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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.

L’étude des naines blanches repose principalement sur la détermination de leurs paramètres atmosphériques et physiques, tels que la température effective, la gravité de surface, la composition chimique de l’atmosphère, la masse, l’âge et la luminosité. Grâce aux grands relevés, le Sloan Digital Sky Survey (SDSS) et Gaia en particulier, qui ont rendu accessibles des données photométriques, spectroscopiques ainsi que la parallaxe trigonométrique pour des milliers de naines blanches, il est maintenant possible de déterminer ces quantités pour un très grand nombre de naines blanches. Une analyse comparative des paramètres atmosphériques des naines blanches DA et DB dans le SDSS et Gaia est présentée dans cette thèse. Cette analyse permet d’identifier certaines lacunes au niveau des modèles d’atmosphère, notamment les profils d’élargissement Stark dans les modèles d’atmosphère riches en hydrogène ainsi que les profils d’élargissement van der Waals dans ceux riches en hélium qui ne semblent pas tout à fait satisfaisants. Cette analyse permet aussi de révéler la présence de plusieurs systèmes binaires non-résolus de types DA+DA, DA+DC, DA+DB ainsi que DB+DB. Comme les techniques photométrique et spectroscopique ne permettent pas de déterminer tous les paramètres directement, il faut faire appel à la relation masse-rayon pour obtenir les autres quantités d'intérêt. Les parallaxes trigonométriques du relevé Gaia permettent de mettre à l’épreuve cette relation et de conclure à sa validité. Les naines blanches de type DB sont moins bien comprises du fait de leur rareté, donc une attention particulière leur est accordée. L’analyse des distributions de gravité de surface, de masse et d’abondance d’hydrogène révèle la présence de plusieurs objets d’intérêt, tels que des DB massives ou magnétiques. En particulier, la distribution des abondances d’hydrogène montre des naines blanches ayant des quantités bien différentes de cet élément dans leur atmosphère, ce qui suggère qu’elles ont suivi des canaux évolutifs différents. La fraction de naines blanches de type DB en fonction de la température reste relativement constante entre 40,000 K et 25,000 K, puis augmente graduellement jusqu’à atteindre son maximum à 15,000 K. Cette fluctuation est cohérente avec les deux canaux évolutifs et le scénario de dilution convective, c'est-à-dire que certaines DB ont conservé leur atmosphère riche en hélium durant toute leur évolution tandis que d’autres sont d’anciennes DA qui se sont transformées lorsque la mince couche superficielle d’hydrogène est diluée dans la couche convective d’hélium située en dessous. L’origine de l’hydrogène atmosphérique est cependant toujours sujette à débat. La plupart des DBA montrent des abondances beaucoup trop élevées pour pouvoir être expliquées par une origine résiduelle. Ces abondances élevées ne cadrent pas non plus dans le scénario de dilution convective, mettant un doute sur l’origine résiduelle. Une solution possible à ce dilemme serait qu’une couche d’hydrogène flotte à la surface de la naine blanche, donnant ainsi l’illusion d’une plus grande abondance. Cette hypothèse est testée à l’aide de nouveaux modèles chimiquement stratifiés., The study of white dwarf stars relies heavily on the determination of their atmospheric and physical parameters, such as effective temperature, surface gravity, chemical composition, mass, age and luminosity. Thanks to surveys like the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) or Gaia, photometric and spectroscopic data, as well as trigonometric parallaxes were made publicly available for a large number of white dwarfs, making it possible to determine the parameters listed above for very large samples. A comparative analysis of the atmospheric parameters of type DA and type DB white dwarfs from the SDSS and Gaia is presented in this thesis. This analysis reveals that the Stark broadening profiles in pure hydrogen model atmospheres as well as the van der Waals broadening treatment in helium-rich atmospheres need to be revisited. The comparison of photometric and spectroscopic effective temperatures and masses unveils the presence of DA+DA, DA+DC, DA+DB, as well as DB+DB unresolved double degenerate systems. The photometric and spectroscopic techniques can only determine a few parameters directly. To obtain the other quantities of interest, one must rely on evolutionary models and the mass-radius relation. The exquisite Gaia trigonometric parallaxes offer the opportunity to put this relation to the test for a large number of white dwarfs. It is found that the theoretical mass-radius relation is valid. The DB white dwarfs are less well understood than their hydrogen-rich counterpart since they are rarer. Therefore, a thorough analysis of the DB white dwarf population is presented. The analysis of the surface gravities and mass distribution reveals the presence of several objects of particular interest, massive or magnetic DB stars for example. The hydrogen abundance distribution also reveals that white dwarfs have very different quantities of that element in their atmosphere, in the same temperature range, suggesting that they must have followed different evolutionary channels. The fraction of DB stars remains somewhat constant between 40,000 K and 25,000 K and steadily increases below this temperature, reaching its peak value around 15,000 K. This is in line with the two evolutionary channels and the convective dilution scenario, where some DA transform into DB stars when the thin hydrogen layer at the surface is mixed in the underlying helium convection zone, while some DB stars retain their helium-rich atmosphere throughout their evolution. The origin of this photospheric hydrogen, however, is still up for debate. Most DBA white dwarfs have hydrogen abundances way too high to have a residual origin resulting from the convective dilution scenario. One possible solution to this dilemma is that a small residual hydrogen layer still floats on the surface, thus giving the illusion of a higher hydrogen content. This hypothesis is tested with new chemically stratified model atmospheres.

De nouveaux modèles d'atmosphère sont présentés, incluant les profils de raie d'hélium neutre améliorés de Beauchamp (1995) et le formalisme de probabilité d'occupation pour ce même atome. Ces modèles sont utilisés pour calculer une grille de spectres synthétiques correspondant à des atmosphères riches en hélium et contenant des traces d'hydrogène. Cette grille est utilisée pour déterminer les paramètres atmosphériques principaux des étoiles de notre échantillon, soient la température effective, la gravité de surface et l'abondance d'hydrogène. Notre échantillon contient des spectres visibles de haut rapport signal-sur-bruit pour 102 naines blanches riches en hélium, dont 29 ont été observés au cours de ce projet, ce qui en fait le plus grand échantillon de spectres de qualité de naines blanches riches en hélium. Des spectres synthétiques ont été calculés en utilisant différentes valeurs du paramètre α de la théorie de la longueur de mélange dans le but de calibrer empiriquement la valeur de ce paramètre pour les DB. Afin d'améliorer la précision sur les paramètres atmosphériques de quelques étoiles, nous avons utilisé des spectres couvrant la raie Hα pour mieux déterminer l'abondance d'hydrogène. Finalement, nous avons calculé la distribution de masse de notre échantillon et la fonction de luminosité des DB. La distribution de masse montre une coupure à 0.5 fois la masse solaire qui est prédite par les modèles d'évolution stellaire et dévoile une masse moyenne significativement plus élevée pour les étoiles de type DBA. La masse moyenne de l'ensemble des DB et DBA est très proche de celle des DA. La fonction de luminosité nous permet de calculer que le rapport du nombre de DB sur le nombre de DA vaut environ 25%., New model atmospheres are presented, including improved neutral helium lines from Beauchamp (1995) and the occupation probability formalism for that atom. These models are used to compute a grid of synthetic spectra for helium rich atmospheres with different hydrogen abundances. This grid is used to determine the principal atmospheric parameters of the stars in our sample, e.g. effective temperature, surface gravity and hydrogen abundance. There are 102 high quality spectra of helium-rich white dwarfs in our sample, making it the largest sample of this kind. 29 of these spectra were observed for this project. Synthetic spectra using different values of the α parameter from the mixing length theory have been calculated in order to determine the correct value of this parameter for DB model atmospheres. Finally, we have computed the mass distribution of our sample and the DB luminosity funtion. The mass distribution shows a clear cutoff at 0.5 solar masses which is predicted by stellar evolution theory and gives a significantly higher mean mass for the DBA stars of the sample. However, the global mean mass of our sample is very close to that of DA stars. With our luminosity function, we found a number ratio of DB stars over DA stars of about 25%.