comme projet. De plus, une liste de végétaux recevant les chants et cris de la faune vient introduire la notion de biodiversité sonore. Une enquête sociale de terrain, par la méthode des parcours commentés, et une enquête « experte » ont été réalisées au Jardin botanique de Montréal. Ces deux enquêtes nous ont permis de constituer une grille d’analyse croisée comprenant plusieurs échelles d’écoute : textures, actions sonores, effets sonores... De là, des générateurs d’ambiance (morphologie, organisation, climat) ont été relevés pour déterminer les aspects de récurrences et de différenciations d’un type d’ambiance sonore à l’autre. Des associations se sont formées en fonction de onze types de végétaux, chacun comprenant plusieurs sous-catégories. Celles-ci proposent des ambiances sonores spécifiques, des échelles d’écoute à considérer pour chaque type d’ambiance et l’énumération d’espèces à utiliser. Cette recherche ouvre la voie à un autre type de lecture sonore, par thématique d’ambiance (les sons du végétal dans notre cas), afin d’offrir de nouveaux outils de conception pour les professionnels, en profonde relation avec les perceptions sonores d’usagers sur le terrain et l’agencement spécifique d’un site.

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.

Développement de méthodes d’analyse directe de polluants organiques volatils à l’état de traces dans l’air et les biogaz

Il est reconnu que le benzène, le toluène, l’éthylbenzène et les isomères du xylène, composés organiques volatils (COVs) communément désignés BTEX, produisent des effets nocifs sur la santé humaine et sur les végétaux dépendamment de la durée et des niveaux d’exposition. Le benzène en particulier est classé cancérogène et une exposition à des concentrations supérieures à 64 g/m3 de benzène peut être fatale en 5–10 minutes. Par conséquent, la mesure en temps réel des BTEX dans l’air ambiant est essentielle pour détecter rapidement un danger associé à leur émission dans l’air et pour estimer les risques potentiels pour les êtres vivants et pour l’environnement. Dans cette thèse, une méthode d’analyse en temps réel des BTEX dans l’air ambiant a été développée et validée. La méthode est basée sur la technique d’échantillonnage direct de l’air couplée avec la spectrométrie de masse en tandem utilisant une source d’ionisation chimique à pression atmosphérique (APCI-MS/MS directe). La validation analytique a démontré la sensibilité (limite de détection LDM 1–2 μg/m3), la précision (coefficient de variation CV < 10%), l’exactitude (exactitude > 95%) et la sélectivité de la méthode. Des échantillons d’air ambiant provenant d’un site d’enfouissement de déchets industriels et de divers garages d’entretien automobile ont été analysés par la méthode développée. La comparaison des résultats avec ceux obtenus par la technique de chromatographie gazeuse on-line couplée avec un détecteur à ionisation de flamme (GC-FID) a donné des résultats similaires. La capacité de la méthode pour l’évaluation rapide des risques potentiels associés à une exposition aux BTEX a été prouvée à travers une étude de terrain avec analyse de risque pour la santé des travailleurs dans trois garages d’entretien automobile et par des expériences sous atmosphères simulées. Les concentrations mesurées dans l’air ambiant des garages étaient de 8,9–25 µg/m3 pour le benzène, 119–1156 µg/m3 pour le toluène, 9–70 µg/m3 pour l’éthylbenzène et 45–347 µg/m3 pour les xylènes. Une dose quotidienne environnementale totale entre 1,46 10-3 et 2,52 10-3 mg/kg/jour a été déterminée pour le benzène. Le risque de cancer lié à l’exposition environnementale totale au benzène estimé pour les travailleurs étudiés se situait entre 1,1 10-5 et 1,8 10-5. Une nouvelle méthode APCI-MS/MS a été également développée et validée pour l’analyse directe de l’octaméthylcyclotétrasiloxane (D4) et le décaméthylcyclopentasiloxane (D5) dans l’air et les biogaz. Le D4 et le D5 sont des siloxanes cycliques volatils largement utilisés comme solvants dans les processus industriels et les produits de consommation à la place des COVs précurseurs d’ozone troposphérique tels que les BTEX. Leur présence ubiquitaire dans les échantillons d’air ambiant, due à l’utilisation massive, suscite un besoin d’études de toxicité. De telles études requièrent des analyses qualitatives et quantitatives de traces de ces composés. Par ailleurs, la présence de traces de ces substances dans un biogaz entrave son utilisation comme source d’énergie renouvelable en causant des dommages coûteux à l’équipement. L’analyse des siloxanes dans un biogaz s’avère donc essentielle pour déterminer si le biogaz nécessite une purification avant son utilisation pour la production d’énergie. La méthode développée dans cette étude possède une bonne sensibilité (LDM 4–6 μg/m3), une bonne précision (CV < 10%), une bonne exactitude (> 93%) et une grande sélectivité. Il a été également démontré qu’en utilisant cette méthode avec l’hexaméthyl-d18-disiloxane comme étalon interne, la détection et la quantification du D4 et du D5 dans des échantillons réels de biogaz peuvent être accomplies avec une meilleure sensibilité (LDM ~ 2 μg/m3), une grande précision (CV < 5%) et une grande exactitude (> 97%). Une variété d’échantillons de biogaz prélevés au site d’enfouissement sanitaire du Complexe Environnemental de Saint-Michel à Montréal a été analysée avec succès par cette nouvelle méthode. Les concentrations mesurées étaient de 131–1275 µg/m3 pour le D4 et 250–6226 µg/m3 pour le D5. Ces résultats représentent les premières données rapportées dans la littérature sur la concentration des siloxanes D4 et D5 dans les biogaz d’enfouissement en fonction de l’âge des déchets.

Observations de pulsateurs compacts à l'aide de la caméra Mont4K CCD

Les pulsateurs compacts sont des étoiles présentant des variations intrinsèques de luminosité dont les gravités de surface sont supérieures à 100,000 cm/s² On retrouve parmi ces objets deux familles des sous-naines chaudes de type B (sdB) pulsantes et quatre familles distinctes de naines blanches pulsantes. Dans le but d'observer les pulsations de tels objets pour ensuite analyser leur propriétés grâce à l'astéroséismologie, l'Université de Montréal, en collaboration avec le Imaging Technology Laboratory (ITL - University of Arizona), a développé la caméra Mont4K (Montreal4K) CCD qui est, depuis le printemps 2007, le principal détecteur employé au télescope Kuiper de 1.55 m du Mt Bigelow (Steward Observatory, University of Arizona). à l'aide de ce montage, des observations ont été menées pour quelques-uns de ces pulsateurs compacts. La première cible fut HS 0702+6043, un pulsateur hybride. Une importante mission pour cet objet, réalisée du 1er novembre 2007 au 14 mars 2008, a permis d'identifier 28 modes de pulsations pour cet objet en plus de mettre en évidence pour certains de ces modes d'importantes variations d'amplitude. Deux autres cibles furent les naines blanches pulsantes au carbone de type « Hot DQ » SDSS J220029.08-074121.5 et SDSS J234843.30-094245.3. Il fut possible de montrer de façon indirecte la présence d'un fort champ magnétique à la surface de J220029.08-074121.5 grâce à la présence de la première harmonique du mode principal. En outre, pour ces deux cibles, on a pu conclure que celles-ci font bel et bien partie de la classe des naines blanches pulsantes au carbone.

Recherche d’étoiles jeunes de faible masse dans le voisinage solaire

Formées lors de l’effondrement gravitationnel d’un nuage de gaz moléculaire, les étoiles naissantes auront différentes masses variant entre 0.08 et environ 100M . La majorité de la population stellaire de la Galaxie est constituée d’étoiles dont la masse est inférieure à environ 0.6 M . Le dernier évènement de formation stellaire dans le voisinage solaire s’est produit dans la bulle locale il y a au plus 100 millions d’années, vraisemblablement provoqué par le passage d’une onde de choc dans le bras local de la Galaxie. C’est ainsi que se formèrent de jeunes associations d’étoiles dont les membres se caractérisent en particulier par une vitesse spatiale et une position commune dans la Galaxie. Les associations jeunes étant peu densément peuplées et relativement proches du Soleil, leurs membres se font plutôt rares et dispersés sur toute la voûte céleste. Jusqu’à présent, surtout les étoiles les plus massives (brillantes) ont été répertoriées. Les étoiles jeunes de faible masse, constituant la majorité de la population, restent pour la plupart à être identifiées. Les étoiles jeunes de faible masse représentent une population clef pour contraindre les modèles évolutifs des étoiles M et des naines brunes. Elles sont également d’excellentes candidates pour chercher des exoplanètes via les techniques d’imagerie directe. Ce mémoire présente une nouvelle méthode utilisant un modèle cinématique enrichi d’une analyse statistique Bayesienne pour identifier des étoiles jeunes de faible masse dans les associations beta Pictoris, Tucana-Horologium et AB Doradus. À partir d’un échantillon de 1080 étoiles K et M, toutes comportant des indicateurs de jeunesse tels l’émission Halpha et une forte luminosité dans les rayons X, leurs propriétés cinématiques (mouvement propre) et photométriques sont analysées pour en extraire 98 candidates hautement probables membres d’une des trois associations. Une confirmation de leur statut comme membre nécessitera en particulier une mesure de leur vitesse radiale (prédit par notre analyse) et une mesure de la largeur équivalente du lithium à 6708 Å pour mieux contraindre leur âge.

Étude polarimétrique d’étoiles jeunes

Afin de mieux comprendre l'évolution des étoiles jeunes, nous avons utilisé un code Monte Carlo simulant leur environnement afin d'étudier une nouvelle distribution chez les étoiles Herbig Ae/Be et pour reproduire des cartes d'intensité et de polarisation linéaire obtenues au télescope Canada-France-Hawaii (TCFH) en novembre 2003. Le code datant de la fin des années 80, nous avons dû non seulement le corriger, mais aussi ajouter quelques éléments afin de tenir compte des dernières avancées dans le domaine de la polarisation provenant du milieu circumstellaire. Les étoiles à l'étude étant jeunes (moins de quelques millions d'années), leur voisinage est toujours constitué de grains de poussière mélangés avec du gaz. Selon leur âge, nous retrouvons cette poussière sous différentes structures soit, par exemple, par un disque entouré d'une enveloppe (objets jeunes de classe I) ou par un simple disque (objets de classe II et III). Selon la structure que prend la poussière, les cartes de polarisation et d'intensité qui en résultent vont changer. Nous allons discuter de cette variation des cartes de polarisation selon la distribution de poussière. Suite aux modifications apportées au code, il a fallu s'assurer que celui-ci fonctionne bien. Pour ce faire, nous avons mis au point quelques critères qui nous assurent, s'ils sont satisfaits, que le code Monte Carlo produit de bons résultats. Après avoir validé le code, il est maintenant possible de l'utiliser aux fins d'avancer le domaine de la polarisation. En effet, Dullemond et al.(2001) proposent une nouvelle distribution de grain autour des étoiles Herbig Ae/Be afin de mieux expliquer leur distribution d'énergie spectrale. Par contre, qu'en est-il des cartes de polarisation résultantes? C'est sur cette question que nous nous sommes arrêtés. Par la suite, nous avons essayé de reproduire du mieux possible, tenant compte des limitations du code, les cartes de polarisation obtenues au TCFH. Nous avons étudié en détail les données de R Mon (résultats qui seront présentés sous forme d'article pour fin de publication) et de V376 Cas. De plus, notre étude de V376 Cas nous a permis d'amener des conclusions sur les processus causant les vecteurs parallèles aux disques des étoiles jeunes.

Étude de l'influence de la perte de masse sur l'évolution d'étoiles de plusieurs types

Cette thèse a été réalisée en cotutelle. Pour la forme, Gérard Jasniewicz était mon codirecteur 'officiel' en France, bien que mon codirecteur était plutôt Olivier Richard qui m'a encadré lorsque j'étais en France.

Relevé polarimétrique d'étoiles candidates pour des disques de débris

Le relevé DEBRIS est effectué par le télescope spatial Herschel. Il permet d’échantillonner les disques de débris autour d’étoiles de l’environnement solaire. Dans la première partie de ce mémoire, un relevé polarimétrique de 108 étoiles des candidates de DEBRIS est présenté. Utilisant le polarimètre de l’Observatoire du Mont-Mégantic, des observations ont été effectuées afin de détecter la polarisation due à la présence de disques de débris. En raison d’un faible taux de détection d’étoiles polarisées, une analyse statistique a été réalisée dans le but de comparer la polarisation d’étoiles possédant un excès dans l’infrarouge et la polarisation de celles n’en possédant pas. Utilisant la théorie de diffusion de Mie, un modèle a été construit afin de prédire la polarisation due à un disque de débris. Les résultats du modèle sont cohérents avec les observations. La deuxième partie de ce mémoire présente des tests optiques du polarimètre POL-2, construit à l’Université de Montréal. L’imageur du télescope James-Clerk-Maxwell passe de l’instrument SCUBA à l’instrument SCUBA-2, qui sera au moins cent fois plus rapide que son prédécesseur. De même, le polarimètre suit l’amélioration et un nouveau polarimètre, POL-2, a été installé sur SCUBA-2 en juillet 2010. Afin de vérifier les performances optiques de POL-2, des tests ont été exécutés dans les laboratoires sub-millimétriques de l’Université de Western Ontario en juin 2009 et de l’Université de Lethbridge en septembre 2009. Ces tests et leurs implications pour les observations futures sont discutés.

Analyse des paramètres atmosphériques des étoiles naines blanches dans le voisinage solaire

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.

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.