La recherche de connaissance de plus en plus précise sur l'évolution de l'univers depuis le big bang, implique le développement d'instruments sub-millimétriques appliqués à la cosmologie observationnelle, comme la caméra bolométrique. Dans ce contexte, il est apparu le besoin de disposer d'un instrument capable de caractériser optiquement l'indice spectral, la transmission et l'absorption de divers matériaux constituant la caméra (matrice de détecteurs, filtres, lentilles...). De plus, l'évolution des besoins observationnels nous pousse aussi à caractériser ces éléments optiques en lumière polarisée et sous différentes températures.<br /><br />Le travail de cette thèse a porté sur la conception, la réalisation puis l'utilisation de l'ensemble de cette chaîne instrumentale. Elle est constituée de trois parties : l'interféromètre, le cryostat optique et l'acquisition et le traitement des données. L'interféromètre de type Martin Puplett est un spectromètre millimétrique par transformée de Fourier. Le principe de fonctionnement est voisin de celui d'un interféromètre de Michelson. Un signal optique polarisé incident, modulé entre un corps noir à 300K et à 70K, est séparé en deux faisceaux grâce à une grille séparatrice, puis interfèrent après avoir parcouru des distances différentes. Le signal transmis par le système est polarisé puis lu par un détecteur de rayonnement, appelé bolomètre, refroidi à 2K. Le cryostat optique permet de refroidir ce bolomètre par détente sur l'hélium liquide et de caractériser des échantillons à 4K. L'acquisition des données est réalisée via une carte électronique qui module le signal du bolomètre et amplifie la réponse. Ensuite, une interface graphique permet d'une part de commander et de contrôler son fonctionnement, et d'autre part de visualiser la réponse spectrale et de rediriger les données vers un autre programme de traitement des données. A l'issu de ce programme, on obtient des réponses spectrales allant de 50 à 3000 GHz avec une résolution pouvant aller jusqu'à 1,3 GHz et une précision en amplitude de 1 %. Ces réponses peuvent être obtenues sous sept différentes polarisations du champ électrique comprises entre 0 et 90°. Cet instrument nous a permis de caractériser différents filtres, lentilles et matrices de bolomètres, prochainement installés dans la caméra bolométrique.

Les observations astronomiques nous permettent d’étudier l’univers et de comprendre les phénomènes qui le gouvernent. La matière visible dans l’univers émet des ondes à des fréquences très diverses, réparties sur tout le spectre électromagnétique (domaines radio, submillimétrique, infrarouge, visible, ultraviolet, X et gamma). Ces ondes nous renseignent sur certaines caractéristiques physico-chimiques des éléments observés (nature, température, mouvement, etc.). Des télescopes couvrant différentes plages de fréquences sont nécessaires pour observer l’ensemble du spectre électromagnétique. Les radio-télescopes, sensibles aux ondes (sub)millimétriques, sont principalement dédiés à l’observation de la matière froide présente dans le milieu interstellaire. Le milieu interstellaire est le berceau des étoiles et son étude est essentielle pour comprendre les différentes étapes de la vie des étoiles. La fréquence maximale d’observation des radio-télescopes est en augmentation depuis la fabrication des premiers radio-télescopes dans les années 1930. Récemment, des radio-télescopes capables de détecter des signaux dans l’infrarouge lointain, au delà de 1 THz, ont été développés. Ces avancées technologiques ont été motivées, entre autres, par la présence, dans le milieu interstellaire, de molécules et d’ions uniquement observables à des fréquences supérieures à 1 THz. Pour observer des raies avec une haute résolution spectrale, les radio-télescopes sont équipés de récepteurs hétérodynes. Ce type de récepteur permet d’abaisser la fréquence de la raie spectrale observée tout en conservant ses caractéristiques (une raie observée à 1 THz peut, par exemple, être décalée à une fréquence de 1 GHz). Cette technique permet d’observer des raies avec une très haute résolution spectrale et c’est pourquoi les récepteurs hétérodynes sont largement utilisés pour les observations de raies spectrales aux fréquences GHz et THz. Dans les récepteurs hétérodynes, un oscillateur local (OL) émet un signal monochromatique à une fréquence très proche de celle du signal observé. Les deux signaux sont superposés à l’aide d’un diplexeur et transmis à un mélangeur. Ce dernier réalise le battement des deux signaux et génère un signal identique au signal observé mais à une fréquence plus faible. Durant ma thèse, j’ai travaillé sur la construction, la caractérisation et l’amélioration d’un récepteur hétérodyne à 2.6 THz. Cette fréquence d’observation (2.6 THz) est l’une des plus hautes atteintes par les récepteurs hétérodynes THz existant actuellement, ce qui constitue un défi technologique très important. Dans le but de caractériser et d’améliorer ce récepteur, je me suis concentré sur trois aspects essentiels ..... / (Sub)Millimeter-telescopes are often used to observe the interstellar medium in the universe and they enable us to study the stellar life cycle. To detect and study some important molecules and ions, we need receivers able to observe at frequencies above 1 THz. Receivers working at such high frequencies are quite new and the 2.6 THz heterodyne receiver I built and characterized during my PhD represents the state-of-the-art of THz heterodyne receivers. I especially focused on three important aspects of this receiver: its stability, the superimposition of the local oscillator signal (LO) and the observed signal by a diplexer, and the splitting of the LO signal by a phase grating. The stability was calculated with the Allan variance and I found that the two elements limiting the stability of our receiver were the 1.4 THz local oscillator and the mixer bias supply. The Martin-Puplett interferometer (MPI) diplexer I designed, built and tested is able to transmit 76 % of the LO power at 2.6 THz and we estimate a transmittance around 79 % for the observed signal. This MPI is operational and ready for the next generation of heterodyne receivers. Splitting the LO signal is essential to build heterodyne receivers with several pixels, which allows us to get spectra of the universe at many positions in the sky simultaneously. I have developed a new kind of grating, called Global gratings, and I made two prototypes of these Global phase gratings able to split the LO beam into four beams. These two phase grating prototypes, a transmissive and a reflective one, were optimized for 610 GHz and showed, respectively, an efficiency of 62 ± 2 % and 76 ± 2 %. These excellent results validate the design and fabrication processes of this new kind of grating. In conclusion, the work accomplished during this PhD constitutes an important step toward the realization of a very stable and highly sensitive 2.6 THz multi-pixel heterodyne receiver using a MPI diplexer.