Étude spectroscopique d'étoiles naines blanches riches en hélium de type DB et DBA

De nouveaux modèles d'atmosphère sont présentés, incluant les profils de raie d'hélium neutre améliorés de Beauchamp (1995) et le formalisme de probabilité d'occupation pour ce même atome. Ces modèles sont utilisés pour calculer une grille de spectres synthétiques correspondant à des atmosphères riches en hélium et contenant des traces d'hydrogène. Cette grille est utilisée pour déterminer les paramètres atmosphériques principaux des étoiles de notre échantillon, soient la température effective, la gravité de surface et l'abondance d'hydrogène. Notre échantillon contient des spectres visibles de haut rapport signal-sur-bruit pour 102 naines blanches riches en hélium, dont 29 ont été observés au cours de ce projet, ce qui en fait le plus grand échantillon de spectres de qualité de naines blanches riches en hélium. Des spectres synthétiques ont été calculés en utilisant différentes valeurs du paramètre α de la théorie de la longueur de mélange dans le but de calibrer empiriquement la valeur de ce paramètre pour les DB. Afin d'améliorer la précision sur les paramètres atmosphériques de quelques étoiles, nous avons utilisé des spectres couvrant la raie Hα pour mieux déterminer l'abondance d'hydrogène. Finalement, nous avons calculé la distribution de masse de notre échantillon et la fonction de luminosité des DB. La distribution de masse montre une coupure à 0.5 fois la masse solaire qui est prédite par les modèles d'évolution stellaire et dévoile une masse moyenne significativement plus élevée pour les étoiles de type DBA. La masse moyenne de l'ensemble des DB et DBA est très proche de celle des DA. La fonction de luminosité nous permet de calculer que le rapport du nombre de DB sur le nombre de DA vaut environ 25%.

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.

Relevé et analyse spectroscopiques d'étoiles naines blanches brillantes et riches en hydrogène

Nous présentons un relevé et une analyse spectroscopiques de plus de 1300 naines blanches brillantes (V < 17.5) et riches en hydrogène. Des spectres dans le domaine du visible avec un rapport signal-sur-bruit élevé ont été obtenus et les données ont ensuite été analysées avec notre méthode spectroscopique habituelle qui compare les profils observés des raies de Balmer à des spectres synthétiques calculés à partir de la dernière génération de modèles d’atmosphère. D’abord, nous présentons une analyse détaillée de 29 naines blanches de type DAO utilisant une nouvelle grille de modèles qui inclut du carbone, de l’azote et de l’oxygène aux abondances solaires. Nous démontrons que l’ajout de ces métaux dans les modèles d’atmosphère est essentiel pour surmonter le problème des raies de Balmer qui empêche un ajustement simultané de toutes les raies de Balmer avec des paramètres atmosphériques cohérents. Nous identifions également 18 naines blanches chaudes de type DA qui souffrent aussi du problème des raies de Balmer. Des spectres dans l’ultraviolet lointain obtenus des archives du satellite FUSE sont ensuite examinés pour démontrer qu’il existe une corrélation entre les abondances métalliques élevées et les cas du problème des raies de Balmer. Les conséquences de ces résultats pour toutes les naines blanches chaudes et riches en hydrogène sont discutées. En particulier, le scénario évolutif pour les naines blanches DAO est révisé et nous n’avons plus besoin d’évoquer l’évolution post-EHB pour expliquer la majorité des étoiles DAO. Finalement, nous élaborons un scénario dans lequel les métaux engendrent un faible vent stellaire qui expliquerait la présence d’hélium dans les étoiles DAO. Ensuite, nous présentons les résultats globaux de notre relevé, ce qui inclut une analyse spectroscopique de plus de 1200 naines blanches de type DA. En premier lieu, nous présentons le contenu spectroscopique de notre échantillon qui contient de nombreuses classifications erronées ainsi que plusieurs naines blanches de type DAB, DAZ et magnétiques. Nous discutons ensuite des nouveaux modèles d'atmosphère utilisés dans notre analyse. De plus, nous utilisons des modèles de naines M pour obtenir de meilleures valeurs des paramètres atmosphériques pour les naines blanches qui sont membres de systèmes binaires DA+dM. Certaines naines blanches uniques et quelques systèmes binaires double-dégénérées sont également analysés de manière plus détaillée. Nous examinons ensuite les propriétés globales de notre échantillon incluant la distribution de masse et la distribution de masse en fonction de la température. Nous étudions également la façon dont les nouveaux profils de raies de Balmer affectent la détermination des paramètres atmosphériques. Nous testons la précision et la robustesse de nos méthodes en comparant nos résultats avec ceux du projet SPY, dans le cadre duquel plus de 300 des mêmes naines blanches ont été analysées d'une manière complètement indépendante. Finalement, nous faisons un retour sur la bande d'instabilité des naines blanches pulsantes de type ZZ Ceti pour voir quels effets ont les nouveaux profils de raies sur la détermination de ses frontières empiriques.

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.

The role of nonhydrostatic dynamics in controlling development of a surface ocean front

Numerical studies of surface ocean fronts forced by inhomogeneous buoyancy loss show nonhydrostatic convective plumes coexisting with baroclinic eddies. The character of the vertical overturning depends sensitively on the treatment of the vertical momentum equation in the model. It is less well known how the frontal evolution over scales of O(10 km) is affected by these dynamics. Here, we compare highly resolved numerical experiments using nonhydrostatic and hydrostatic models and the convective-adjustment parametrization. The impact of nonhydrostatic processes on average cross-frontal transfer is weak compared to the effect of the O(1 km) scale baroclinic motions. For water-mass distribution and formation rate nonhydrostatic dynamics have similar influence to the baroclinic eddies although adequate resolution of the gradients in forcing fluxes is more important. The overall implication is that including nonhydrostatic surface frontal dynamics in ocean general circulation models will have only a minor effect on scales of O(1 km) and greater.

Metallicity effects on the modified wind momentum of CSPN

Recent investigations on the central stars of planetary nebulae (CSPN) indicate that the masses based on model atmospheres can be much larger than the masses derived from theoretical mass-luminosity relations. Also, the dispersion in the relation between the modified wind momentum and the luminosity depends on the mass spread of the CSPN, and is larger than observed in massive hot stars. Since the wind characteristics probably depend on the metallicity, we analyze the effects on the modified wind momentum by considering the dispersion in this quantity caused by the stellar metallicity. Our CSPN masses are based on a relation between the core mass and the nebular abundances. We conclude that these masses agree with the known mass distribution both for CSPN and white dwarfs, and that the spread in the modified wind momentum can be explained by the observed metallicity variations.

Interaction of strangelets with ordinary nuclei

Strangelets (hypothetical stable lumps of strange quarkmatter) of astrophysical origin may be ultimately detected in specific cosmic ray experiments. The initial mass distribution resulting from the possible astrophysical production sites would be subject to reprocessing in the interstellar medium and in the earth`s atmosphere. In order to get a better understanding of the claims for the detection of this still hypothetic state of hadronic matter, we present a study of strangelet-nucleus interactions including several physical processes of interest (abrasion, fusion, fission, excitation and de-excitation of the strangelets), to address the fate of the baryon number along the strangelet path. It is shown that, although fusion may be important for low-energy strangelets in the interstellar medium (thus increasing the initial baryon number A), in the earth`s atmosphere the loss of the baryon number should be the dominant process. The consequences of these findings are briefly addressed.

Can the pi(+) chi(c1) resonance structures be D*(D)over-bar* and D(1)(D)over-bar molecules?

We use QCD sum rules to study the recently observed resonance-like structures in the pi(+)chi(c1) mass distribution, Z(1)(+) (4050) and Z(2)(+) (4250), considered as D*(+) (D) over bar*(0) and D(1)(+) (D) over bar (0) + D(+) (D) over bar (0)(1) molecules with the quantum number J(P) = 0(+) and J(P) = 1-, respectively. We consider the contributions of condensates up to dimension eight and work at leading order in alpha(s). We obtain m(D*D*) = (4.15 +/- 0.12) GeV, around 100 MeV above the D*D* threshold, and m(D1D) = (4.19 +/- 0.22) GeV, around 100 MeV below the D(1)D threshold. We conclude that the D*(+)(D) over bar*(0) state is probably a virtual state that is not related with the Z(1)(+) (4050) resonance-like structure. In the case of the D(1)D molecular state, considering the errors, its mass is consistent with both Z(1)(+)(4050) and Z(2)(+)(4250) resonance-like structures. Therefore, we conclude that no definite conclusion can be drawn for this state from the present analysis. (C) 2008 Elsevier B.V All rights reserved.

Challenges in Radiative Transfer Modeling - W3 IRS5

By modeling the spectral energy distribution (SED) of the W3 IRS5 high-mass star formation region and matching this model to observed data, we can constrain the physical parameters of the basic system geometry and cloud mass distribution. From these parameters, we hope to add to the understanding of high-mass star formation processes. In particular, we hope to determine if the geometries associated with lowmass star formation carry over into the high-mass regime.

Robust CERN LHC Higgs boson search in weak boson fusion

We demonstrate that a CERN LHC Higgs boson search in weak boson fusion production with subsequent decay to weak boson pairs is robust against extensions of the standard model or minimal supersymmetric standard model involving a large number of Higgs doublets. We also show that the transverse mass distribution provides unambiguous discrimination of a continuum Higgs signal from the standard model.

Search for W ' boson production in the W ' -> t(b)over-bar decay channel

We present a search for the production of a new heavy gauge boson W' that decays to a top quark and a bottom quark. We have analyzed 230 pb(-1) of data collected with the DO detector at the Fermilab Tevatron collider at a center-of-mass energy of 1.96 TeV. No significant excess of events above the standard model expectation is found in any region of the final state invariant mass distribution. We set upper limits on the production cross section of W' bosons times branching ratio to top quarks at the 95% confidence level for several different W, boson masses. We exclude masses between 200 and 610 GeV for a W' boson with standard-model-like couplings, between 200 and 630 GeV for a W, boson with right-handed couplings that is allowed to decay to both leptons and quarks, and between 200 and 670 GeV for a W' boson with right-handed couplings that is only allowed to decay to quarks. (c) 2006 Elsevier B.V. All rights reserved.

Search for t(t)over-bar resonances in the lepton plus jets final state in p(p)over-bar collisions at root s=1.96 TeV

Conselho Nacional de Desenvolvimento Científico e Tecnológico (CNPq)

Search for a heavy gauge boson W ' in the final state with an electron and large missing transverse energy in pp collisions at root s=7 TeV

Conselho Nacional de Desenvolvimento Científico e Tecnológico (CNPq)

Search for a W ' boson decaying to a muon and a neutrino in pp collisions at root s=7 TeV

Conselho Nacional de Desenvolvimento Científico e Tecnológico (CNPq)

Search for W ' boson resonances decaying to a top quark and a bottom quark

We search for the production of a heavy W ' gauge boson that decays to third generation quarks in 0: 9 fb(-1) of p (p) over bar collisions at root s = 1: 96 TeV, collected with the D0 detector at the Fermilab Tevatron collider. We find no significant excess in the final-state invariant mass distribution and set upper limits on the production cross section times branching fraction. For a left-handed W ' boson with SM couplings, we set a lower mass limit of 731 GeV. For right-handed W ' bosons, we set lower mass limits of 739 GeV if the W ' boson decays to both leptons and quarks and 768 GeV if the W ' boson decays only to quarks. We also set limits on the coupling of the W ' boson to fermions as a function of its mass.