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Ce mémoire présente une analyse spectro-photométrique de 2880 naines blanches situées dans un rayon de 100 pc du Soleil, plus froides que Teff ∼ 10,000 K, et possédant de la photométrie grizy de Pan-STARRS et une mesure de parallaxe trigonométrique de Gaia. Les données photométriques JHK dans le proche infrarouge sont également incluses, lorsque disponibles, et s’avèrent essentielles pour l’interprétation des naines blanches les plus froides de l’échantillon. Une analyse détaillée de chaque objet individuel est effectuée en utilisant des modèles d’atmosphère de pointe appropriés pour chaque type spectral, y compris les DA, DC, DQ, DZ, les DA riches en hélium, et les naines blanches dites faibles dans l’infrarouge (IR-faint). Les distributions en température et en masse de chaque sous-échantillon sont discutées, ainsi que l’évolution spectrale des naines blanches froides. L’échantillon présente peu d’évidence quant à la transformation des étoiles DA en naines blanches avec une atmosphère riche en hélium par le processus de mélange convectif entre Teff = 10,000 K et ∼6500 K. Cependant, cette tendance change radicalement dans les environs de Teff = 6500–5500 K où la fraction de naines blanches avec une atmosphère riche en hélium atteint ∼45%. Pour les étoiles plus froides (Teff ≲ 5200 K), les résultats indiquent que la majorité des DC ont une atmosphère dominée par l’hydrogène. Un mécanisme possible impliquant la cristallisation et le magnétisme est proposé afin d’expliquer cette transformation soudaine d’une atmosphère riche en hélium en une atmosphère riche en hydrogène. Finalement, cette analyse montre que les naines blanches de type DQ, DZ et DC pourraient former une population plus homogène qu’on ne le pensait auparavant., This work presents a spectro-photometric analysis of 2880 cool white dwarfs within 100 pc of the Sun and cooler than Teff ∼ 10,000 K, with grizy Pan-STARRS photometry and Gaia trigonometric parallaxes available. The data sets are also supplemented with near-infrared JHK photometry, when available, which is shown to be essential for interpreting the coolest white dwarfs in the sample. A detailed analysis of each individual object is performed using state-of-the-art model atmospheres appropriate for each spectral type including DA, DC, DQ, DZ, He-rich DA, and the so-called IR-faint white dwarfs. The temperature and mass distributions of each subsample are discussed, as well as the spectral evolution of cool white dwarfs. The sample shows little evidence for the transformation of a significant fraction of DA stars into He-atmosphere white dwarfs through the process of convective mixing between Teff = 10,000 K and ∼6500 K, although the situation changes drastically in the range Teff = 6500–5500 K where the fraction of He-atmosphere white dwarfs reaches ∼45%. However, there is strong evidence that at even cooler temperatures (Teff ≲ 5200 K), most DC white dwarfs have H atmospheres. A possible mechanism to account for this sudden transformation from He- to H-atmosphere white dwarfs involving the onset of crystallization and the occurrence of magnetism is presented. Finally, the results drawn from this work have shown that DQ, DZ, and DC white dwarfs may form a more homogeneous population than previously believed.

Nous présentons une analyse homogène de 1023 naines blanches de type DZ et 319 de type DQ. Ceci représente un progrès important par rapport aux précédentes analyses de ce type, notamment Dufour et al. (2005; 56 DQs) et Dufour et al. (2007; 159 DZs). Nous utilisons les parallaxes trigonométriques de la deuxième parution de données de Gaia, ainsi que la photométrie du Sloan Digital Sky Survey, PanSTARRS, Gaia ou de la photométrie BVRI prise de la littérature, qui nous permettent de déterminer la masse de la vaste majorité des objets de notre échantillon. Nous utilisons les méthodes photométriques et spectroscopiques conjointement avec les plus récents modèles d'atmosphère disponibles incluant les effets de haute densité pour déterminer la température, la gravité de surface et les abondances des éléments pour chaque objet. Nous étudions l'abondance d'hydrogène dans les étoiles DZ et les propriétés des planétésimaux accrétés. Nous trouvons un grand nombre d'étoiles polluées dont les progéniteurs ont une masse supérieure à trois masses solaires, démontrant que la formation d'objets rocheux est commune autour de ce type d'étoiles. Nous présentons des distributions de masses pour les deux types spectraux. Celle des étoiles DQ montre deux populations séparées, dont une plus massive. Nous explorons la nature de celle-ci à l'aide des mouvements propres de Gaia et discutons qu'il s'agit possiblement d'une population d'étoiles ayant fusionné. Nous observons les traces de la cristallisation dans les étoiles DQ massives. Finalement, nous discutons de l'évolution spectrale et présentons les paramètres atmosphériques pour chaque objet., We present a homogeneous analysis of 1023 DZ and 319 DQ white dwarf stars taken from the Montreal White Dwarf Database. This represents a significant increase over the previous comprehensive studies on these types of objects, namely those of Dufour et al. (2005; 56 DQs) and Dufour et al. (2007; 159 DZs). We use new trigonometric parallax measurements from the Gaia second data release, together with photometry from the Sloan Digital Sky Survey, PanSTARRS, Gaia, or BVRI from the literature, which allow the determination of the mass for the majority of the objects in our sample. We use the photometric and spectroscopic techniques with the most recent atmosphere models available, which include high density effects, to accurately determine the effective temperature, surface gravity, and heavy element abundances for each object. We study the abundance of hydrogen in DZ white dwarfs and the properties of the accreted planetesimals. We find many white dwarfs dwarfs with progenitor masses above 3 solar mass, demonstrating that the formation of rocky material is not rare around this type of stars. We also present mass distributions for both spectral types. We explore the nature of the second sequence of DQ stars using proper motions from Gaia and discuss the possibility that it is a population of merged white dwarfs. We highlight evidence of crystallization in massive DQ stars. Finally, we discuss the implications of our findings in the context of the spectral evolution of white dwarfs, and provide the atmospheric parameters for each star.

Les étoiles naines blanches représentent la phase évolutive finale de 97% des étoiles de notre galaxie. Le champ de gravité intense présent à la surface de ces étoiles donne lieu à une stratification chimique importante. Ce processus de tri gravitationnel est responsable, entre autres, de l’extrême pureté chimique des couches externes et du fait que leurs spectres soient habituellement dominés par les raies d’une seule espèce, en général l’hydrogène ou l’hélium. Toutefois, il y a près de 40 ans, la découverte de variations importantes des différents types spectraux en fonction de la température effective de ces étoiles a révélé l’existence de mécanismes physiques pouvant inhiber ce tri gravitationnel. L’étude décrite dans cette thèse vise à expliquer l’origine des naines blanches riches en hélium plus froides que Teff = 30; 000 K. Pour ce faire, nous étudierons en détail le processus de dilution convective (pour Teff > 15; 000 K) lié à l’érosion progressive d’une mince couche radiative d’hydrogène par la zone de convection d’hélium sous-jacente. Nous examinerons également le mécanisme de mélange convectif (pour Teff < 12; 000 K) décrit par l’homogénéisation complète de l’enveloppe survenant lorsque la zone convective superficielle d’hydrogène rejoint l’enveloppe convective d’hélium plus profonde. Nous porterons une attention particulière au problème de l’origine de l’hydrogène dans certaines naines blanches hybrides riches en hélium. Dans ce but, nous présentons une analyse de 115 étoiles naines blanches de type DB (raies d’hélium) et de 28 objets froids de type DA (raies d’hydrogène) riches en hélium. Notre approche, basée sur les techniques spectroscopique et photométrique, permet de déterminer avec précision les paramètres atmosphériques tels que la température effective, la gravité de surface et la composition chimique. Grâce à ces méthodes, nous avons identifié des traces d’hydrogène dans 63% de nos DB, révélant ainsi leur nature hybride de type DBA. Nous avons également constaté la persistance de naines blanches dépourvues d’hydrogène à basse température. À l’aide de modèles d’enveloppe stellaire détaillés, nous démontrons que les abondances photosphériques prédites par le scénario de dilution convective sont beaucoup plus faibles que celles observées dans les DBA. De plus, nous démontrons que l’hydrogène observé dans le spectre des étoiles DBA et DA froides riches en hélium ne peut provenir de l’accrétion de sources externes, en raison de la création de couches d’hydrogène suffisamment épaisses résistant à l’érosion causée par la convection. Cependant, nos résultats nous permettent de démontrer que les naines blanches DA froides riches en hélium représentent vraisemblablement l’aboutissement du mélange convectif d’une étoile DA possédant une mince couche d’hydrogène en surface. Afin de résoudre le problème de l’hydrogène dans les naines blanches de type DBA, nous invoquons la possibilité que des quantités importantes d’hydrogène puissent se cacher dans les couches profondes de l’étoile. À partir de cette hypothèse basée sur des modèles réalistes, nous élaborons un mécanisme physique impliquant le dragage convectif de ce réservoir d’hydrogène situé sous la photosphère. Les séquences évolutives obtenues permettent de reproduire les valeurs et le comportement du ratio H/He observés pour la majorité des étoiles DBA. Nous fournissons ainsi pour la première fois une explication satisfaisante pour l’origine de l’hydrogène dans ces objets et, par la même occasion, résolvons potentiellement l’un des problèmes fondamentaux dans l’étude de l’évolution spectrale des étoiles naines blanches., White dwarf stars represent the end point of stellar evolution for 97% of the stars in the Galaxy. The strong gravitational field present at the surface of these stars leads to an important chemical stratification. This gravitational settling process is responsible, namely, for the extreme purity of their outer layers, and leads to optical spectra generally dominated by a single species, most often hydrogen or helium. Nearly 40 years ago, however, the discovery of significant variations of the observed spectral types as a function of effective temperature revealed the existence of several physical mechanisms that could compete with gravitational settling along the cooling sequence. The main goal of this thesis is to provide an explanation for the origin of helium-atmosphere white dwarfs below Teff = 30; 000 K. To this end, we study in detail the convective dilution process (for Teff > 15; 000 K) associated with the gradual erosion of a thin radiative hydrogen layer by the underlying helium convection zone. We also examine the convective mixing mechanism (for Teff < 12; 000 K) described by the complete homogenization of the outer layers arising when the superficial hydrogen convection zone reaches the deeper convective helium envelope. Particular attention is given to the problem of the origin of hydrogen detected in some helium-atmosphere white dwarfs. We first present an analysis of 115 DB (helium-line) white dwarfs and 28 cool, helium-rich DA (hydrogen-line) stars. The atmospheric parameters of each star — effective temperature, surface gravity, and chemical composition—are obtained using the so-called spectroscopic and photometric techniques. Our spectroscopic observations reveal the presence of hydrogen in 63% of our DB sample, thus revealing their DBA hybrid nature. We also confirm the persistence of white dwarfs without any detectable traces of hydrogen at low effective temperature. Using detailed stellar envelope models, we show that the photospheric hydrogen abundances predicted by the convective dilution scenario are much smaller than those measured in DBA white dwarfs. We also demonstrate that the amount of hydrogen observed in DBA stars, as well as in cool, helium-rich DA white dwarfs, cannot be explained by accretion from external sources, since accretion will build a hydrogen layer that is sufficiently thick to resist the erosion caused by convection. Instead, we show that cool, helium-rich DA white dwarfs most likely represent the end product of the convective mixing of DA white dwarfs with sufficiently thin hydrogen layers. In order to solve the problem of hydrogen in DBA white dwarfs, we invoke the possibility that significant amounts of hydrogen can be hidden within the deep stellar interior. On the basis of this hypothesis, deduced from realistic models, we construct a physical mechanism where some of this hydrogen located deep in the star is being dredged-up to the surface by the growing convective envelope. The resulting simulations reproduce the H/He abundance ratio observed in the majority of DBA white dwarfs. This convective dredge-up scenario provides for the first time a satisfactory explanation for the origin of hydrogen in these objects, thus potentially solving a long-standing problem in white dwarf spectral evolution.

L’étude des naines blanches repose principalement sur la détermination de leurs paramètres atmosphériques et physiques, tels que la température effective, la gravité de surface, la composition chimique de l’atmosphère, la masse, l’âge et la luminosité. Grâce aux grands relevés, le Sloan Digital Sky Survey (SDSS) et Gaia en particulier, qui ont rendu accessibles des données photométriques, spectroscopiques ainsi que la parallaxe trigonométrique pour des milliers de naines blanches, il est maintenant possible de déterminer ces quantités pour un très grand nombre de naines blanches. Une analyse comparative des paramètres atmosphériques des naines blanches DA et DB dans le SDSS et Gaia est présentée dans cette thèse. Cette analyse permet d’identifier certaines lacunes au niveau des modèles d’atmosphère, notamment les profils d’élargissement Stark dans les modèles d’atmosphère riches en hydrogène ainsi que les profils d’élargissement van der Waals dans ceux riches en hélium qui ne semblent pas tout à fait satisfaisants. Cette analyse permet aussi de révéler la présence de plusieurs systèmes binaires non-résolus de types DA+DA, DA+DC, DA+DB ainsi que DB+DB. Comme les techniques photométrique et spectroscopique ne permettent pas de déterminer tous les paramètres directement, il faut faire appel à la relation masse-rayon pour obtenir les autres quantités d'intérêt. Les parallaxes trigonométriques du relevé Gaia permettent de mettre à l’épreuve cette relation et de conclure à sa validité. Les naines blanches de type DB sont moins bien comprises du fait de leur rareté, donc une attention particulière leur est accordée. L’analyse des distributions de gravité de surface, de masse et d’abondance d’hydrogène révèle la présence de plusieurs objets d’intérêt, tels que des DB massives ou magnétiques. En particulier, la distribution des abondances d’hydrogène montre des naines blanches ayant des quantités bien différentes de cet élément dans leur atmosphère, ce qui suggère qu’elles ont suivi des canaux évolutifs différents. La fraction de naines blanches de type DB en fonction de la température reste relativement constante entre 40,000 K et 25,000 K, puis augmente graduellement jusqu’à atteindre son maximum à 15,000 K. Cette fluctuation est cohérente avec les deux canaux évolutifs et le scénario de dilution convective, c'est-à-dire que certaines DB ont conservé leur atmosphère riche en hélium durant toute leur évolution tandis que d’autres sont d’anciennes DA qui se sont transformées lorsque la mince couche superficielle d’hydrogène est diluée dans la couche convective d’hélium située en dessous. L’origine de l’hydrogène atmosphérique est cependant toujours sujette à débat. La plupart des DBA montrent des abondances beaucoup trop élevées pour pouvoir être expliquées par une origine résiduelle. Ces abondances élevées ne cadrent pas non plus dans le scénario de dilution convective, mettant un doute sur l’origine résiduelle. Une solution possible à ce dilemme serait qu’une couche d’hydrogène flotte à la surface de la naine blanche, donnant ainsi l’illusion d’une plus grande abondance. Cette hypothèse est testée à l’aide de nouveaux modèles chimiquement stratifiés., The study of white dwarf stars relies heavily on the determination of their atmospheric and physical parameters, such as effective temperature, surface gravity, chemical composition, mass, age and luminosity. Thanks to surveys like the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) or Gaia, photometric and spectroscopic data, as well as trigonometric parallaxes were made publicly available for a large number of white dwarfs, making it possible to determine the parameters listed above for very large samples. A comparative analysis of the atmospheric parameters of type DA and type DB white dwarfs from the SDSS and Gaia is presented in this thesis. This analysis reveals that the Stark broadening profiles in pure hydrogen model atmospheres as well as the van der Waals broadening treatment in helium-rich atmospheres need to be revisited. The comparison of photometric and spectroscopic effective temperatures and masses unveils the presence of DA+DA, DA+DC, DA+DB, as well as DB+DB unresolved double degenerate systems. The photometric and spectroscopic techniques can only determine a few parameters directly. To obtain the other quantities of interest, one must rely on evolutionary models and the mass-radius relation. The exquisite Gaia trigonometric parallaxes offer the opportunity to put this relation to the test for a large number of white dwarfs. It is found that the theoretical mass-radius relation is valid. The DB white dwarfs are less well understood than their hydrogen-rich counterpart since they are rarer. Therefore, a thorough analysis of the DB white dwarf population is presented. The analysis of the surface gravities and mass distribution reveals the presence of several objects of particular interest, massive or magnetic DB stars for example. The hydrogen abundance distribution also reveals that white dwarfs have very different quantities of that element in their atmosphere, in the same temperature range, suggesting that they must have followed different evolutionary channels. The fraction of DB stars remains somewhat constant between 40,000 K and 25,000 K and steadily increases below this temperature, reaching its peak value around 15,000 K. This is in line with the two evolutionary channels and the convective dilution scenario, where some DA transform into DB stars when the thin hydrogen layer at the surface is mixed in the underlying helium convection zone, while some DB stars retain their helium-rich atmosphere throughout their evolution. The origin of this photospheric hydrogen, however, is still up for debate. Most DBA white dwarfs have hydrogen abundances way too high to have a residual origin resulting from the convective dilution scenario. One possible solution to this dilemma is that a small residual hydrogen layer still floats on the surface, thus giving the illusion of a higher hydrogen content. This hypothesis is tested with new chemically stratified model atmospheres.

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., This paper presents a photometric and spectroscopic analysis of 16 cool hydrogen-rich magnetic white dwarfs. The main objective of this study is to characterize their atmospheric and magnetic properties in order to obtain a representative overview of this stellar population. To reach this goal, photometric data and high signal-to-noise ratio spectra have been gathered for all the candidates. The models presented by Bergeron et al. (1992) were also updated using the work of Tremblay & Bergeron (2009). Afterward, the atmospheric parameters of each star were obtained from fits to the observed photometric energy distribution, while the topology and strength of the magnetic field are determined using spectroscopic fits to the observed Zeeman absorption features at H-alpha. Moreover, a deconvolution procedure combining these two approaches has also been developed in order to reproduce correctly the binary systems in the sample. The results of these analyses are then presented, including a discussion on the possible correlation between the atmospheric parameters and the magnetic properties of these white dwarfs. Finally, the results of this study suggest that most stars in this sample can only be accounted for if they are unresolved double white dwarfs systems. In addition, the results also demonstrate that the magnetic field in these cool white dwarfs cannot have a fossil origin, and must be somehow generated by a physical mechanism yet to be identified.

Since several decades, the observations of stellar oscillations and the search for exoplanets were developed in parallel, using the same instruments and similar methods: the radial velocity method, from ground-based instruments like SOPHIE in OHP and HARPS in La Silla, Chile, and the photometric method, basically from space instruments, like CoRoT and Kepler. The interest of doing asteroseismic studies of exoplanets host stars appeared from the beginning of these observations. The characterization of planets needs a good knowledge of the central star, particularly of its global parameters like its mass, radius, effective temperature. The study of the differences between stars with or without detected planets may bring information for a better understanding of the formation of planetary systems. It is well known, for example, that the stars which possess planets have on the average larger metallicities than those without detected planets. The very large number of exoplanets or candidates exoplanets detected by the space experiment Kepler, needs automatic procedures to extract the basic parameters of the central stars from studies of their oscillations. However, precise asteroseismic studies of well chosen stars are still important for a better precision of the results, and also to test the other procedures. During this thesis, we chose to perform precise studies of three central stars of planetary systems: (i) HD 52265, the only CoRoT main target with planets, observed continuously during several months with a very good precision;(ii) 94~Cet, a central star of planetary system whose spectroscopic parameters are close to those of  Virginis, a star without planets, well studied in the past by other authors. 94 Cet has been observed with the HARPS spectrograph in La Silla Observatory; and (iii) 51 Pegasi,"mythic" star, host of the first exoplanet ever detected, in 1995, by Michel Mayor and Didier Queloz, and that has been observed with the spectrograph SOPHIE in the Haute Provence Observatory. In all cases, we have compared the observed frequencies and their combinations, with those computed for models obtained with the Toulouse-Geneva Evolution Code. Oscillation frequencies were computed using the code PULSE, from Montreal. Various physical aspects were tested, in particular atomic diffusion including radiative accelerations on heavy elements. We obtained interesting results for these three stars, in different ways. In the three cases we deduced the external parameters and some information on their internal structure. In the case of HD 52265, we could check results of two different automatic codes. The case of 51 Peg was, however, more difficult to treat than the others due to the precision on the observations was not as good as we expected. This work presented both and observational and modeling aspects. It represents a somewhat complete approach of asteroseismology and its techniques.; Depuis plusieurs décennies, les observations des oscillations stellaires et la recherche d'exoplanètes se sont développées en parallèle, en utilisant les mêmes méthodes et les mêmes instruments : la méthode de vitesse radiale, à partir d'instruments au sol comme SOPHIE à l'OHP ou HARPS au Chili, et la méthode photométrique, à partir d'instruments spatiaux, comme CoRoT et Kepler. L'intérêt d'étudier les oscillations des étoiles centrales de systèmes planétaires est apparu dès le début de ces observations. La caractérisation des planètes nécessite une très bonne connaissance de l'étoile centrale et particulièrement de ses paramètres globaux comme la masse, le rayon, la température. L'étude de la différence entre les étoiles possédant des planètes et celles qui n'en ont pas, peut apporter des informations précieuses pour mieux comprendre la formation des systèmes planétaires. Dans cette thèse, nous avons choisi d'étudier précisément trois étoiles centrales de systèmes planétaires de type solaire : (i) HD 52265, la seule étoile cible principale de CoRoT, observée pendant plusieurs mois consécutifs avec une précision inégalée; (ii) 94 Cet, une étoile centrale de système planétaire dont les paramètres spectroscopiques ressemblent à ceux de  Virginis, étoile sans planète détectée, elle-même bien étudiée par ailleurs. 94 Cet a été observée avec le spectromètre HARPS à La Silla, Chili; (iii) 51 Pegasi, étoile "mythique", hôte de la première exoplanète observée en 1995 par Michel Mayor et Didier Queloz. Cette étoile a été observée avec le spectromètre SOPHIE à l'Observatoire d'Haute Provence. Dans tous les cas, nous avons comparé les fréquences observées et leurs combinaisons, avec celles calculées pour des modèles obtenus avec le Toulouse-Geneva Evolution Code. Les fréquences ont été calculées avec le code PULSE, de Montréal. Divers aspects physiques ont été testés, en particulier la diffusion atomique incluant les forces radiatives sur les éléments lourds. Nous avons obtenu des résultats intéressants pour ces trois étoiles, pour lesquelles les approches sont différentes. Dans les trois cas nous déduisons les paramètres extérieurs et des informations sur la structure. Ce travail comprend à la fois un aspect observationnel et de modélisation. C'est donc une approche assez complète de l'astérosismologie et de ses techniques.

Since several decades, the observations of stellar oscillations and the search for exoplanets were developed in parallel, using the same instruments and similar methods: the radial velocity method, from ground-based instruments like SOPHIE in OHP and HARPS in La Silla, Chile, and the photometric method, basically from space instruments, like CoRoT and Kepler. The interest of doing asteroseismic studies of exoplanets host stars appeared from the beginning of these observations. The characterization of planets needs a good knowledge of the central star, particularly of its global parameters like its mass, radius, effective temperature. The study of the differences between stars with or without detected planets may bring information for a better understanding of the formation of planetary systems. It is well known, for example, that the stars which possess planets have on the average larger metallicities than those without detected planets. The very large number of exoplanets or candidates exoplanets detected by the space experiment Kepler, needs automatic procedures to extract the basic parameters of the central stars from studies of their oscillations. However, precise asteroseismic studies of well chosen stars are still important for a better precision of the results, and also to test the other procedures. During this thesis, we chose to perform precise studies of three central stars of planetary systems: (i) HD 52265, the only CoRoT main target with planets, observed continuously during several months with a very good precision;(ii) 94~Cet, a central star of planetary system whose spectroscopic parameters are close to those of  Virginis, a star without planets, well studied in the past by other authors. 94 Cet has been observed with the HARPS spectrograph in La Silla Observatory; and (iii) 51 Pegasi,"mythic" star, host of the first exoplanet ever detected, in 1995, by Michel Mayor and Didier Queloz, and that has been observed with the spectrograph SOPHIE in the Haute Provence Observatory. In all cases, we have compared the observed frequencies and their combinations, with those computed for models obtained with the Toulouse-Geneva Evolution Code. Oscillation frequencies were computed using the code PULSE, from Montreal. Various physical aspects were tested, in particular atomic diffusion including radiative accelerations on heavy elements. We obtained interesting results for these three stars, in different ways. In the three cases we deduced the external parameters and some information on their internal structure. In the case of HD 52265, we could check results of two different automatic codes. The case of 51 Peg was, however, more difficult to treat than the others due to the precision on the observations was not as good as we expected. This work presented both and observational and modeling aspects. It represents a somewhat complete approach of asteroseismology and its techniques.; Depuis plusieurs décennies, les observations des oscillations stellaires et la recherche d'exoplanètes se sont développées en parallèle, en utilisant les mêmes méthodes et les mêmes instruments : la méthode de vitesse radiale, à partir d'instruments au sol comme SOPHIE à l'OHP ou HARPS au Chili, et la méthode photométrique, à partir d'instruments spatiaux, comme CoRoT et Kepler. L'intérêt d'étudier les oscillations des étoiles centrales de systèmes planétaires est apparu dès le début de ces observations. La caractérisation des planètes nécessite une très bonne connaissance de l'étoile centrale et particulièrement de ses paramètres globaux comme la masse, le rayon, la température. L'étude de la différence entre les étoiles possédant des planètes et celles qui n'en ont pas, peut apporter des informations précieuses pour mieux comprendre la formation des systèmes planétaires. Dans cette thèse, nous avons choisi d'étudier précisément trois étoiles centrales de systèmes planétaires de type solaire : (i) HD 52265, la seule étoile cible principale de CoRoT, observée pendant plusieurs mois consécutifs avec une précision inégalée; (ii) 94 Cet, une étoile centrale de système planétaire dont les paramètres spectroscopiques ressemblent à ceux de  Virginis, étoile sans planète détectée, elle-même bien étudiée par ailleurs. 94 Cet a été observée avec le spectromètre HARPS à La Silla, Chili; (iii) 51 Pegasi, étoile "mythique", hôte de la première exoplanète observée en 1995 par Michel Mayor et Didier Queloz. Cette étoile a été observée avec le spectromètre SOPHIE à l'Observatoire d'Haute Provence. Dans tous les cas, nous avons comparé les fréquences observées et leurs combinaisons, avec celles calculées pour des modèles obtenus avec le Toulouse-Geneva Evolution Code. Les fréquences ont été calculées avec le code PULSE, de Montréal. Divers aspects physiques ont été testés, en particulier la diffusion atomique incluant les forces radiatives sur les éléments lourds. Nous avons obtenu des résultats intéressants pour ces trois étoiles, pour lesquelles les approches sont différentes. Dans les trois cas nous déduisons les paramètres extérieurs et des informations sur la structure. Ce travail comprend à la fois un aspect observationnel et de modélisation. C'est donc une approche assez complète de l'astérosismologie et de ses techniques.

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., We present the results from three month-long observational campaigns related to WR+O colliding-wind binaries. This work focuses on southern-hemisphere systems that have not yet been previously studied in this context. To this we add the northern archetype colliding-wind system WR 140 (WC7pd + O5.5fc), which recently suffered another active periastron passage in 2009 January. The first two (spectroscopic) campaigns allowed us to update the orbital elements and to constrain the geometry of the colliding wind region and other fundamental parameters, for 6 binary systems: WR 12 (WN8h), WR 21 (WN5o+O7V), WR 30 (WC6+O7.5V), WR 31 (WN4o+O8), WR 47 (WN6o+O5) and WR 140. A short non-orbital (probably rotational) period was also detected in the WR component of one of our objects, WR 69 (WC9d+OB), with a much longer orbital period. The third (photometric) campaign revealed a surprisingly low level of variability in our sample of 20 WC8/9 stars. This supports the idea that pulsations are not very frequent in this type of star and are unlikely to be the main mechanism for dust formation, suggesting, by default, a predominant role of wind-wind collision.

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., We present a spectroscopic survey and analysis of over 1300 bright (V < 17.5), hydrogen-rich white dwarfs. High signal-to-noise ratio optical spectra were obtained and are then analyzed using our standard spectroscopic technique which compares the observed Balmer line profiles to synthetic spectra computed from the latest generation of model atmospheres. First, we present a detailed analysis 29 DAO white dwarfs using our new up-to-date model atmosphere grids in which we have included carbon, nitrogen, and oxygen at solar abundances. We demonstrate that the inclusion of these metals in the model atmospheres is essential in overcoming the Balmer-line problem, which manifests itself as an inability to fit all the Balmer lines simultaneously with consistent atmospheric parameters. We also identify 18 hot DA white dwarfs that also suffer from the Balmer-line problem. Far ultraviolet spectra from the {\it FUSE} archive are then examined to demonstrate that there exists a correlation between higher metallic abundances and instances of the Balmer-line problem. The implications of these findings for all hot, hydrogen-rich white dwarfs are discussed. Specifically, the possible evolutionary scenario for DAO white dwarfs is revised and post-EHB evolution need no longer be invoked to explain the evolution for the majority of the DAO stars. Finally, we discuss how the presence of metals might drive a weak stellar wind which in turn could explain the presence of helium in DAO white dwarfs. We then present the complete results from our survey, including the spectroscopic analysis of over 1200 DA white dwarfs. First we present the spectroscopic content of our sample which includes many misclassifications as well as several DAB, DAZ and magnetic white dwarfs. We then discuss the new model atmospheres we employ in our analysis. In addition, we use M dwarf templates to obtain better estimates of the atmospheric parameters for those white dwarfs which are in DA+dM binary systems. A handful of unique white dwarfs and double-degenerate binary systems are also analyzed in greater detail. We then examine the global properties of our sample including the mass distribution and mass distribution as a function of temperature. Next, we look at how the new Balmer-line profiles affect the determination of the atmospheric parameters. We then proceed to test the accuracy and robustness of our method by comparing our results to those of the SPY survey which has analyzed over 300 of the same white dwarfs in a completely independent manner. Finally, we also re-visit the ZZ Ceti instability strip and how the determination of its empirical boundaries is affected by the latest line profile calculations.

articles reprenant une partie des résultats de la thèse:2006A&A...445..931M2006astro.ph..1240M2006astro.ph..2148M2006astro.ph..2149M; If in the Milky Way, the B & Be star populations are relatively well known, this is not the same case in the Magellanic Clouds. The Large and Small Magellanic Clouds are galaxies satellites of our proper Galaxy and they are known for having a low metallicity. In order to study the effects of metal under abundances in the hot stars, we have observed large samples of stars in the Magellanic Clouds with the multifibers spectrograph GIRAFFE at the VLT. In this thesis, we present the creation of astrometric and photometric catalogues and the process of B & Be stIf in the Milky Way, the B & Be star populations are relatively well known, this is not the same case in the Magellanic Clouds. The Large and Small Magellanic Clouds are galaxies satellites of our proper Galaxy and they are known for having a low metallicity. In order to study the effects of metal under abundances in the hot stars, we have observed large samples of stars in the Magellanic Clouds with the multifibers spectrograph GIRAFFE at the VLT. In this thesis, we present the creation of astrometric and photometric catalogues and the process of B & Be stars selection. Then, we present the fundamental parameters determination and we examine the consequences of the metallicity on the rotational velocities. For the first time, we show the ZAMS rotational velocities distributions of Be stars and their implications on their behaviour. Afterwards, we compare the evolutionary status of Be stars in the Magellanic Clouds with the Milky Way and we give answers to understand the differences seen. Finally, we give an estimate of the surface carbon abundances and we show differences between the fast rotators like the Be stars and the slow rotators like B stars.ars selection. Then, we present the fundamental parameters determination and we examine the consequences of the metallicity on the rotational velocities. For the first time, we show the ZAMS rotational velocities distributions of Be stars and their implications on their behaviour. Afterwards, we compare the evolutionary status of Be stars in the Magellanic Clouds with the Milky Way and we give answers to understand the differences seen. Finally, we give an estimate of the surface carbon abundances and we show differences between the fast rotators like the Be stars and the slow rotators like B stars.In the second part of this manuscript, we expose some complementary studies like : the mapping of emission line objects in the Magellanic clouds with the ESO WFI in spectrographic mode; the study of hot stars in young open clusters of the Milky Way. The discovery of short-term photometric variability in Be stars and binaries in the Magellanic clouds and a study of nebular lines are also shown in this latter part.; Si dans la Voie Lactée les populations d'étoiles B et Be sont relativement bien connues, il n'en est pas de même pour celles des Nuages de Magellan. Les Grand et Petit Nuages de Magellan sont des galaxies satellites de notre Galaxie et sont connus pour être déficientes en métaux. Nous avons alors observé de grands échantillons d'étoiles chaudes des Nuages de Magellan avec le spectrographe multi-objets GIRAFFE du VLT afin d'étudier les effets de la sous-abondance en métaux sur ce type d'étoile. Nous retraçons dans cette thèse la création des catalogues astrométriques et photométriques et les processus de sélection des étoiles B et Be. Puis nous traitons de la détermination de leurs paramètres fondamentaux et nous examinons les conséquences de la métallicité sur les vitesses de rotation. Nous montrons les premières déterminations des distributions des vitesses sur la ZAMS des étoiles Be et leurs implications sur les proportions et le comportement de ces étoiles. Puis, nous comparons les statuts évolutifs des étoiles Be des Nuages de Magellan et de la Voie Lactée et nous donnons des éléments de réponses aux différences constatées. Enfin, nous donnons une estimation des abondances en surface du carbone et montrons que celles-ci diffèrent que les étoiles soient des rotateurs lents (étoiles B) ou des rotateurs rapides (étoiles Be).Dans la seconde partie de cette thèse, nous exposons diverses études complémentaires telles que la cartographie d'objets à émission dans les Nuages de Magellan avec la caméra grand champ de l'ESO en mode spectroscopique ou encore l'étude d'étoiles chaudes de jeunes amas ouverts de la Voie Lactée. La découverte de variabilité photométrique à court-terme dans les étoiles Be et de binaires dans les Nuages de Magellan ainsi qu'une étude des raies nébulaires sont aussi présentées dans cette partie.

Radial velocity observations of HD 100054B and 187258 with CORAVEL instruments at Haute-Provence and Cambridge Observatories are reported. Known as Am/Fm metallic-line stars, both objects were included in our spectroscopic survey of Am-type stars, the purpose of which was to determine the frequency and properties of binaries in this stellar family. HD 100054B is found to be a single-lined spectroscopic binary with a variable value of V 0 , the systemic velocity of the centre of gravity of the pair. The variation of this parameter is interpreted in terms of orbital motion of an unseen third body with a much longer period. The orbital elements are derived for both the short- and the long-period orbits. We find P = 12.79430 d, T = 2449781.19 HJD, ω = 137°, e = 0.028, K 1 = 18.69 km s - 1 , a 1 sin i = 3.29 Gm and f(m) = 0.0087 M O . for the short-period orbit; and P = 874.2 d, T = 244 9377 HJD, ω = 172°, e = 0.097, K 1 = 5.30 km s - 1 , V 0 = -13.52 km s - 1 , a 1 sin i = 63.4 Gm and f(m) = 0.013 M O . for the long-period orbit. HD 187258 is found to be a single-lined spectroscopic binary, the orbital elements of which are P = 25.8048 d, T = 244 9628.91 HJD, w = 165°9, e = 0.370, K 1 = 17.36 km s - 1 , V 0 = -34.76 km s - 1 , a 1 sin i = 5.72 Gm and f(m) = 0.011 M O .. Physical parameters of the primary components of these systems are derived.