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.

L'interférométrie optique en astronomie est une technique permettant de sonder les objets observés à une résolution spatiale impossible à atteindre avec un télescope unique. Ce domaine d'instrumentation entre dans une nouvelle phase avec l'arrivée de nouveaux instruments combinant de très grands télescopes sur des bases allant jusqu'à 200m. AMBER (Astronomical Multi BEam Recombiner) est l'instrument recombineur à trois télescopes du VLTI (Very Large Telescope Interferometer) qui apporte à la fois de la résolution spectrale et des capacités d'imagerie sur cette infrastructure à la pointe de la recherche astrophysique. Je présente dans cette thèse mon apport au traitement du signal de l'instrument AMBER afin d'obtenir les observables nécessaires à l'exploitation scientifique des données. J'y présente l'approche dans le plan image qui a été utilisée et validée sur le ciel avec cet instrument, insi que les observables différentielles chromatiques que j'ai développées spécifiquement. Les observables différentielles chromatiques consistent à comparer la mesure de franges enregistrées simultanément entre deux longueurs d'ondes proches. Cela permet de reconstruire une fraction très substancielle de l'information de phase de l'objet, perdue par les estimateurs classiques jusque là utilisés en interférométrie. Je développe aussi le potentiel de ces observables ainsi que leur application pratique sur l'étude de divers objets astrophysiques dont les étoiles à enveloppe et les objets binaires.

Il est actuellement admis que la formation des étoiles de faible masse à partir d'un nuage de gaz passe par une étape où l'objet central est entouré d'un disque de matière dans lequel les planètes peuvent ensuite se former. L'étude d'un tel disque a deux objectifs principaux : comprendre la séquence évolutive de formation stellaire et la formation des planètes. Le transfert radiatif dans cet objet revêt une importance primordiale : en raison du frottement visqueux ou de l'éclairement par l'étoile notamment, le disque est chauffé. Les processus de production et de propagation de l'énergie thermique dans ce disque en conditionnent ainsi les propriétés physico-chimiques, ce qui a de multiples conséquences sur sa structure.<br> Je présente une étude de ces disques fondée sur une description analytique poussée du transfert radiatif, afin de retarder l'étape de mise en oeuvre numérique. Cette méthode possède l'avantage de permettre une meilleure compréhension des processus et des conditions physiques dans ces objets. Afin de contraindre les paramètres du modèle, j'ai choisi d'établir un diagnostic observationnel novateur sur la base de la distribution spectrale d'énergie, technique bien connue, et des visibilités obtenues en interférométrie optique à longue base, récentes et prometteuses car elles permettent d'obtenir des informations spatiales à l'échelle de l'unité astronomique pour les étoiles jeunes les plus proches.<br> Je commence par une généralisation des approches analytiques du transfert dans les atmosphères stellaires, en reliant la température en tout point à la profondeur optique, avec deux différences notables : le chauffage visqueux a lieu sur l'ensemble du disque et la surface est éclairée par l'étoile. Ce formalisme est ensuite employé dans une simulation numérique de disque chauffé par la viscosité seule. Ensuite, j'élabore une version simplifiée du transfert dans un disque à deux couches : une surface chauffée par la couche interne et par l'étoile, et un intérieur chauffé par la viscosité et par la couche externe. Cette version permet d'obtenir des formules analytiques simplifiées décrivant les conditions physiques dans un disque présentant les deux sources de chauffage énoncées.<br> Enfin, je m'attèle à l'interprétation des observations. Après une étude prospective concernant les possibilités ouvertes par l'interférométrie pour les objets marginalement résolus, je présente des ajustements du modèle à deux couches aux étoiles jeunes de faible masse déjà observées en interférométrie.

L’interférométrie optique/IR à longue base a été récemment mise en place comme une technique capable de résoudre spatialement les étoiles et leurs environnements circumstellaires au niveau de la milliseconde d'angle (mas). Cette haute résolution ouvre toute une nouvelle fenêtre pour l'étude des systèmes astrophysiques, fournissant des informations inaccessibles par d'autres techniques. Les disques astrophysiques sont observés dans une grande variété de systèmes, de galaxies jusqu'aux anneaux planétaires, partageant communément des processus physiques similaires. Deux disques particuliers sont étudiés dans la thèse: (i) les étoiles B He-riches qui présente des champs magnétiques de l'ordre de kG et que confine leurs vents dans des structures appelées magnétosphères; et (ii) les étoiles Be, rotateurs rapides qui présentent des disques circumstellaires épisodiques. Cette étude utilise la technique interférométrique pour étudier à la fois la photosphère et l'environnement circumstellaire de ces étoiles. L'objectif est de combiner l'interférométrie avec d'autres techniques d'observation (telles que la spectroscopie et la polarimétrie) pour effectuer une description physique complète et bien contraindre ces systèmes. Cette description est acquise par l'interprétation de l'ensemble des observations par des modèles de transfert radiatif. / Optical long baseline interferometry was recently established as a technique capable of resolving stars and their circumstellar environments at the milliarcsecond (mas) resolution level. This high-resolution opens an entire new window to the study of astrophysical systems, providing information inaccessible by other techniques. Astrophysical disks are observed in a wide variety of systems, from galaxies up to planetary rings, commonly sharing similar physical processes. Two particular disk like systems are studied in the thesis: (i) B He-rich stars that exhibits magnetic fields in order of kG and that trap their winds in structures called magnetospheres; and (ii) Be stars, fast rotating stars that create circumstellar viscous disks. This study uses the interferometric technique to investigate both the photosphere proper and the circumstellar environment of these stars. The objective is to combine interferometry with other observational techniques (such as spectroscopy and polarimetry) to perform a complete and well-constrained physical description of these systems. This description is accompanied by radiative transfer models.

Le présent travail de thèse a consisté en un diagnostic d’une colonne de plasma d’un mélange d’argon et de CO2, créée par une décharge éclatant dans un réacteur cylindrique, entre deux électrodes pointues en tungstène, sous une tension d’amorçage de 10KV, un courant de 100 à 300mA, et à pression atmosphérique. Le diagnostic du plasma a été réalisé à l’aide d’un laser Hélium Néon (raie 632.8nm), d'un interféromètre de Mach-Zehnder et d’un spectromètre à fibre optique. Après calcul de la composition du mélange d’Argon et de CO2 en fonction de la température par la méthode de minimisation de l’enthalpie libre de Gibbs, on a déterminé la densité des espèces. Utilisant les propriétés des particules soumises à une onde électromagnétique, et la relation de Gladstone Dale qui lie l’indice de Réfraction d’un Gaz à sa densité et à sa température, nous avons calculé l’évolution de la réfractivité du milieu. Ensuite nous l’avons mesurée pour obtenir les profils radiaux de température par la transformée de Fourier et l’inversion d’Abel, des cartes de phase obtenues par interférométrie optique. Ce travail a été complété par une analyse par spectroscopie optique moléculaire d’émission. Utilisant le système de Swan de la molécule C2 (d3!g – a3!u) comme pyromètre, notamment les bandes 01(5635.2 Å) et 12 (5585.5 Å), nous avons déterminé les températures vibrationnelles et rotationnelles du plasma. Un programme en FORTRAN a été mis au point, pour la simulation des bandes moléculaires. Nous avons diagnostiqué la colonne de plasma sur toute sa largeur et dressé un profil de température radial. Les températures vibrationnelles et rotationnelles nous ont permis de calculer l’écart à l’équilibre thermodynamique. / This work of thesis consisted of a diagnosis of a column of plasma of a mixture of argon and CO2 created by a discharge bursting in a cylindrical engine, between two pointed tungsten electrodes, under a voltage of 10KV, a current of 100 to 300mA, at atmospheric pressure. The diagnosis of plasma was carried out using a laser Helium Neon (line 632.8nm), of an interferometer of Mach-Zehnder and a spectrometer with optical fibre. After calculation of the mix design of Argon and CO2 according to the temperature by the method of minimization of the free enthalpy of Gibbs, one determined the density of the species. Using the properties of the particles subjected to an electromagnetic wave, and the relation of Gladstone Dale which binds the index of Refraction of a Gas to its density and its temperature, we calculated the evolution of the refractivity of the medium. Then we measured it to obtain the radial profiles of temperature by the Fourier transform and the inversion of Abel, of the charts of phase obtained by optical interferometry. This work was supplemented by an analysis by molecular optical spectroscopy of emission. Using the system of Swan of the molecule C2 (d3!g – a3!u) like pyrometer, in particular the bands 01(5635.2 Å) and 12 (5585.5 Å), we determined the vibrational and rotational temperatures in the plasma. A Fortran program was developed, for the simulation of the molecular bands. We diagnosed the column of plasma over all its width and drew up a radial profile of temperature. The calculation of the vibrational and rotational temperatures enabled us to calculate the variation with thermodynamic balance.

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.

L'étude de l'environnement circumstellaire des étoiles de la Séquence Principale concerne la plus grande partie des étoiles ;elle est en outre étroitement liée aux études connexes de la formation des étoiles et des systèmes planétaires. Cependant, l'approche observationnelle est rendue difficile par la très faible luminosité des milieux circumstellaires. Elle requiert donc une grande sensibilité ainsi qu'une haute résolution spatiale. D'une part, j'ai étudié l'applicabilité et l'efficacité de certains moyens observationnels pour cette étude. Cela m'a conduit en particulier à discuter les possibilités théoriques et réelles de la coronographie stellaire associée à l'optique adaptative, ainsi que celles de l'interférométrie optique et infrarouge. D'autre part, j'ai poursuivi l'étude d'environnements circumstellaires par de nouvelles observations. La spectroscopie tout d'abord a permis d'approfondir l'analyse de la composante circumstellaire gazeuse du prototype Beta Pictoris. En imagerie ensuite, à l'aide de la technique de coronographie avec optique adaptative, j'ai cherché à détecter la lumière diffusée par la poussière autour de cette étoile et d'autres candidats. Enfin, les observations sont interprétées pour améliorer notre connaissance de la distribution de matériau circumstellaire, ainsi que ses propriétés physiques et chimiques. Ces informations sont alors comparées à d'autres résultats récents, et placées dans une perspective évolutive sur les échelles de temps caractéristiques du système, à partir des résidus de nébuleuse proto-planétaire.

Le sujet de ce mémoire est l'étude d'un interféromètre de Fizeau a décalage de phase pour la mesure de surfaces planes et sphériques a des précisions nanométriques. Nous avons recensé et étudié les sources de limitation et recherche les conditions ou les solutions rendant leur contribution inférieure a un millième de longueur d'onde en valeur crête à crête (la longueur d'onde est égale a 632,8 nanomètres). Six sources potentielles d'erreurs ont été examinées: la source laser, la détection, l'élément qui crée le déphasage, le diffuseur mobile du système d'imagerie, les aberrations géométriques des composants optiques et la nature même des interférences. Nous avons optimise la configuration interférométrique. De nouveaux algorithmes ont été développes. Ils sont basés sur des méthodes des moindres carres non linéaires. Ces algorithmes sont auto calibrés mais demandent beaucoup de temps de calcul. Pour obtenir des resultats rapidement, nous avons complete nos techniques de depouillement par une méthode basée sur une correction a posteriori de la formule de carre. La validation a montré les performances de l'instrument. Avec les méthodes basées sur les moindres carrés, les mesures de bruit ont montre que les fluctuations aléatoires sont de l'ordre de 0,21 nanomètres rms ; les erreurs systématiques ont une contribution inférieure a 1,8 nanomètres crête à crête. La cale piézo-électrique qui réalise le déphasage, et le bruit de la détection, sont en fait les principales sources de limitation. La correction des défauts de positionnement de la cale piézo-électrique a été essayée sur l'algorithme de carre et sa post correction ; les résultats indiquent une exactitude meilleure que 1 nanomètre crête à crête. L'interféromètre de Fizeau a décalage de phase a été applique a l'étalonnage absolu de surfaces planes. Une méthode basée sur des combinaisons de translations et de rotations d'une des surfaces par rapport a l'autre, a été présentée. Cette méthode a été utilisée pour la mesure d'une surface plane en silice.

L'objectif de ce travail est le développement d'un interféromètre à chemin commun entièrement passif pour détecter des ondes acoustiques hautes fréquences (GHz-THz). Ce travail s'inscrit dans le domaine de l'acoustique picoseconde. La génération et la détection des ultrasons sont réalisées par l'utilisation combinée de lasers impulsionnels et de dispositifs pompe-sonde résolus en temps. L'originalité de la détection interférométrique proposée réside dans l'utilisation d'un unique cristal biréfringent pour créer une paire d'impulsions séparée de quelques picosecondes puis les recombiner et générer les interférences. Nous dressons dans le premier chapitre un état de l'art des différentes méthodes interférométriques actuellement utilisées en acoustique picoseconde. Dans le second chapitre nous détaillons le principe de l'interféromètre développé et nous modélisons son fonctionnement à l'aide du formalisme de Jones. Nous montrons que, suite à l'excitation induite par l'impulsion pompe, il est possible de mesurer indépendamment la dérivée temporelle de l'amplitude ou de la phase du changement relatif de réflectivité de l'échantillon. Enfin, le troisième chapitre est consacré à la caractérisation expérimentale de l'interféromètre puis à l'illustration des potentialités de cet interféromètre en acoustique picoseconde. Les expériences ont été réalisées sur deux échantillons différents : un film mince optiquement absorbant puis un film transparent déposé sur un transducteur métallique. / The purpose of this work is to develop a fully passive in-line common-path femtosecond interferometer for the detection of high frequencies acoustic waves (GHz-THz). This work falls within the picosecond acoustic domain. The generation and the detection of ultrasounds are performed through the combined use of pulsed lasers and optical pump-probe time-resolved setups. The originality of the interferometric detection we propose lies in the use of a single birefringent crystal frst to generate a pair of phase-locked pulses and second to recombine them to interfere. We present in the first chapter a state-of-the-art of the interferometric setups currently used in picosecond acoustics. In the second chapter, we describe the principle of operation of the interferometer we have developed. Then we model the sensitivity of the interferometer inthe framework of the Jones formalism. We show that it is possible to measure independently the pump-induced modification of either the real or imaginary parts of the complex reflection coefficient of the sample. Finally, in the third chapter, the experimental characterization of the setup is detailed and we illustrate the performance of the interferometer through picosecond opto-acoustic measurements. Experiments are performed on two different samples : an opticallyabsorbing thin film and a transparent substrate coated with a metallic transducer.

Ma thèse s'inscrit dans le contexte du développement de GRAVITY, instrument de deuxième génération du VLTI, dont la première lumière est prévue pour 2014. GRAVITY pourra recombiner jusqu'à quatre télescopes en bande K (~2,2 µm). Par stabilisation de la phase sur une étoile de référence de magnitude aussi faible que K=10, il permettra de réaliser des mesures astrométriques avec une précision de 10 µas sur des objets jusqu'à K=15, et des images à référence de phase jusqu'à K=16 avec une résolution de 4 mas. Mon travail de thèse consiste à développer les algorithmes du suiveur de franges de GRAVITY, sous-système essentiel pour permettre à l'instrument d'atteindre ces limites de sensibilité inégalées en interférométrie longue base infrarouge. Pour rendre possible des intégrations supérieures à 100 s sur la voie scientifique, il devra stabiliser les différences de marche à des résidus inférieurs à 350 nm rms sur l'étoile de référence, malgré les perturbations provoquées par le piston atmosphérique, des vibrations instrumentales, et des variations de flux des faisceaux recombinés. Dans ce but, j'ai réalisé des simulations numériques de la boucle de contrôle dans son ensemble, en modélisant de façon réaliste les différentes sources de perturbations générant des fluctuations de différence de marche et des variations de flux dans les faisceaux recombinés. J'ai ainsi démontré que, par l'utilisation d'un contrôleur prédictif basé sur un filtre de Kalman utilisant un modèle des perturbations pour calculer les commandes aux actionneurs, les franges seront stabilisées à 310 nm rms sur une étoile de magnitude 10 dans les conditions d'observation attendues au VLTI en 2014. J'ai montré cependant que ces performances diminuaient fortement pour des conditions moins favorables. De plus, j'ai analysé l'efficacité du contrôleur Kalman pour compenser le piston atmosphérique et les vibrations par rapport aux algorithmes actuellement utilisés au VLTI. À partir de mesures sur ciel avec l'instrument PRIMA, j'ai montré que les perturbations sont mieux corrigées avec un contrôleur Kalman qu'avec le suiveur de franges de PRIMA. De plus, j'ai démontré par des simulations numériques que le filtre Kalman est plus efficace pour compenser les vibrations que l'algorithme VTK, consacré à leur correction au VLTI. J'ai également développé un démonstrateur de laboratoire du suiveur de franges de GRAVITY, dans le but d'en valider expérimentalement la boucle de contrôle. J'ai ainsi pu analyser des spécificités absentes des simulations initiales, telles que la procédure d'étalonnage, et l'analyse de biais induits par une dispersion spectrale imparfaite. Enfin, j'ai participé à un programme astrophysique pour lequel j'ai réalisé et analysé des observations interférométriques de la binaire X à forte masse Vela X-1 en infrarouge. J'ai mesuré un vent stellaire de tailles differentes dans les bandes H et K, démontrant la présence soit d'un fort gradient de température, soit d'évènements temporaires dans le vent. Une fois GRAVITY opérationnel, cette étude préliminaire sera étendue à des binaires X moins lumineuses, grâce à sa sensibilité inédite en interférométrie infrarouge. Pour conclure, mon travail de thèse a permis de démontrer que les performances du suiveur de franges sont compatibles avec les spécifications de GRAVITY, en faisant par conséquent le premier suiveur de franges à quatre télescopes à fonctionner sur des sources faibles, et ce malgré des perturbations importantes. GRAVITY et son suiveur de franges ouvrent ainsi la voie à des observations astrophysiques inédites en interférométrie optique.