Nombreuses sont les données contenues dans les relevés spectroscopiques. Seulement, la résolution spectrale qui les caractérise est souvent très faible, ce qui est contraignant par rapport à leur analyse. Effectivement, l’efficacité des techniques conventionnelles relativement à la détection du module moyen d’un champ magnétique stellaire est limitée par la résolution des spectres. Dans ce projet, nous présentons une nouvelle technique d’analyse spectrale appliquée sur les étoiles magnétiques en faisant usage de la fonction d’autocorrélation. Ce procédé inédit en astronomie nous offre la possibilité de détecter dans des spectres non polarisés (paramètre Stokes I ) un champ magnétique dont le module moyen est aussi faible que 2.4 kG pour une résolution spectrale sous 10 000. Il s’agit d’une bonne performance considérant le fait que l’usage d’une technique conventionnelle nécessite une résolution spectrale de près de 60 000 afin de détecter la séparation des raies causée par un champ magnétique d’une force similaire. Aussi, notre étude nous a permis de déceler la forme des courbes de variation du champ magnétique en fonction de la période de rotation de quatre étoiles connues pour des résolutions de l’ordre de 5000. Par ailleurs, notre analyse exhibe le rendement impressionnant de la technique à l’égard du bruit de photons polluant le signal des spectres d’étoiles. / Many data are contained within spectroscopic surveys. However, these are characterized by low spectral resolution which can be constraining regarding their analysis. Indeed, the effectiveness of conventional techniques in detecting stellar mean magnetic field moduli is limited by the resolution of the spectra. In this project, we present a new spectral analysis technique applied to magnetic stars using the autocorrelation function. This process, never used before in astronomy, allows us to detect in unpolarized spectra (Stokes I parameter) mean magnetic field moduli as low as 2.4 kG for a spectral resolution below 10 000. This is a great performance considering the fact that using conventional techniques requires a spectral resolution near 60 000 to be able to detect line splitting caused by a magnetic field of a similar strength. Also, our study allowed us to detect the shape of the magnetic field variation curves versus the rotation period of four known stars for resolutions of the order of 5000. In addition, our analysis demonstrates the impressive performance of the technique against noise polluting the signal in stellar spectra.

Cette thèse se concentre sur les investigations empiriques de la croissance des firmes, en utilisant des bases de données des firmes manufacturières françaises et américaines. Nous commençons avec une revue de la littérature afin d'identifier les lacunes dans la littérature actuelle. Nous regardons ensuite la loi de Gibrat et la distribution des taux de croissance. Puis nous observons des effets d'autocorrélation dans la croissance des firmes. Dans un discussion théorique nous contrastons la théorie des 'contraintes financières' à la théorie évolutionniste, et nous concluons que la recherche néoclassique a peut-être exagéré le problème des contraintes financières. Dans notre base de données, nous observons que la croissance est plus ou moins indépendant de la performance financière, et nous concluons que la sélection est assez faible.<br />Dans la dernière partie nous étudions la relation entre<br />l'innovation et la performance des firmes. Des régressions par quantile indiquent que l'innovation a des effets spectaculaires dans une minorité des cas, mais pour 'la firme moyenne' elle n'a que peu d'influence.

Pour la première fois, on propose d’appliquer une technique numérique d’autocorrélation d’intensité pour rechercher des minilentilles gravitationnelles dans des observations radio de noyaux actifs de galaxies (NAGs), et aussi pour trouver de faibles variations temporelles rapides. Essentiellement, la technique consiste à détecter un signal (délai temporel) cosmique (ou artificiel) à partir des fluctuations temporelles d’intensité. La programmation des algorithmes est codée en Matlab sur un microordinateur et en C++ pour le traitement en parallèle multi-cœur sur un superordinateur. On valide la technique et les logiciels développés en montrant la détection de faibles signaux artificiels périodiques et non périodiques. On pourrait aussi trouver des variations temporelles très rapides puisque les données radioastronomiques interférométriques sont échantillonnées sur de très courts laps de temps (ex., 15.625 ns). Enfin, des simulations numériques permettent d’évaluer l’efficacité de détection de notre technique innovatrice. La transformée de Fourier (TF) peut aussi détecter des signaux périodiques. Cependant, l’autocorrélation d’intensité a l’avantage majeur de détecter des signaux non périodiques, alors que la TF ne le peut pas. De plus, notre technique permet de visualiser directement la forme des signaux, tandis qu’il est très difficile de voir la forme avec la transformée de Fourier. Une nouveauté de la démonstration de notre technique est qu’on utilise des données prises par des radiointerféromètres (ex., NRAO) déjà existants dans un format standard (ex., Mark 5B), de sorte que l’on n’a pas besoin d’instrumentation spécialisée. On a analysé 22 objets. Aucun signal cosmique n’a été détecté pendant les dix minutes d’observation VLBA du NRAO de chaque objet. À partir du résultat nul obtenu et d’une analyse statistique simplifiée par la binomiale, on a fait un estimé approximatif du paramètre actuel de densité cosmique de minilentilles compactes non-baryoniques, noté Ωl, 0, uniformément distribuées dans l’intervalle de masse, 10 – 107 masses solaires, lequel correspond à des délais de ~1 ms à ~600 s. Pour le modèle plat (actuellement favorisé) avec constante cosmologique λ0 = 0.7 (Ω0 = 0.3), la limite estimée est Ωl, 0 ≤ 0.2 – 0.3. Vu le faible échantillon-test, n = 22, les incertitudes (intervalles de confiance) obtenues sont trop élevées pour fixer une contrainte statistiquement significative: statistique de petit nombre. / For the first time, we propose to apply a digital autocorrelation of intensity technique to gravitational minilensing in active galactic nuclei (AGNs) radio observations, and also to search weak rapid time variations. Essentially, the technique consists of detecting a cosmic (or artificial) signal (time delay) using intensity fluctuations as a function of time. The programming algorithm is coded in Matlab on a microcomputer and in C++ for multi-core parallel processing on a supercomputer. We validate the technique and softwares by showing weak periodic and non-periodic artificial signals detections. We could also find very fast time variations because radioastronomical interferometric data are sampled over very short times (e.g., 15.625 ns). Finally, numerical simulations make it possible to evaluate the detection efficiency of our innovative technique. The Fourier transform (FT) can also detect periodic signals. However, the main advantage of the autocorrelation of intensity is that it can detect non-periodic signals, while the FT cannot detect these non-periodic signals. Moreover, our technique allows a direct visualization of the shape of the signals, while it is very difficult to see the shape with a Fourier Transform. A novelty of the demonstration of our technique is that we use data taken with existing radio-interferometers (e.g., NRAO) in a standard format (e.g., Mark 5B) and therefore no specialized instrumentation is needed. We analyzed 22 objects. No signal has been detected for the ten minutes of VLBA of the NRAO observation for each object. From the null result obtained and a simplified statistical analysis by the binomial, we made a rough estimate of the present cosmic density parameter of non-baryonic compact minilenses, named Ωl, 0, uniformly distributed in the mass range, 10 – 107 solar masses, corresponding to delays of ~1 ms to ~600 s. For a flat model (currently favored) with cosmological constant λ0 = 0.7 and with Ω0 = 0.3, the estimated limit is Ωl, 0 ≤ 0.2 – 0.3. Given the low test sample, n = 22, the uncertainties (confidence intervals) obtained are too high to set a statistically significant constraint: small number statistics.

Dans ce projet de doctorat, nous appliquons une technique d'analyse basée sur la fonction d'autocorrélation à trois domaines distincts de l'astrophysique dans le but de détecter avec une grande précision des variations causées par différents phénomènes physiques dans le profil des raies d'absorption des spectres stellaires. Le premier sujet concerne la mesure de champs magnétiques stellaires. Nous avons obtenu la courbe de variation du module moyen du champ magnétique de 18 étoiles en fonction de leur période de rotation, et avons comparé quelques courbes magnétiques obtenues avec la technique d'autocorrélation avec celles découlant de l'analyse d'un autre groupe de recherche qui a utilisé une méthode conventionnelle. Pour tous les cas, la technique d'autocorrélation nous a procuré des résultats d'une précision supérieure à la technique concurrentielle. Le second sujet analysé se rapporte aux mesures de la vitesse de microturbulence des céphéides avec la technique d'autocorrélation. Nous avons obtenu des courbes de vitesses de microturbulence en fonction de la phase de pulsation de six céphéides. Pour la grande majorité des cas étudiés, nous avons mesuré un pic de vitesse de microturbulence à l'instant où la céphéide atteint son rayon minimal. Ces résultats sont en accord avec des travaux antérieurs menés sur le sujet. Le troisième et dernier sujet analysé est en lien avec la détection de signaux d'exoplanètes par lumière réfléchie de l'étoile hôte. Dans le spectre visible, le signal d'une planète est approximativement une copie de celui de son étoile hôte, mais d'intensité beaucoup plus faible (i.e. 10-⁵ à 10-⁴ fois l'intensité de l'étoile). De ce fait, détecter la signature d'une planète dans le visible avec un degré de certitude acceptable est un défi important. Pour cette portion du projet, nous avons mis de l'avant les avantages de la fonction d'autocorrélation par rapport à une méthode déjà bien établie dans le domaine basée sur la fonction de corrélation croisée au moyen de spectres simulés. De plus, nous avons analysé le système de l'étoile 51 Peg accompagnée de sa planète 51 Peg b. Nous avons réussi à mesurer le signal de la planète 51 Peg b avec une détection maximale de 5.52 ợ bruit. Il s'agit d'un degré de détection presque 50 % supérieur à celui atteint par un autre groupe de recherche ayant utilisé les mêmes spectres et une technique de corrélation croisée.De ce fait, détecter la signature d'une planète dans le visible avec un degré de certitude acceptable est un défi important. Pour cette portion du projet, nous avons mis de l'avant les avantages de la fonction d'autocorrélation par rapport à une méthode déjà bien établie dans le domaine basée sur la fonction de corrélation croisée au moyen de spectres simulés. De plus, nous avons analysé le système de l'étoile 51 Peg accompagnée de sa planète 51 Peg b. Nous avons réussi à mesurer le signal de la planète 51 Peg b avec une détection maximale de 5.52 o bruit. Il s'agit d'un degré de détection presque 50 % supérieur à celui atteint par un autre groupe de recherche ayant utilisé les mêmes spectres et une technique de corrélation croisée.De ce fait, détecter la signature d'une planète dans le visible avec un degré de certitude acceptable est un défi important. Pour cette portion du projet, nous avons mis de l'avant les avantages de la fonction d'autocorrélation par rapport à une méthode déjà bien établie dans le domaine basée sur la fonction de corrélation croisée au moyen de spectres simulés. De plus, nous avons analysé le système de l'étoile 51 Peg accompagnée de sa planète 51 Peg b. Nous avons réussi à mesurer le signal de la planète 51 Peg b avec une détection maximale de 5.52 o bruit. Il s'agit d'un degré de détection presque 50 % supérieur à celui atteint par un autre groupe de recherche ayant utilisé les mêmes spectres et une technique de corrélation croisée. / In this PhD project, we apply an analysis technique based on the autocorrelation function to three different fields in order to detect with great precision variations caused by different physical phenomena in the profile of the absorption lines of stellar spectra. The first subject relates to the measurement of stellar magnetic fields. We obtained the variation curve of the mean magnetic field modulus of 18 stars as a function of their rotation period and compared some magnetic curves obtained with the autocorrelation technique with those of another research group who used a conventional method. For all cases, the autocorrelation technique gave us magnetic curves of a higher precision compared to the competitive technique. The second subject that we studied pertains to the measurements of the microturbulence velocity of Cepheids with the autocorrelation technique. We obtained microturbulence curves as a function of the pulsation phase of six Cepheids. For the vast majority of the cases studied, we measured a microturbulence velocity peak at the precise moment during which the Cepheid reaches its minimum radius. These results are in agreement with previous work done on the subject. The third and last subject refers to the detection of exoplanet signals by reflected light of the host star. In the visible spectrum, the signal of a planet is approximately a copy of that of its host star but of much lower intensity (i.e. 10-⁵ à 10-⁴ the intensity of the star). As a result, detecting the planetary signal in the visible band with an acceptable degree of certainty is a major challenge. For this portion of the project, we have highlighted the advantages of the autocorrelation function compared to an already well-established method in astrophysics based on the cross-correlation function using simulated spectra. In addition, we analyzed the 51 Peg + 51 Peg b planetary system. We succeeded to measure the 51 Peg b planetary signal with a maximum detection of 5.52 o noise. This is about 50 % higher than what was achieved by another research group using the same spectra and a cross-correlation technique.