Modèles d'atmosphères hors-ETL avec métaux : applications aux étoiles sous-naines chaudes

Avec la mise en place dans les dernières années d'une grappe d'ordinateurs (CALYS) dédiés aux calculs de modèles stellaires pour notre groupe de recherche, il nous est désormais possible d'exploiter à leur plein potentiel les modèles d'atmosphères hors équilibre thermodynamique local (HETL) en y incluant des éléments métalliques. Ce type de modèles, plutôt exigeant en temps de calcul, est toutefois essentiel pour analyser correctement les spectres d'étoiles chaudes comme les sous-naines de type O (sdO). Les travaux effectués dans le cadre de cette thèse ont comme point commun l'utilisation de tels modèles d'atmosphères pour faire l'analyse spectroscopique d'étoiles sous-naines chaudes dans des contextes variés. Le coeur de cette thèse porte sur Bd+28 4211, une étoile standard de type sdO très chaude, dans laquelle le problème des raies de Balmer, qui empêche de reproduire ces dernières avec une unique, et réaliste, combinaison de paramètres atmosphériques, est bien présent. Dans un premier temps nous présentons une analyse approfondie de son spectre ultraviolet (UV). Cela nous permet de déterminer les abondances de métaux dans l'atmosphère de l'étoile et de contraindre sa température effective et sa gravité de surface. Par la suite, ces résultats servent de point de départ à l'analyse du spectre optique de l'étoile, dans lequel le problème des raies de Balmer se fait sentir. Cette analyse nous permet de conclure que l'inclusion des abondances métalliques propres à l'étoile dans les modèles d'atmosphères HETL n'est pas suffisant pour surmonter le problème des raies de Balmer. Toutefois, en y incluant des abondances dix fois solaires, nous arrivons à reproduire correctement les raies de Balmer et d'hélium présentes dans les spectres visibles lors d'un ajustement de paramètres. De plus, les paramètres résultants concordent avec ceux indiqués par le spectre UV. Nous concluons que des sources d'opacité encore inconnues ou mal modélisées sont à la source de ce problème endémique aux étoiles chaudes.  Par la suite nous faisons une étude spectroscopique de Feige 48, une étoile de type sdB pulsante particulièrement importante. Nous arrivons à reproduire très bien le spectre visible de cette étoile, incluant les nombreuses raies métalliques qui s'y trouvent. Les paramètres fondamentaux obtenus pour Feige 48 corroborent ceux déjà présents dans la littérature, qui ont été obtenus avec des types de modèles d'atmosphères moins sophistiqués, ce qui implique que les effets HETL couplés à la présence de métaux ne sont pas importants dans l'atmosphère de cette étoile particulière. Nous pouvons donc affirmer que les paramètres de cette étoile sont fiables et peuvent servir de base à une future étude astérosismologique quantitative.  Finalement, 38 étoiles sous-naines chaudes appartenant à l'amas globulaire omega Centauri ont été analysées afin de déterminer, outre leur température et gravité de surface, leurs abondances d'hélium et de carbone. Nous montrons qu'il existe une corrélation entre les abondances photosphériques de ces deux éléments. Nous trouvons aussi des différences entre les étoiles riches en hélium de l'amas du celles du champ. Dans leur ensemble, nos résultats remettent en question notre compréhension du mécanisme de formation des sous-naines riches en hélium. With the availability of CALYS, a cluster of computers dedicated to stellar modeling for our group, we can now compute large grids of line-blanketed non local thermodynamic equilibrium (NLTE) model atmospheres. The computation of such models is very time consuming but essential in order to analyze properly the spectra of hot subdwarf O stars (sdO). The work done for this thesis made use of these state-of-the-art model atmospheres to perform spectroscopic analyses of hot subdwarf stars in various contexts.   The main part of this thesis is about Bd+28 4211, a very hot sdO star. The optical spectrum of this star suffers from the so-called Balmer line problem. That means the observed lines cannot be simultaneously matched with a unique model spectrum. The first part of our study is dedicated to the analysis of the UV spectra of Bd+28 4211 in order to determine the chemical composition of its atmosphere. We also constrain its effective temperature and surface gravity. In the second part of the study, we use the abundances determined with the UV spectra to build a grid of model atmospheres especially suited for the star. We next use that grid to perform spectroscopic fits of three high sensitivity optical spectra of Bd+28 4211. We find that these models do not allow for a good reproduction of the optical lines of the star, a failure compounded by the fact that the derived effective temperature resulting from our fitting procedure is around 10,000 K cooler than expected. However, when increasing the metal abundances to ten times their solar values we can achieve a very good fit of the observed spectra and, at the same time, obtaining fundamental parameters consistent with those indicated by the UV spectrum. We then made a spectroscopic study of Feige 48, a very important pulsating hot subdwarf B star. We are able to reproduce very well its optical spectrum, including a lot of weak metallic lines. The fundamental parameters we get for the star are coherent with what is found in the literature, even if those analysis were made with much less sophisticated types of atmospheres. This implies that NLTE effects coupled to metal line blanketing are not very important in the atmosphere of this particular star. The parameters determined for Feige 48 are thus very reliable and should be useful to constrain a future quantitative seismic analysis of the star.  At last, we analyze the spectra of 38 hot subdwarfs in the globular cluster omega Centauri in order to determine, besides their effective temperature and surface gravity, their helium and carbon abundances. We find that there is a positive correlation between the abundances of these two elements. We also notice a significant difference between the helium rich stars of the cluster versus those in the field. Our results raise important questions about the formation scenario usually invoked to explain the existence of helium rich subdwarfs.

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