Malgré sa capacité unique à discerner des détails qu'aucun instrument “classique” ne peut voir, l'interférométrie optique est fortement handicapée par l'atmosphère. Celle-ci limite drastiquement les temps de pose des interféromètres au sol et les empèche d'accumuler suffisamment de photons pour observer des sources toujours plus faibles, limitant de facto l'échantillon des astres observables. Les suiveurs de franges sont des instruments développés spécifiquement dans le but de compenser ces perturbations atmosphériques, et ainsi de repousser les limites de l'univers visible par les interféromètres optiques. Le but premier de cette thèse est d'étudier et d'améliorer ces instruments, dans le contexte des technologies actuelles et des nouvelles générations d'interféromètres combinant 4 télescopes et plus. La seconde grande partie de cette thèse s'attachera quant à elle à montrer l'intérêt de l'interférométrie optique dans l'étude des binaires en interaction, astres en mesure d'apporter des réponses à un vaste panel de champs d'étude du fait de la diversité des processus physiques en jeu en leur sein. / Despite its unique ability to discern details that a “classical” instrument cannot see, optical interferometry is still strongly handicapped by the atmosphere. It drastically limits the exposure time of ground interferometers and prevents them to accumulate enough photons to observe weak sources, limiting de facto sample of observable stars. Fringe trackers are instruments developed specifically to compensate for these atmospheric disturbances, and so push the boundaries of the universe observable with optical interferometers. The primary purpose of this thesis is to study and improve these instruments in the context of the current technologies and of the new generation of interferometers combining four telescopes and more. The second major part of this thesis will show the advantages of optical interferometry in the study of interacting binary, stars able to answer to a wide range of domains because of the diversity of physical processes involved in them.

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L'observation des exoplanètes pose deux problèmes : le contraste entre la planète et l'étoile et leur très faible séparation. L'une des techniques permettant de résoudre ces difficultés est l'interférométrie en frange noire : deux pupilles sont recombinés pour faire une interférence destructive sur l'étoile, et leur base est réglée pour que l'interférence soit constructive sur la planète. Cependant, pour garantir une extinction suffisante de l'étoile, la différence de trajet optique entre les faisceaux doit être de l'ordre du nanomètre, et le pointage meilleur que le centième de tache d'Airy, malgré les perturbations extérieures.Pour valider les points critiques d'une telle mission spatiale, un démonstrateur de laboratoire, PERSÉE, a été défini par un consortium dirigé par le CNES et incluant l'IAS, le LESIA, l'ONERA, l'OCA et Thales Alenia Space puis intégré à l'Observatoire de Meudon. Ce banc simule une mission spatiale dans son ensemble (interféromètre et cophasage nanométrique). Son objectif est de délivrer et maintenir une extinction de 10^-4 stabilisé à mieux que 10^-5 sur plusieurs heures, en présence de perturbations typiques que l'on injecte.Mon travail de thèse a consisté à intégrer le banc en étapes successives et à développer des procédures d'étalonnage. Ceci m'a aidé à caractériser les différents éléments critiques séparément avant de les regrouper. Après avoir mis en œuvre les boucles de contrôle du cophasage, leur analyse précise m'a permis de réduire à 0,3 nm rms le résidu de différence de marche, et à 0,4 % de la tache d'Airy le résidu de tip/tilt, malgré la présence de perturbations d'une dizaine de nanomètres d'amplitude, constituées de plusieurs dizaines de fréquences vibratoires entre 1 et 100 Hz. Cela a été possible grâce à l'implémentation d'un contrôleur linéaire quadratique gaussien, paramétré par la mesure préalable de la perturbation pour la réduire au maximum. Grâce à ces très bons résultats, j'ai pu obtenir un taux d'extinction record sur la bande [1,65 – 2,45] µm de 8,8x10^-6 stabilisé à 9x10^-7 sur quelques heures, soit une décade meilleure que les spécifications initiales. L'extrapolation de ces résultats au cas d'une mission spatiale montre que les performances attendues sont atteignables si le flux disponible est suffisamment important. Avec des télescopes de 40 cm et une fréquence d'asservissement de l'ordre de 100 Hz, des étoiles de magnitude inférieure à 9 devraient être observables. / There are two problems with the observation of exoplanets: the contrast between the planet and the star and their very low separation. One technique solving these problems is nulling interferometry: two pupils are recombined to make a destructive interference on the star, and their base is adjusted to create a constructive interference on the planet. However, to ensure a sufficient extinction of the star, the optical path difference between the beams must be around the nanometer, and the pointing must be better than one hundredth of Airy disk, despite the external disturbances.To validate the critical points of such a space mission, a laboratory demonstrator, PERSÉE, was defined by a consortium led by CNES, including IAS, LESIA, ONERA, OCA and Thales Alenia Space and integrated in Meudon Observatory. This bench simulates the entire space mission (interferometer and nanometric cophasing system). Its goal is to deliver and maintain an extinction of 10^-4 stable at better than 10^-5 over a few hours in the presence of typical injected disturbances.My thesis work consisted in integrating the bench in successive stages and to develop calibration procedures. This helped me to characterize the critical elements separately before grouping them. After having implemented the control loops of the cophasing system, their precise analysis helped me to reduce down to 0.3 nm rms the residual OPD, and 0.4 % of the Airy disk the residual tip/tilt, despite disturbances of tens of nanometers, consisting of several tens of vibrational frequencies between 1 and 100 Hz. This has been achieved by the implementation of a linear quadratic Gaussian controller, parameterized by the preliminary measurement of the disturbance to minimize. Thanks to these excellent results, I obtained on the band [1.65 – 2.45] µm a record null rate of 8.8x10^-6 stabilized at 9x10^-7 over a few hours, a decade better than the original specifications. An extrapolation of these results to the case of a space mission shows that the expected performance is achievable if the available flux is sufficiently important. With telescopes of 40 cm and a control frequency around 100 Hz, stars brighter than magnitude 9 should be observable.

La recherche de signes de vie extraterrestre par l'observation et la caractérisation d'exoplanètes est, entre autres, l'un des enjeux majeurs de l'astrophysique moderne. Cette quête se traduit de manière instrumentale par le développement de télescopes fournissant des résolutions angulaires supérieures à celles obtenues à l'heure actuelle. C'est pourquoi les projets de futurs très grands télescopes font usage de miroirs primaires dépassant les 30 mètres de diamètre. Leur conception est alors inévitablement basée, pour des raisons techniques et technologiques, sur une géométrie segmentée. De ce fait, la segmentation du miroir primaire implique une complexification des structures pupillaires du télescope. Dans le but d'atteindre les niveaux de qualité optique nécessaires aux applications scientifiques visées, la prise en compte et la correction des effets introduits par un mauvais alignement des segments est de prime importance puisque la résolution angulaire d'un télescope non cophasé serait équivalente à celle obtenue avec un segment individuel. Dans ce contexte, je développe dans cette thèse deux analyseurs de cophasage permettant de mesurer et de corriger les aberrations de piston, tip et tilt présentes sur une pupille segmentée. Le premier, nommé Self-Coherent Camera - Phasing Sensor (SCC-PS), est basé sur une analyse du signal en plan focal. Le second, nommé ZELDA - Phasing Sensor (ZELDA-PS), repose quant à lui sur une analyse du signal en plan pupille. Sont présentés dans ce manuscrit les résultats obtenus à l'aide de simulations numériques ainsi que ceux issus de l'implémentation de la SCC-PS sur un banc d'optique d'essai. / Searching for extraterrestrial life through the observation and characterization of exoplanets is, amongst others, one of the major goal of the modern astrophysics. This quest translate from an instrumental point of view to the development of telescope capable of reaching higher angular resolution that what is actually ongoing. That is why the future projects of extremely large telescopes are using primary mirrors exceeding the 30 meters in diameter. Their conception is consequently based, for technical and technological reasons, on a segmented geometry. The segmentation of the primary mirror therefore implies a growing complexity of the structure of its pupil. In order to reach the optical quality required by the sciences cases of interest, taking into account and correct for the effects introduced by a poor alignment of the segments is mandatory, as the angular resolution of a non-cophased telescope is equivalent to the one obtained with a single segment. In this context, I develop in this manuscript two cophasing sensors allowing to measure and correct for the aberrations of piston, tip and tilt present on a segmented pupil. The first one, the Self-Coherent Camera - Phasing Sensor (SCC-PS), is based on a focal plane analysis of the signal. The second one, the ZELDA - Phasing Sensor (ZELDA-PS), is based on a pupil plane analysis of the signal. The results obtained by means of numerical simulations and the first results coming from the implementation of the SCC-PS on an optical bench are presented in this manuscript.