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.

Mots-clés : Étoiles: naines blanches , Étoiles: abondances , Étoiles: évolution , Étoiles: paramètres fondamentaux , Stars: fundamental parameters