Les supergéantes rouges (RSG) sont des étoiles massives ( 10 < Msun < 30) qui, grâce à leur haute luminosité infrarouge, sont des indicateurs des distances intergalactiques et des sondes de la structure galactique. La compréhension de leurs propriétés est cruciale et elle touche à différents thèmes astrophysiques.<br />Les simulations numériques 3D d'hydrodynamique radiative (RHD), obtenues avec le code CO5BOLD (Freytag, Steffen, Ludwig et al.), aident à trouver la réponse aux principales questions concernant les RSGs.<br />J'ai conçu un code de transfert radiatif en 3D qui calcule des spectres et des cartes d'intensité à partir des simulations RHD. Grâce à cet outil, j'étudie en détail les principales caractéristiques des modèles RHD à différentes longueurs d'onde. J'examine ensuite l'impact de la convection sur les raies spectrales en terme d'asymétries et de décalages, et je prédis les variations de bisecteurs et du photocentre en vue de futures observations.<br />Par la suite, je cherche les vitesses caractéristiques de l'atmosphère des RSGs, et je constate que les simulations sont en accord avec les observations même si l'amplitude des vitesses est plus petite que celle observée.<br />Les structures convectives affectent les courbes de visibilités et les clôtures de phases, qui montrent clairement une nette déviation de la symétrie circulaire. Tout en les analysant, je cherche des contraintes pour les simulations RHD et je montre que l'interférométrie est le moyen observationnel privilégié pour caractériser la convection dans les RSGs.<br />Le problème majeur des simulations RHD est le traitement gris des opacités. J'explore les effets du passage au non-gris sur les observables en utilisant un premier modèle de test non-gris.

La méthode de la parallaxe de pulsation, appliquée à des observations VINCI du VLTI, a permis la détermination de distance de sept Céphéides Galactiques. Pour l Car, la plus résolue d'entre elles, la précision obtenue est de 5%. Le point-zéro de la relation P-L a également été déterminée avec une précision de 0.08 magnitude. Les mesures interférométriques fournissent la variation du diamètre angulaire de l'étoile sur tout le cycle de pulsation, tandis que la variation du diamètre linéaire est déterminée par une intégration temporelle de la vitesse pulsante photosphérique Vpuls de l'étoile. Or la détermination de cette dernière, à partir du décalage Doppler de la raie spectrale Vrad est extrêmement délicate. Le facteur de projection, défini par p=Vpuls/Vrad est en effet très sensible aux paramètres physiques et à la dynamique atmosphérique de l'étoile. En particulier, les gradients de vitesse dans l'atmosphère des Céphéides, pose la question de la définition de la vitesse pulsante. Premièrement, un modèle hydrodynamique a permis d'étudier les gradients de vitesse dans l'atmosphère de d Cep. La différence de vitesse obtenue entre la vitesse photosphérique et la vitesse associée à la zone de formation de la raie, affecte le facteur de projection et donc la distance à un niveau de 6%. Deuxièmement, en comparant le modèle géométrique simple à des observations à haute résolution spectrale HARPS de neuf Céphéides, l'impact de la dynamique atmosphérique des étoiles sur l'asymétrie des raies spectrales a été mis en évidence. Troisièmement, le modèle hydrodynamique a permis de faire le lien entre les gradients de vitesse dans l'étoile, le facteur de projection, et les observables spectro-interférométriques. Ceci pourrait constituer un moyen supplémentaire pour contraindre observationnellement le facteur de projection. La connaissance du facteur de projection dans le cadre du futur survey AMBER est crucial. Nous envisageons de déterminer la distance d'une trentaine de Céphéides à mieux que 5%, afin de calibrer le point zéro de la relation P-L avec une précision de 0.01 magnitude.

L'interférométrie en frange noire est une technique coronographique utilisée en astronomie et qui est au coeur de la mission spatiale Darwin de l'ESA pour la détection de planètes dans des systèmes extra-solaires. Cette technique requiert une grande stabilité du système optique pour la recombinaison de plus de deux faisceaux. De plus, les objectifs scientifiques<br />à atteindre nécessitent également l'utilisation d'un filtrage<br />modal des faisceaux incidents. Ce travail de thèse est axé sur le<br />développement de l'optique intégrée pour la bande 4 - 20 microns<br />pouvant regrouper les fonctions de recombinaison et de filtrage. Le contexte initial est celui de l'extension de l'optique guidée monomode de l'infrarouge proche vers l'infrarouge moyen qui constitue un domaine d'intérêt important pour la recherche de planètes. Après une présentation des enjeux de l'interférométrie en frange noire, j'introduis les notions fondamentales de l'optique<br />guidée monomode utilisés pour l'étude des solutions guides<br />diélectriques et guides creux métalliques. La problématique du<br />couplage du signal dans le guide est également abordée. Leur<br />caractérisation en laboratoire à 10 mircons a requis le développement de bancs optiques et de méthodes spécifiques qui ont permis la mise en évidence du caractère monomode de premières structures synthétisées suivant un procédé technologique précis. Les premières mesures de taux d'extinction montrent également l'intérêt de poursuivre ce type de développement en vue du filtrage modal.<br />L'optique intégrée dans l'infrarouge moyen a atteint une nouvelle<br />et importante étape et pourra répondre, à moyen terme, à la<br />problématique posée par l'interférométrie en frange noire.

La mission Darwin de l'Agence Spatiale Européenne, envisagée à l'horizon 2015, est destinée à l'étude de planètes extrasolaires géantes et telluriques autour d'étoiles proches, pour analyser leurs atmosphères et y détecter d'éventuelles bio-signatures. Le principe proposé pour cette mission est celui de l'interférométrie en frange noire, basée sur le coronographe interférentiel de Bracewell, pour annuler le flux de l'étoile et rendre visible les planètes en orbite autour de celle-ci.<br /><br />Les difficultés technologiques de Darwin exigent, avant une application spatiale, la validation de chaque élément de l'instrument, lors d'expériences préparatoires en laboratoire. Parmi ces difficultés, le déphaseur de Pi, introduit dans l'interféromètre pour annuler le flux de l'étoile, doit être achromatique dans la bande d'observation (6-18 microns). Il existe plusieurs façons de créer ce déphasage achromatique. Cette thèse présente l'étude et le développement de l'une de ces techniques, basée sur des prismes dispersifs, et testée sur le banc SYNAPSE.<br /><br />Après une présentation des enjeux planétologiques et exobiologiques de Darwin, nous introduisons les différentes techniques de déphasage achromatique. Le concept à base de lames dispersives prismatiques est détaillé, ainsi que les étapes de développement du banc SYNAPSE, fonctionnant en proche infrarouge. Nous montrons enfin que ce banc a permis de maintenir un taux de réjection de 4 000 (soit des fuites stellaires de 2,5.10-4) sur l'ensemble de la bande K (2-2,5 microns) durant plusieurs minutes. Ces résultats montrent également que, bien plus que le niveau absolu de réjection, l'enjeu réside dans sa stabilité durant les observations.

Le projet OVLA (Optical Very Large Array) consiste en un interféromètre stellaire dédié à l'imagerie à haute résolution dans le domaine visible et infrarouge. Il est composé de 27 télescopes mobiles répartis sur une base de plusieurs kilomètres. En effet, la mobilité des télescopes assure à la fois l'égalité des chemins optiques ainsi qu'une couverture u-v homogène.<br /><br />Pour assurer ce besoin de mobilité, chaque télescope OVLA devra être à la fois stable, léger, compact et autonome. Un télescope prototype, d'un diamètre de 1.52m, est en construction à l'OHP. Il possède une monture sphérique et un miroir actif. Pour des raisons de coût, le miroir est en verre ordinaire d'une épaisseur de 24mm seulement. Les flexions du miroir sont alors compensées par 29 actuateurs.<br /><br />Mon travail a tout d'abord concerné l'étude et la réalisation des systèmes de contrôle de la monture et du miroir actif. Je détaille également le système de chauffage de la surface du miroir permettant de compenser efficacement les déformations thermiques du miroir.<br /><br />Les premiers résultats obtenus sur le ciel avec le miroir actif dans la monture sphérique sont présentés. L'avenir ainsi que les retombées technologiques et industrielles du télescope prototype OVLA sont également discutés.<br /><br />Je m'intéresse ensuite au principe de la « pupille densifiée » (Labeyrie, 1996) qui permet d'améliorer considérablement le contraste des images obtenues au foyer d'un interféromètre. Je démontre alors qu'il possible de transformer le concept initial d'OVLA en un véritable hypertélescope.<br /><br />Enfin, dans le cadre de l'étude TPF lancée par la NASA, je présente un modèle de voiles solaires assurant le pointage et le cophasage d'un interféromètre spatial composé de free-flyers. De tels interféromètres permettront d'obtenir l'image de systèmes exo-planètaires.

* La résolution d'un télescope est inversement proportionnelle à son diamètre,<br /> limité par la technologie actuelle à une dizaine de mètres pour des télescopes au sol, et par des contraintes d'encombrement et de poids pour des télescopes embarqués sur satellite. L'interférométrie Optique (IO) est une technique permettant de dépasser cette limite ; elle consiste à faire interférer un réseau de télescopes dits élémentaires et à enregistrer des données dont la résolution peut atteindre celle d'un « grand » télescope contenant tous ces télescopes élémentaires.<br /><br /> Cette technique observationnelle ne conduit pas directement à des images, mais à des observables interférométriques qui doivent faire l'objet d'un traitement numérique pour fournir des informations sur la source observée. Lorsque les données sont en nombre et en qualité suffisante, on peut faire réellement de l'imagerie interférométrique, c'est-a-dire produire une image de l'objet. L'imagerie interférométrique s'est considérablement développée dans le domaine des ondes radio, dans lequel de nombreuses données sont disponibles depuis les années 70, et des méthodes de traitement efficaces ont été mises au point. L'interférométrie optique conduit à des difficultés expérimentales supplémentaires et les données nécessaires a l'imagerie ne sont disponibles que depuis quelques années.Cependant, les méthodes de traitement de la radio ne peuvent être réemployées sans une évolution importante. En optique, dans le cadre de l'observation de l'espace depuis la Terre, les interférogrammes produits sont affectés par la turbulence, qui rend inexploitable les mesures de phase. Les seules informations en phase sur l'objet d'intérêt disponibles sont les clôtures de phase, qui sont indépendantes de la turbulence. Aux longueurs d'onde radio, par contre, les observables sont directement les visibilités complexes. Enfin, le nombre de données (quelques centaines de milliers) que l'on peut mesurer sur une source est en général bien plus important qu'en optique (quelques centaines de mesures).Ces travaux de thèse ont eu pour objectif de concevoir une méthode de reconstruction d'image adaptée au contexte optique, et de la valider sur des données expérimentales. Ils ont abouti à l'algorithmeWISARD (Weak-phase Interferometric Sample Alternating Reconstruction Device), qui s'appuie notamment sur :<br /> - une modélisationmyope des effets turbulents : de façon à prendre en compte le manque d'information en phase, nous introduisons des paramètres de calibration en phase qui seront estimés conjointement avec l'objet dans un cadre bayésien <br /> - une structure d'estimation alternée (inspirée des algorithmes d'autocalibration en radio-astronomie) <br /> - une modélisation fine du bruit constaté sur les observables interférométriques optiques<br /> - un choix judicieux d'a priori, permettant notamment de préserver les pics ou les bords francs de l'image.<br /><br /> Après validation sur simulations, et confrontation aux méthodes concurrentes lors d'un concours international de reconstruction d'image en aveugle, WISARD a permis de reconstruire une image de l'étoile Chi du Cygne à partir de données recueillies sur l'interféromètre IOTA.

Dans le but d'obtenir les premières mesures globales d'humidité des sols et de salinité des océans, <br />l'Agence Spatiale Européenne, à travers son programme «Exploration de la Terre» finance <br />la mission spatiale SMOS (Soil Moisture and Ocean Salinity). <br />Elle repose, pour la première fois dans le cadre de l'observation de la Terre, <br />sur l'utilisation d'un radiomètre imageur à synthèse d'ouverture, technologie initialement développée <br />en radioastronomie.<br />Cette thèse est axée sur l'étude des méthodes de reconstruction régularisée permettant, à partir des données <br />interférométriques fournies par l'instrument, d'obtenir des cartes de températures de brillance. <br /> <br />Le principe de mesure diffère de celui des instruments habituellement utilisés pour l'observation <br />de la surface terrestre. Une première partie est donc consacrée à une introduction des mécanismes <br />fondamentaux de l'interférométrie passive, à travers une étude de la chaîne de mesure, d'un rappel <br />de l'expérience des trous d'Young et des propriétés de la transformée de Fourier à deux dimensions. <br /> <br />Le traitement des données interférométriques demande un cadre géométrique et algébrique rigoureux, <br />décrit dans une seconde partie. De plus, les radiomètres à synthèse d'ouverture étant des instruments <br />à bande passante limitée, il est nécessaire de faire appel à l'apodisation pour réduire les oscillations <br />apparaissant dans les cartes reconstruites. Les fenêtres d'apodisation sont donc caractérisées pour deux <br />configurations possibles du réseau d'antennes. L'estimation des paramètres géophysiques demandant <br />le traitement de cartes de températures de brillance définies sur des grilles régulières et <br />à résolution spatiale constante, nous avons introduit dans ce but des techniques de rééchantillonnage <br />et la possibilité d'utiliser le multi-fenêtrage.<br /> <br />Le problème inverse à résoudre étant mal posé, il est important de s'assurer de l'existence <br />d'une solution unique. C'est là l'objet de l'utilisation de méthodes de reconstruction régularisées. <br />Elles sont définies et comparées dans une troisième partie. Elles sont ensuite utilisées pour caractériser <br />plusieurs problèmes intervenant dans la reconstruction d'image pour les radiomètres imageurs à synthèse d'ouverture. <br />Ainsi, l'erreur systématique, qui intervient alors même qu'aucune erreur sur les données ou sur <br />la modélisation de l'instrument n'est introduite, est expliquée et quantifiée pour deux méthodes <br />de reconstruction régularisées et pour différentes scènes observées. La propagation du bruit radiométrique <br />sur les données fait l'objet d'un travail spécifique, ainsi que l'impact des erreurs de modélisation <br />subsistant suite à une auto-caractérisation, méthode présentée ici et permettant une calibration en vol <br />des paramètres instrumentaux. L'impact de la pollution des données interférométriques par le <br />rayonnement solaire sur la télédétection des océans est ensuite étudié. Enfin, la faisabilité et <br />la robustesse de la reconstruction en mode de polarisation totale à l'aide des méthodes de <br />reconstruction régularisées sont démontrées.

Depuis de nombreuses annees, l'optique guidée monomode est utilisée en interférométrie stellaire pour assurer la recombinaison des faisceaux. La solution de l'optique integree planaire monomode permet, de plus, d'obtenir une importante stabilité instrumentale pour un volume compact. Le filtrage modal combiné a ces avantages augmente nettement la précision de mesure des visibilité interférométriques. L'utilisation de l'optique intégrée offre des avantages décisifs pour les futures missions spatiales DARWIN et TPF "Terrestrial Planet Finder" fonctionnant en IR thermique (de 4 a 20 micromètres de longueurs d'onde). Les technologies d'optique intégrée basées sur la silice, gravure de couches minces et échange d'ions, développées pour l'infrarouge proche, sont utilisées avec succes dans la bande de transmission de l'atmosphere H [1470-1780 nm]. Dans ce travail de thèse, nous avons débuté le développement de l'optique intégrée pour étendre le domaine de longueurs d'onde entre 2 et 20 micromètres. Pour cela, les technologies basées sur la silice ont été validées dans la bande de l'atmosphère K [2000-2400 nm]. Une analyse de différentes technologies d'optique intégrée existantes a permis d'en sélectionner plusieurs qui sont compatibles avec les contraintes instrumentales et technologiques. Au travers de différentes réalisations et mesures, nous avons défini les développements technologiques à mener et les étapes de caractérisation nécessaires. Nous avons également mène des mesures pour déterminer le domaine de longueurs d'onde sur lequel il y a effectivement un guidage du mode fondamental.

L'interférométrie astronomique est une technique observationnelle qui forme des interférences avec le rayonnement d'une source à la sortie de différentes ouvertures indépendantes. L'interférométrie monomode (optique fibrée ou optique intégrée) est une catégorie importante de l'interférométrie pour laquelle les faisceaux se propagent à l'intérieur des guides d'onde, les plus populaires étant les fibres optiques. Les guides d'ondes ne sont pas très bien connus de la communauté astronomique. Ils sont souvent présentés comme des entonnoirs à photons, où le nombre de photons injectés est simplement calculé à partir d'un taux de couplage. Ni la propagation dans la fibre, ni l'effet du guide sur le spectre spatial de la source ne sont considérés. Le but de ce travail est de mieux comprendre comment marche le filtrage optique monomode. Après avoir rappelé pourquoi et dans quel contexte les guides d'ondes ont été introduits interférométrie, je vais présenter la physique du filtrage modal sous un angle théorique. Une attention particulière sera portée au problème de la normalisation des modes rayonnés dans une structure guidante. Une approche mathématique originale a été développée et permet de calculer les modes rayonnés de n'importe qu'elle structure multicouche fortement ou faiblement guidante. L'application de la méthode à la fibre optique circulaire bi-couche a permis de calculer la densité spectrale et dévaluer la réjection des modes rayonnés excités par une tâche d'Airy. Nous montrons que la dynamique de la réjection est rapide mais ralentit dans la longueur du guide. De plus des phénomènes interférentiels entre le mode guidé et le paquet d'ondes rayonnés conduisent à la notion d'optimum local pour la réjection en terme de taille de région d'intégration du flux dans le plan transverse du guide. La seconde partie de ce travail est dédiée à l'étude formelle de la relation objet-image dans un interféromètre fibré. Sur une base mathématique rigoureuse nous étudions comment se propage la cohérence partielle à travers le système optique. Nous montrons que les mesures de visibilité sont biaisées à cause de la réduction du champ de vue induite par la présence des guides.

Depuis quelques années, l'interférométrie radar a largement démontré son aptitude à recréer des Modèles Numériques de Terrain (MNT). Cependant, son usage reste délicat aux hautes résolutions, notamment en milieu urbain. En effet, les caractéristiques géométriques d'acquisition et les propriétés de l'onde radar créent des ambiguïtés dans le signal interférométrique. Dans un premier temps, une approche par simulation a donc été retenue, afin d'étudier l'impact des phénomènes mis en jeu, et de tester les techniques susceptibles de lever les ambiguïtés. Ainsi, les travaux sur la haute résolution radar ont mis en évidence des cas de corrélation spatiale de la phase sur des données réelles et simulées. Une proposition de modélisation du phénomène a été effectuée, et nous en avons montré les implications dans le cadre des traitements interférométriques. Nous avons ensuite étudié la possibilité d'un traitement optimal des zones de repliement pour la reconstruction du 3D sur des données simulées, grâce à des techniques de filtrage fréquentiel. Enfin, nous avons souligné l'intérêt d'une reconstruction adaptée à l'objet traité, grâce à une classification floue obtenue à partir de l'ensemble des informations extraites de l'image.