Caractérisation et modélisation de l’évolution spectrale des étoiles naines blanches chaudes

Abstract

Cette thèse présente une étude empirique et théorique approfondie de l'évolution spectrale des étoiles naines blanches, avec un accent particulier sur les naines blanches chaudes. La composition atmosphérique (et donc l'apparence spectrale) de ces cadavres stellaires peut changer drastiquement avec le temps à mesure qu'ils se refroidissent. Ce phénomène est généralement interprété comme le résultat d'une compétition entre divers mécanismes de transport des éléments dans l'enveloppe stellaire (tels que la diffusion, la convection, les vents et l'accrétion), mais demeure mal compris à plusieurs égards. Il est impératif de remédier à cette situation pour être en mesure d'exploiter le potentiel immense des naines blanches pour notre compréhension du passé de la Galaxie.

Pour mieux caractériser l'incidence de l'évolution spectrale, nous effectuons tout d'abord une analyse spectroscopique exhaustive de près de 2000 naines blanches chaudes (Teff > 30,000 K) observées par le relevé SDSS. Nous déterminons les propriétés atmosphériques (notamment la température effective et la composition de surface) de ces objets à l'aide d'un nouvel ensemble de modèles d'atmosphère calculé spécifiquement à cet effet. En examinant la fréquence relative des étoiles riches en hydrogène et riches en hélium en fonction de la température, nous obtenons pour la première fois un portrait empirique détaillé de l'évolution spectrale des naines blanches chaudes. Plus spécifiquement, nous déduisons (1) qu'environ une étoile sur quatre arrive sur la séquence de refroidissement avec une atmosphère d'hélium, et (2) qu'environ deux tiers de ces objets développent ultérieurement une atmosphère d'hydrogène. En outre, nous accordons une attention particulière aux naines blanches hybrides (qui montrent à la fois des traces d'hydrogène et d'hélium) de notre échantillon et à ce que ces objets distinctifs nous apprennent sur l'évolution spectrale.

Nous étudions ensuite l'évolution spectrale d'un point de vue théorique en modélisant les transformations chimiques qui s'opèrent dans les naines blanches. Pour ce faire, nous utilisons le code d'évolution stellaire STELUM, qui inclut un traitement cohérent et réaliste du transport des éléments et nous permet donc de réaliser les simulations numériques d'évolution spectrale les plus sophistiquées à ce jour. Nous modélisons la diffusion de l'hydrogène résiduel dans une enveloppe d'hélium à haute température, qui mène ultimement à la formation d'une atmosphère d'hydrogène. Nous simulons également le mélange convectif de cette couche superficielle d'hydrogène avec la couche sous-jacente d'hélium à basse température, qui produit à nouveau une surface dominée par l'hélium. En outre, nous étudions le transport du carbone dans les étoiles riches en hélium, incluant à la fois le tri gravitationnel à haute température et le dragage convectif à basse température.

Ces calculs donnent lieu à plusieurs résultats astrophysiques d'intérêt. Nous obtenons notamment une contrainte inédite sur la quantité d'hydrogène résiduel contenue dans les naines blanches chaudes dominées par l'hélium. Nous démontrons aussi que la bifurcation observée dans le diagramme couleur-magnitude des naines blanches découvertes par le satellite Gaia est une signature du processus de mélange convectif à basse température. Par ailleurs, nos modèles fournissent de précieuses informations sur les propriétés des étoiles polluées par le carbone, en particulier sur leur masse et leur zone convective. Enfin, le résultat le plus important de cette thèse est la résolution définitive du problème le plus sérieux de la théorie de l'évolution spectrale, soit le problème de l'origine de l'hydrogène à la surface des naines blanches de type DBA.

This thesis presents an in-depth empirical and theoretical study of the spectral evolution of white dwarf stars, with a particular focus on hot white dwarfs. The atmospheric composition (and thus the spectral appearance) of these stellar remnants can change drastically over time as they cool. This phenomenon is generally interpreted as the result of an interplay between various element transport mechanisms in the stellar envelope (such as diffusion, convection, winds, and accretion), but remains poorly understood in several respects. It is imperative to remedy this situation to be able to exploit the immense potential of white dwarfs for our understanding of the past of the Galaxy.

To better characterize the incidence of spectral evolution, we first carry out an exhaustive spectroscopic analysis of nearly 2000 hot white dwarfs (Teff > 30,000 K) observed by the SDSS survey. We determine the atmospheric properties (in particular the effective temperature and surface composition) of these objects using a new set of model atmospheres calculated specifically for this purpose. By examining the relative frequency of hydrogen-rich and helium-rich stars as a function of temperature, we obtain for the first time a detailed empirical picture of the spectral evolution of hot white dwarfs. More specifically, we infer (1) that about one in four stars enters the cooling sequence with a helium atmosphere, and (2) that about two-thirds of these objects eventually develop a hydrogen atmosphere. Furthermore, we pay special attention to the hybrid white dwarfs (which exhibit traces of both hydrogen and helium) in our sample and to what can be learned about spectral evolution from these distinctive objects.

We then study spectral evolution from a theoretical point of view by modeling the chemical transformations that take place in white dwarfs. To do this, we use the stellar evolution code STELUM, which includes a consistent and realistic treatment of element transport and therefore allows us to perform the most sophisticated numerical simulations of spectral evolution to date. We model the diffusion of residual hydrogen in a helium envelope at high temperature, which ultimately leads to the formation of a hydrogen atmosphere. We also simulate the convective mixing of this superficial hydrogen layer with the underlying helium layer at low temperature, which once again produces a helium-dominated surface. Furthermore, we study the transport of carbon in helium-rich stars, including both gravitational settling at high temperature and convective dredge-up at low temperature.

These calculations give rise to several astrophysical results of interest. In particular, we obtain an unprecedented constraint on the amount of residual hydrogen contained within hot helium-dominated white dwarfs. We also demonstrate that the bifurcation observed in the color-magnitude diagram of white dwarfs discovered by the Gaia satellite is a signature of the convective mixing process at low temperature. Furthermore, our models provide valuable information on the properties of carbon-polluted stars, in particular on their mass and convective zone. Finally, the most important result of this thesis is the definitive resolution of the most serious problem of the theory of spectral evolution, namely the problem of the origin of hydrogen at the surface of DBA-type white dwarfs.