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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.

Galactic archaeology aims at unveiling the history of the Milky Way by analysing different stellar properties: chemical abundances, kinematics, dynamics and ages. In particular, the abundance of α-elements (e.g. O, Mg, Si, S, Ca, Ti) with respect to iron ([α/Fe]) is an important fossil signature to trace the chemical evolution of the Galactic disc’s populations, i.e. the thin and the thick disc. The goal of this thesis is to explore the main issues concerning the determination of high-precision abundances from observed spectral data and, by using the high-quality astrometric data provided by the Gaia space mission, analyse the chemodynamical properties of the Galactic disc (e.g. radial abundance gradients, role of stellar migration, age-abundance relations) in order to infer the formation and evolution of the Milky Way.The implemented algorithm was the automated abundance estimation procedure GAUGUIN, which is integrated into the RVS (Radial Velocity Spectrometer) DPAC analysis pipeline of the Gaia mission. We first applied our method to derive [Mg/Fe] abundances for 2210 solar neighbourhood stars observed by the HARPS ESO spectrograph (high spectral resolution: R ∼ 115000), and parametrised by the AMBRE Project (effective temperature, surface gravity, overall metallicity [M/H], [α/Fe] abundance, and radial velocity). We found that the definition of continuum to normalise the observed spectra is responsible for the largest fraction of the uncertainty in the abundance estimate for the metal-rich stellar spectra. We show a methodology that significantly improve the abundance estimate precision, and allows to observe a decreasing trend in the [Mg/Fe] abundance even at supersolar metallicites ([M/H] > 0), partly solving the apparent discrepancies between the observed flat trend in the literature, and the steeper slope predicted by Galactic chemical evolution models.We used these new [Mg/Fe] abundance measurements to interpret the Galactic disc formation and evolution. To this purpose, we estimated ages and orbital properties for 366 main sequence turn-off (MSTO) stars, using PARSEC isochrones, together with astrometric and photometric values from Gaia DR2. We observe a steeper [Mg/Fe] gradient, compared to literature values, which is a direct result of the improvement of the abundance estimates in the metal-rich regime. Moreover, we find a significant spread of stellar ages at any given [Mg/Fe] value, and observe a clear correlated dispersion of the [Mg/Fe] abundance with the metallicity at a given age. While for [M/H] ≤ -0.2, a clear age-metallicity and age-[Mg/Fe] trends are observed, more metal-rich stars display ages from 3 up to 12 Gyr, describing an almost flat trend in the [M/H]-age and [Mg/Fe]-age relations. In addition, we found a significant fraction of radial migrated stars in the Galactic disc, for a wide range of stellar ages. Finally, we observe the appearance of a second chemical sequence at the outer disc, 10-12 Gyr ago. These stars are more metal-poor with respect to the coexisting stellar population in the inner parts of the disc, and show lower [Mg/Fe] abundances than prior disc stars of the same metallicity, leading to a chemical discontinuity. Our data favour the rapid formation of an early disc that settled in the inner regions, followed by the accretion of metal-poor gas, probably related to a major accretion event from a gas-rich satellite merger, that may have triggered the formation of the thin disc population.; L’Archéologie Galactique a pour objectif de révéler l’histoire de la Voie Lactée grâce à l’analyse de différentes propriétés stellaires: des abondances chimiques, de la cinématique, de la dynamique et de l’âge. En particulier, l’abondance d’éléments α (e.g. O, Mg, Si, S, Ca, Ti) par rapport au fer ([α/Fe]) est une importante signature fossile pour tracer l’évolution chimique des populations du disque Galactique, i.e. les disques épais et mince. Le but de cette thèse est d’explorer les différentes contraintes relatives à la determination précise d’abondances à partir des spectres stellaires observés et, en utilisant les donnés astrométriques de grand précision de la mission spatiale Gaia, analyser les propriétés chimique-dynamique du disque Galactique (e.g. gradients radiaux de abondance, rôle de la migration stellaire, relations âge-abondance) pour inférer la formation et évolution de la Voie Lactée.L’algorithm employé a été la procédure automatique d’estimation d’abondances GAUGUIN, qui fait partie d’analyse du RVS (Spectromètre de Vitesse Radiale) de la mission Gaia. En premier lieu, nous avons determiné les abondances de [Mg/Fe] pour 2210 étoiles observés dans le voisinage solaire par le spectrograph HARPS ESO (haute résolution spectrale: R ∼ 115000), et paramétrées par le Projet AMBRE (température effective, gravité de surface, métallicité globale [M/H], abondance [α/Fe], et vitesse radiale). Il a été trouvé que la définition de continuum pour normaliser les spectres observés est responsable de la majeure fraction d’incertitude dans l’estimation d’abondances pour les spectres d’étoiles riches en métaux. On montre une méthode qui améliore notablement la précision, et que nous permet d’observer une tendance décroissante de la abondance de [Mg/Fe] même à metallicités supérieures à la solaire ([M/H] > 0), à résoudre partiellement les divergences entre le plateau observé dans la literature, et la majeure pente prédite par les modèles d’évolution chimique de la Galaxie. Nous avons utilisé ces nouvelles mesures de [Mg/Fe] pour interpréter la fomation et l’évolution du disque Galactique. À cet effet, nous avons estimé des âges précises et des paramètres orbitaux pour 366 étoiles de la ‘main sequence turn-off’ (MSTO), en utilisant des isochrones PARSEC, ainsi que des données astrometriques et photométriques de Gaia DR2. Nous constatons un gradient plus escarpé de [Mg/Fe], par rapport aux valeurs de la literature, qui est un résultat direct de la amélioration des estimations d’abondances pour les étoiles riches en métaux. De plus, une dispersion significative des âges stellaires a été trouvé pour chaque valeur de [Mg/Fe], et aussi une claire corrélation de la dispersion d’abondances de [Mg/Fe] avec la métallicité pour un âge fixe. Tandis que pour [M/H] ≤ -0.2, une claire tendance âge-métellicité et âge-[Mg/Fe] est observée, des étoiles plus riches montrent des âges entre 3 jusqu’à 12 Gyr, en décrivant une tendance plate dans les relations [M/H]-age et [Mg/Fe]-age. De plus, nous trouvons une fraction significative d’étoiles ayant migré radialement dans le disque galactique, dont la distribution d’ages est très dispersée.Enfin, les résultats ont montré l’apparition d’une deuxième séquence chimique dans le disque extérieur, il y a 10-12 Gyr. Ces étoiles sont moins riches en métaux que la population stellaire coexistante dans les parts intérieures du disque, et montrent des valeurs inférieurs de [Mg/Fe] que les étoiles plus anciennes avec la même métallicité, en produisant une discontinuité chimique. Au vu de ces résultats, ils privilégient une formation rapide d’un disque primitif qui s’est développée dans les régions internes, suivie d’une accrétion de gaz pauvre en métaux, probablement lié à l’accrétion d’un satellite riche en gaz, qui a pu avoir déclenché la formation du disque mince.

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.

Cette thèse présente une nouvelle génération de modèles d'atmosphère d'étoiles naines blanches froides. Ces étoiles, étant parmi les plus vieilles de la Voie lactée, sont particulièrement utiles pour dater des populations stellaires et ainsi mieux comprendre l'évolution de notre Galaxie. La datation de ces objets repose toutefois sur la détermination de leurs paramètres atmosphériques, lesquels sont incertains étant donné les difficultés inhérentes à la modélisation de leur atmosphère. En effet, les atmosphères de naines blanches froides ont la particularité d'être denses, ce qui complique sérieusement leur modélisation en raison de l'importance des interactions entre particules. Nous nous servons de techniques de simulation modernes (théorie de la fonctionnelle de la densité, dynamique moléculaire et méthodes ab initio de chimie quantique) pour améliorer la physique constitutive des modèles d'atmosphère. En particulier, nous mettons en évidence l'existence de la distorsion des profils d'absorption induite par les collisions entre l'hydrogène moléculaire et l'hélium, nous quantifions l'ionisation par pression des éléments lourds dans un milieu dense et riche en hélium et nous calculons des profils de raies métalliques au-delà de l'approximation d'impact. En intégrant ces nouveaux calculs à un code d'atmosphère existant (et en y ajoutant également une nouvelle équation d'état et des opacités du continu appropriées pour les hautes densités), nous avons mis au point le code d'atmosphère de naines blanches froides le plus précis à ce jour. Pour tester l'exactitude de nos modèles, nous avons évalué leur capacité à reproduire le spectre de naines blanches froides dont l'atmosphère est polluée par des métaux. Ces naines blanches froides sont les seules à présenter des raies atomiques et représentent donc des bancs d'essai idéaux pour valider observationnellement nos modèles. Notre code de modèles d'atmosphère passe le test: il parvient à reproduire le spectre d'étoiles que les codes précédents peinaient à expliquer, démontrant sa supériorité et validant la physique constitutive qui y est implantée. Dans cette thèse, ce nouvel outil trouve plusieurs applications. En particulier, il permet de révéler l'étrange composition atmosphérique de la naine blanche WD J2356-209. Notre analyse montre que cette étoile aurait accrété un planétésimal riche en sodium, pour lequel aucun analogue n'est connu dans le Système solaire. Par ailleurs, en combinant nos modèles avec les récentes observations du relevé Pan-STARRS et de la mission Gaia, nous dressons un portrait précis et complet de l'évolution spectrale des naines blanches froides. Plus spécifiquement, nous identifions un déclin de la fraction d'étoiles riches en hydrogène entre 7500 et 6250 K que nous interprétons comme étant dû au brassage convectif. Entre 6250 et 5000 K, nous trouvons que cette même fraction augmente, phénomène pour lequel aucune explication physique n'est connue. À plus basses températures, nous démontrons que la fraction d'objets riches en hydrogène cesse de croître, ce qui discrédite le scénario selon lequel l'accrétion d'hydrogène du milieu interstellaire domine l'évolution spectrale des naines blanches froides., This thesis presents a new generation of cool white dwarf atmosphere models. Those stars, being among the oldest in the Milky Way, are especially useful for age dating stellar populations and improving our understanding of the evolutionary history of our galaxy. Age dating of those objects however, relies on the determination of their atmospheric parameters, which are uncertain given the difficulties inherent in modeling their atmospheres. Indeed, the atmospheres of cool white dwarfs are particularly dense, which seriously complicates their modeling because of the importance of interactions between particles. We use modern simulation techniques (density functional theory, molecular dynamics and ab initio methods of quantum chemistry) to improve the constitutive physics of atmosphere models. In particular, we show that the collision-induced absorption profiles are distorted under the physical conditions found in cool white dwarf atmospheres, we quantify the pressure ionization of heavy elements in a dense helium medium and we compute spectral line profiles beyond the impact approximation. By integrating these new calculations into an existing atmosphere code (and also by adding a new equation of state and continuum opacities suitable for high densities), we have developed the most accurate cool white dwarf atmosphere code to date. To test the accuracy of our models, we have evaluated their ability to reproduce the spectra of cool, metal-polluted white dwarfs. Those cool white dwarfs are the only ones to show atomic spectral lines and thus represent ideal benchmarks to observationally validate our models. Our model atmosphere code passes the test: it manages to reproduce the spectra of stars that previous codes were struggling to model, which demonstrates its superiority and validates its constitutive physics. In this thesis, this new tool finds several applications. In particular, it allows to reveal the strange atmospheric composition of white dwarf WD J2356-209. Our analysis shows that this star has accreted a sodium-rich planetesimal, for which no Solar System analogue is known. Moreover, by combining our models with recent observations from the Pan-STARRS survey and the Gaia mission, we paint the most accurate picture to date of the spectral evolution of cool white dwarfs. More specifically, we identify a decrease of the fraction of stars that are hydrogen-rich between 7500 and 6250 K, which we interpret as being due to convective mixing. Between 6250 and 5000 K, we find that this fraction increases, a phenomenon for which no physical explanation exists at the moment. At lower temperatures, we show that the fraction of hydrogen-rich objects does not increase, thus ruling out the scenario according to which accretion of hydrogen from the interstellar medium dominates the spectral evolution of cool white dwarfs.

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 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.

The work presented in this thesis focuses on asteroseismology of solar-type stars, and more specifically on central stars of planetary systems. The analysis of waves propagating in these stars can help constraining their internal structure. The two first chapters describe the theory and the stellar oscillations and the numerical tools used for this work. The third part deals with HD 52265, target of the CoRoT mission with a planet. We computed preliminary models for this star, taking into account the spectroscopic constraints, and we made some asteroseismic predictions. During this study, we found a seismic signature characteristic of the stellar core. This phenomenon is induced by a strong helium gradient in the core. We studied this effect in the general case of solar-type stars and we showed that it always happens, at the end of the main sequence or at the beginning of the subgiant branch. This characteristic signature can be used to constrain the stellar core. The fifth chapter is devoted to the star 51 Peg. We observed this star with the SOPHIE spectrograph at the Observatoire de Haute Provence in 2007 and we detected its oscillations. The analysis of the data led to the identification of 21 pulsation modes. Finally, we present a new seismic analysis of the exoplanet-host star µ Arae, observed and analysed by Bazot et al. in 2004. Asteroseismology coupled with spectroscopy allowed us to determine the helium abundance of the star, and its parameters: mass, age, radius, size of the convective core and its possible extension due to overshooting. These results show that asteroseismology is a powerful tool to bring constraints on the internal structure of stars.; Le travail présenté dans cette thèse porte sur l'astérosismologie des étoiles de type solaire, et plus particulièrement des étoiles centrales de systèmes planétaires. L'analyse des ondes se propageant dans ces étoiles permet de mieux contraindre leur structure interne. Les deux premiers chapitres décrivent la théorie des oscillations stellaires et les outils numériques utilisés. La troisième partie traite de HD 52265, étoile cible de la mission CoRoT possédant une planète. Nous avons calculé des modèles préliminaires de cette étoile, en tenant compte des contraintes spectroscopiques, et nous avons avons fait des prédictions astérosismiques. Au cours de cette étude, nous avons mis en évidence une signature sismique caractéristique du cœur de l'étoile. Ce phénomène est induit par un fort gradient d'hélium au centre de l'étoile. Nous avons étudié cet effet dans le cas général des étoiles de type solaire, et nous avons montré qu'il se produit systématiquement, à la fin de la phase de séquence principale ou au début de la branche des sous-géantes. Cette signature caractéristique peut être utilisée pour contraindre le cœur de l'étoile. Le cinquième chapitre est consacré à l'étoile 51 Peg. Nous avons observé cette étoile avec le spectrographe SOPHIE à l'Observatoire de Haute Provence en 2007 et nous avons détecté ses oscillations. L'analyse des données a conduit à l'identification de 21 modes de pulsation. Enfin, nous présentons une nouvelle analyse sismique de l'étoile centrale de système planétaire µ Arae, observée et analysée par Bazot et al. en 2004. L'astérosismologie couplée avec la spectroscopie nous a permis de déterminer l'abondance d'hélium de l'étoile, ainsi que ses paramètres: masse, âge, rayon, taille du cœur convectif et extension possible due à de l'overshooting. Ces résultats illustrent que l'astérosismologie est un outil puissant pour apporter des contraintes sur la structure interne des étoiles.

Oscillations are observed in many solar type stars. Astérosismology is the only one way to probe the internal structure of stars. In this PhD, we are interested in the star ΙHor. Like most of exoplanet host-stars, ΙHor is metal-rich. This star belongs to the Hyades stream: it has the same kinematical characteristics as the cluster's stars.The first part introduce the theory of stellar oscillations and their equations. In the second part, the behavior of convective cores and their impact on the oscillations frequencies are studied. The third part presents the study of ΙHor. In first time, models of ΙHor and their frequencies are computed from spectroscopic observations of three different groups of observers. In a second time, the observations with the HARPS spectrograph are discribed. Finally, we search the best model which fit these observations. We show that ΙHor was formed with the Hyades clusters. Its overmetallicity comes from the primordial cloud of the Hyades and linked clusters, and not from accretion of metal-rich material.; Des oscillations sont observées dans de nombreuses étoiles de type solaire. L'astérosismologie permet de sonder leur structure interne. Lors de ce travail nous nous sommes intéressés à l'étoile ΙHor. Comme la plupart des étoiles à planète, elle est surmétallique. Elle appartient au courant des Hyades: elle possède la même cinématique galactique que les étoiles de l'amas. La première partie de cette étude introduit brièvement la théorie des oscillations stellaires et les équations qui y sont liées. Dans une deuxième partie, le comportement des coeurs convectifs dans les étoiles de type solaire est étudié, ainsi que leur influence sur les fréquences d'oscillation. La troisième partie présente l'étude de ΙHor. Dans un premier temps, elle est modélisée à partir des observations spectroscopiques de trois groupes d'observateurs et les fréquences de ces modèles sont calculées. Dans un deuxième temps, les observations avec le spectrographe HARPS sont décrites. Enfin est présentée la recherche du modèle de ΙHor qui ajuste au mieux les observations. Il est montré que cette étoile a été formée avec l'amas des Hyades. Sa surmétallicité provient du nuage primordial à l'origine de l'amas des Hyades et de plusieurs autres. Elle n'est pas la conséquence d'accrétion de planètes dans ses couches externes