La numérisation de plus en plus rapide de signaux à très large bande-passante permet aujourd'hui d'envisager de nombreuses applications pour les systèmes de télécommunication, les mesures expérimentales ou les systèmes radar. Les signaux issus des capteurs peuvent être analysés directement, en évitant la conversion en fréquences intermédiaires. Dans ce travail, nous nous intéressons plus particulièrement au système d'échantillonnage pour des applications radar, qui nécessitent une amélioration significative de la résolution des systèmes existants. L'objectif que nous visons inclus les spécifications suivantes : une fréquence d'échantillonnage de 40 GEch/s, une bande-passante supérieure à 15 GHz et une résolution de 10 bits effectifs à 8 GHz. Partant des excellents résultats obtenus sur les architectures mono-coup à entrelacement temporel, nous avons choisi d'adapter leur principe à un fonctionnement répétitif. Nous avons aussi choisi de baser cette étude sur la technologie TBH sur InP car elle présente les meilleures potentialités pour notre application. Deux éléments de base de ces systèmes ont fait l'objet d'une optimisation particulière pour améliorer la résolution du système : l'inverseur pour minimiser le jitter et l'échantillonneur-bloqueur, principalement pour améliorer la linéarité. Partant de ces résultats, trois architectures innovantes ont été proposées. Pour chacune nous avons conçu un système dont nous avons simulé les performances

Cette thèse a pour objet l'analyse mathématique de lois de conservation scalaires dont la fonction flux présente une discontinuité par rapport à la variable d'espace. Nous nous intéressons plus particulèrement au problème du raccord le long d'une interface commune des solutions de deux équations quasi linéaires hyperboliques du premier ordre, posées dans deux ouverts disjoints. <br /> En premier lieu nous considérons un problème couplé hyperbolique/hyperbolique. Sous une condition de non dégénérescence du flux, nous avons obtenu un résultat d'existence et d'unicité d'une solution faible entropique d'abord en dimension 1 d'espace puis en dimension quelconque. La preuve de l'unicité est basée sur la méthode de dédoublement des variables due à S.N. Kruzkov puis sur un raisonnement presque partout à l'interface. Dans le cas particulier de la dimension 1 l'existence s'obtient par une régularisation adéquate du coefficient discontinu dans le terme de convection alors que nous utilisons la méthode de viscosité artificielle dans le cas général. <br />En second lieu nous traitons le cas de termes de convection qui apparaissent dans l'ingénierie pétrolière pour lesquels la condition de non dégénérescence de la non linéarité n'est pas vérifiée. Nous ne pouvons donc pas adapter les méthodes précédemment utilisées. Nous nous sommes donc intéressés à un problème couplé perturbé où sur l'un des deux ouverts un terme de diffusion est ajouté. Sous l'hypothèse que les caractéristiques provenant de la zone hyperbolique sont sortantes à l'interface, l'unicité d'une solution faible entropique est établie. La méthode de viscosité artificielle et la notion de processus entropique nous permettent de prouver le résultat d'existence .

Les naines brunes sont des astres incapables de déclencher et soutenir des réactions nucléaires dans leur cœur. En l’absence de cette source d’énergie, leur luminosité diminue avec le temps jusqu’à leur extinction complète. Leur flux aux longueurs d’onde de 0,8 à 2,35 μm est particulièrement altéré par l’humidité contenue dans l’atmosphère terrestre, ce qui complique l’étude de ces astres. Le but de la présente recherche est de vérifier si la division par un spectre d’étoile A0 est un moyen de corriger l’altération causée par l’atmosphère terrestre sur cette partie de leur spectre. Tout d’abord, des notions, pertinentes à la compréhension de ce travail, sont abordées. L’introduction présente quelques notions sur les naines brunes et sur l’atmosphère terrestre. Le deuxième chapitre concerne le traitement des données. Il traite de la calibration, de la mise en évidence du problème de non-répétabilité de la position de la fente du spectromètre SIMON ainsi que de ses causes. Il porte aussi sur l’uniformisation de la réponse des pixels et de la soustraction du ciel pour extraire les spectres. La méthode employée pour étudier l’effet de l’atmosphère terrestre sur les spectres de naines brunes y est présentée. Le troisième chapitre analyse les résultats obtenus par l’utilisation de l’étoile de référence de type A0 comme calibration pour corriger le spectre de naine brune, en assumant un même effet de l’atmosphère terrestre sur les deux types d’astres. Nous ne pouvons conclure, avec certitude, que l’absorption tellurique affecte de la même façon les deux spectres ni de quelle façon exactement ils sont affectés. Une recherche supplémentaire nécessitant de nouvelles prises de données à des masses d’air et à des taux d’humidité variés est requise. / Brown dwarfs are celestial bodies unable to sustain nuclear reactions. For this reason their luminosity declines until complete extinction. Their flux, particularly in the band between 0,8 and 2,35 μm, is absorbed by the water vapor in the terrestrial atmosphere. The goal of this research is to find a way to correct this part of their spectra affected by this effect. First, general notions needed to understand the project are exposed. The second chapter concerns the data reduction. The calibration, the problem of the position repeatability of the slit of the spectrometer SIMON and his cause are exposed. It discusses techniques to even up the pixels’ response and the substraction of the sky from the spectra. The method used to study the atmosphere effect on brown dwarf spectra is presented. The third chapter analyses the results that use the A0 reference star to correct the brown dwarf spectrum. We cannot conclude that the A0 spectrum is affected in the same way as the brown dwarf spectrum by the terrestrial atmosphere. The data from a single night do not allow a good analysis of this effect as a function of air mass and humidity level. Others missions are needed.

Les naines brunes sont des objets de masse intermédiaire entre celle nécessaire pour former une étoile et celle d'une planète. Les naines brunes sont classées, des plus chaudes aux plus froides, en types spectraux L, T et Y, caractérisés par une couleur J-K moyenne qui varie de 1.2 à 1.8 pour les étoiles de type L0 à L8, et de 1.8 à -0.5 pour les étoiles de type L8 à T8. Par ailleurs, la couleur J-K de certains types spectraux présente une dispersion de l'ordre d'une magnitude. Ce travail tente de faire la lumière sur la nature de cette grande dispersion, présente dans la couleur J-K des naines brunes de type L2. Les observations ont été réalisées avec la caméra infrarouge CPAPIR à l'Observatoire du Mont Mégantic. Nous avons ciblé un total de 22 naines brunes qui ont été observées en K, et 12 parmi celles-ci ont aussi été observées en J. Chacune des naines brunes a été calibrée à l'aide d'une étoile standard, ce qui rend nos résultats indépendants des données 2MASS. Nous observons une corrélation entre les couleurs J-K de nos données et de celles de 2MASS. Cela montre que la grande dispersion en J-K de nos données et des données 2MASS est due aux propriétés physiques des naines brunes et non à des erreurs observationnelles. L'examen des facteurs qui pourraient être responsables de cette grande dispersion, soit la classification spectrale, la métallicité, la gravité de surface, une binarité non résolue, la présence de nuages de condensats et la rotation, montre que la gravité de surface serait le facteur le plus susceptible d'être responsable de la grande dispersion des valeurs de J-K. / Brown dwarfs are objects with a mass intermediate between that required to form a star and that of a planet. Brown dwarfs are classified, from higher to lower temperature, under spectral types L, T and Y, caracterized by a J-K average color that varies from 1.2 to 1.8 for types L0 to L8, and from 1.8 to -0.5 for types L8 to T8. Furthermore, the J-K color of some spectral types presents more than a magnitude of dispersion. This study attempts to explain the large dispersion of the J-K color of the type L2 brown dwarfs. Observations were made with the infrared camera CPAPIR at the Observatoire du Mont Mégantic. We targeted a total of 22 brown dwarfs that were observed in the K band, and 12 among them were also observed in the J band. Each brown dwarf was calibrated with a standard star, which makes our data independent from those of 2MASS. We observe a correlation between the J-K colors obtained from our data and those from 2MASS. This shows that the large J-K dispersion in the data is due to brown dwarf physical properties and not to observational errors. Consideration of the factors that could be responsible for this large dispersion, namely the spectral classification, the metallicity, the surface gravity, an unresolved binarity, the presence of clouds and rotation, shows that surface gravity is the factor most likely to explain the large J-K color dispersion.

L'outil développé dans le cadre de cette thèse est disponible à l'adresse suivante: www.astro.umontreal.ca/~malo/banyan.php / Près de 70% des étoiles de la Galaxie ont une masse inférieure à ~0.8 Msun. Cependant, étant donné que ces étoiles sont plus difficilement observables en raison de leur plus faible luminosité, cette statistique ne reflète pas le recensement actuel de la population d'étoiles de faible masse dans le voisinage solaire, ni dans les groupes cinématiques d'étoiles jeunes. Cette population a une grande importance pour contraindre la forme de la fonction de masse Galactique, et aussi pour contraindre les modèles évolutifs. Les étoiles de faible masse sont aussi d'excellentes cibles pour la recherche d'exoplanètes avec des techniques variées (imagerie directe, vitesse radiale, transit). La caractérisation des exoplanètes autour de ces étoiles est tributaire des connaissances fondamentales sur celles-ci, c'est-à-dire de leur luminosité bolométrique, température effective, rayon et âge. Dans la présente thèse, dont le but est d'identifier et caractériser les étoiles de faible masse, une méthode statistique a été développée afin d'établir quantitativement l'appartenance d'une étoile à un groupe en dérivant une probabilité d'association. Cette méthode combine l'inférence Bayesienne et des modèles empiriques de plusieurs observables, dont la luminosité, vitesse spatiale et position galactique, de membres confirmés de 7 groupes d'étoiles jeunes (8-120 Mans) ainsi que d'étoiles vieilles du champ. Les étoiles ayant une probabilité d'association minimale de 90% sont considérées comme des candidates. L'analyse développée prédit aussi la vitesse radiale et la distance trigonométrique qu'une étoile aurait dans une association donnée. L'analyse a montré, pour les 177 membres confirmés, un excellent accord entre les paramètres prédits et observés, soit de 1.9 km/s et 10% respectivement, pour la vitesse radiale et la parallaxe. La mesure de ces paramètres pour les candidates est donc une bonne manière de confirmer leur appartenance à l'association. Cette méthode robuste a été appliquée sur un échantillon de 758 étoiles montrant des signes de jeunesse (émission H$\alpha$ et rayons X). L'analyse a permis d'identifier 214 candidates hautement probables, et le suivi spectroscopique de ces étoiles a permis, jusqu'à présent, de confirmer la justesse de la prédiction en vitesse radiale pour 130 étoiles. Ces observations spectroscopiques ont aussi permis de mesurer leur vitesse de rotation, qui s'est avérée élevée comparativement aux étoiles vieilles du champs. La mesure de la distance trigonométrique était aussi en accord avec la prédiction pour 18 candidates jeunes. Grâce aux membres dont l'appartenance à un groupe jeune a été confirmée, un modèle empirique de la luminosité en rayon X des étoiles a pu être établi. Cette luminosité s'est avérée significativement plus élevée (environ 4 fois plus) pour les étoiles des groupes les plus jeunes (~8-12 Mans) que pour celles des groupes plus vieux (~120 Mans). Cet observable constitue donc un bon indicateur d'âge. La comparaison des spectres de 59 candidates à des modèles d'atmosphère a permis de déterminer trois paramètres fondamentaux: la luminosité bolométrique, la température effective et le rayon. Globalement, les candidates jeunes ont une luminosité plus élevée et un rayon plus grand que les étoiles vieilles. De récents modèles évolutifs incluant le traitement d'une dynamo de type rotationnel et générant un champ magnétique de surface de 1 à 2.5 kGauss ont été utilisés pour déterminer l'âge isochronal de ces étoiles. Les âges ainsi déterminés pour les étoiles de l'association \beta Pictoris en utilisant des étoiles de types spectraux différents sont davantage cohérents (types K5V-M0V: 24 Mans, types M1V-M4V: 14 Mans) et sont aussi cohérents avec l'âge déterminé indépendamment pour le groupe en utilisant l'abondance du lithium des membres de faible masse (26 Mans). / About 70% of the stars in the Galaxy have a mass inferior than ~0.8 Msun. However, this statistic does not reflect the current census population of low mass in the solar neighborhood and in young kinematic groups, since their low luminosity make their observation more difficult. This population is of great interest to check the validity of the Galactic mass function, and also to constraint evolutionary models. The low-mass stars are also excellent targets for the search for exoplanets using various techniques (direct imaging, radial velocity, transit). The characterization of the exoplanets orbiting these stars depends mostly on our basic knowledge of the host star, that is their bolometric luminosity, effective temperature, radius and age. The present thesis aim to identify and characterize low-mass stars. Toward that end, a statistical method has been developed to determine quantitatively the membership probability of a star to a young kinematic group. This method combines the Bayesian inference and empirical models of several observables such as the brightness, Galactic space velocity and position of bona fide members of 7 young stars groups (8-120 Mans), as well as old field stars. Stars with a membership probability greater than 90% are considered candidate members. The analysis also predicts the radial velocity and distance that a star would have if it was an actual member. For the 177 previously-known members, an excellent agreement was found between the predicted and observed parameters (1.9 km/s and 10% for the radial velocity and parallax, respectively). Measuring these observables for the candidates stars is thus a good way to confirm their membership. This robust method was applied to a sample of 758 stars which showed signs of youth (H$\alpha$ and X-ray emission). It allowed to identify 214 highly probable candidates. The spectroscopic follow-up yields a radial velocity in agreement with predictions for 130 stars. These spectroscopic observations also allowed to measure their projected rotational velocity, which turned out to be higher than that of the old population of stars. Trigonometric distance measurements were also obtained and were coherent with predictions for 18 young candidates. Using the confirmed members, a new empirical model of the X-ray luminosity was developed. The X-ray luminosity was found to be about 4 times higher for stars around ~8-12Myr than for older, ~120Myr stars, thus, this observable is a good age indicator in this range. Comparing the spectra of 59 young candidate members to atmosphere models allowed to determine three basic parameters: the bolometric luminosity, the effective temperature and the radius. Overall, these candidates are more luminous and have a greater radius than old stars. Recent evolutionary models that include the rotational dynamo-type treatment and produce magnetic field strength of 1 to 2.5 kGauss were used to derive an isochronal age for each star. The ages determined for \beta Pictoris moving group members using stars of different spectral types are coherent with one another (types K5V-M0V: 24 Mans, types M1V-M4V: 14 Mans) and are also coherent with age determined independently using lithium abundance of the low-mass members (26 Mans).

Mémoire numérisé par la Direction des bibliothèques de l'Université de Montréal.

Thèse numérisée par la Direction des bibliothèques de l'Université de Montréal.

Mémoire numérisé par la Direction des bibliothèques de l'Université de Montréal.

L'activité de recherche scientifique effectuée dans le cadre de mon doctorat de sciences s'est déroulée dans le secteur de la conception de circuits intégrés radiofréquences pour des systèmes ultra-wideband (UWB) et aux ondes millimétriques, et s'est articulée comme suit: (i) circuits intégrés radiofréquences pour émetteur-récepteurbasse puissance pour réseaux locaux wireless; (ii) radar UWB complètement intégré pour la surveillance cardio-pulmonaire en technologie 90nm CMOS; (iii) amplificateurs faible bruit (LNA) à 60 GHz en technologie standard 65nm CMOS. / The research activity carried out during this PhD consists on the design of radio- frequency integrated circuits, for ultra-wideband (UWB) and millimeter-wave sys- tems, and covers the following topics: (i) radio-frequency integrated circuits for low-power transceivers for wireless local networks; (ii) fully integrated UWB radar for cardio-pulmonary monitoring in 90nm CMOS technology; (iii) 60-GHz low noise amplifer (LNA) in 65nm CMOS technology.

Ce mémoire de thèse est consacré à la mise en place d'un système opto-électronique générique basé sur une liaison toute optique bidirectionnelle de 10km. L'architecture étudiée et développée est dédiée à l'extension d'un observatoire câblé de fond de mer afin d'atteindre de nouvelles zones d'exploration. Les travaux de recherche rapportés dans ce manuscrit présentent la réalisation d'un démonstrateur, qui permet la récupération de données, issues d'un instrument connecté à un module opto-alimenté, via une seule fibre optique où transitent simultanément deux voies de données en bande C et la puissance optique d'alimentation (à 1480nm) égale à 33dBm permettant de récupérer 180mW électrique sur le module opto-alimenté.Le contexte de cette thèse de doctorat est présenté au travers d'un état de l'art sur les moyens utilisés pour l'observation des océans et sur les systèmes électroniques à faible consommation. Après un rappel des caractéristiques essentielles de l'architecture de la liaison optique préalablement établie, nous nous concentrons sur la structure opto-électronique qui a pour but d’assurer la communication entre l’observatoire et l’instrument déporté de l’extension. La définition du cahier des charges a abouti au choix du capteur (hydrophone), du débit des données (5Mbit/s) et du protocole de communication (SPI 3-fils) utilisé entre les deux modules opto-électroniques, chacun à une extrémité de la fibre optique. L'effort a été porté sur la conception d'un module opto-alimenté faible consommation (66mW) où s'intègre l'instrument. Tout au long de ce document, les choix technologiques retenus lors de la conception des deux modules opto-électroniques sont argumentés. Le banc d'essai du démonstrateur a permis de valider la conception de cette extension et d'évaluer la qualité de la transmission des données (BER inférieur à 10-6). Le fonctionnement d'un premier prototype destiné à être marinisé a été présenté au travers de la détection et de la transmission de signaux acoustiques générés en bassin d'essai. De manière à rendre le système encore plus générique, une solution alternative à base d'un FPGA, permettant l'utilisation d'une interface SPI 4-fils sans modifier la liaison optique a été présentée et validée. / This PhD thesis is devoted to the design of an opto-electrical and generic system which uses a 10km long all-optical and bidirectional link. The studied and developed system is dedicated to extend a current cabled seafloor observatory, in order to reach new exploration areas. The research work described in this thesis presents the development and the realization of a demonstrator. This later collects data from an instrument connected to its optically powered unit. The optical power supply (33dBm at 1480nm), which provides up to 180mW electrical for the optically powered unit, and the optical data in C band, are transmitted simultaneously through the same single optical fiber.The thesis context is first presented through an overview of ocean observation systems and low consumption electronic devices. After a brief review on the main characteristics of the optical architecture, we focused on the opto-electrical structure which permits the communication between the observatory and the remote instrument. The desired requirements have led us to the choice of the sensor (hydrophone), the data bit rate (5Mbit/s) and the communication protocol (SPI 3-Wire) used between both opto-electrical units, each one located at the both ends of the optical link. A special attention was devoted to the conception of the optically powered which must be low power consumption (66mW). All along this document, technical choices involved in the realization of both opto-electrical units are presented. We could evaluate the performance of the data transmission (BER less than 10-6) by using a demonstrator's test bench. Then, a first prototype designed for the ocean environment was presented through experimental measurements. Those tests were conducted in a test pool and have consisted in the detection of acoustic signals. In order to increase the range of compatible instruments, an alternative solution based on a FPGA was described and approved. This new design allows the SPI 4-Wire to be employed without any change of the current optical architecture.