Modélisation des effets de haute densité à la photosphère des naines blanches froides

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.

Keyphrases: Équation d'état, Étoiles: abondances, Étoiles: atmosphères, Étoiles: évolution, Matière dense, Naines blanches, Opacité, Raies: profils, Systèmes planétaires, Dense matter, Equation of state, Line: profiles, Opacity, Planetary systems, Stars: abundances, Stars: atmospheres, Stars: evolution, White dwarfs