Étude de l’évolution spectrale des étoiles naines blanches riches en hélium et le problème de l’origine de l’hydrogène dans les hybrides de type DBA

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.

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