Depuis plus d'un siècle, la relation période-luminosité (P-L) des étoiles Céphéides est un échelon fondamentale de l'échelle des distances cosmologiques. Cependant, l'estimation des distances à partir de cette loi n'est précise qu'à ∼ 5 % et cette incertitude est principalement due à son étalonnage. L'amélioration de cet étalonnage nécessite une détermination précise (de manière indépendante de la relation P-L) de la distance des Céphéides proches. Jusqu'à récemment, les Céphéides étaient considérées comme dépourvues de matériel circumstellaire. En 2005, des observations interférométriques VLTI/VINCI et CHARA/FLUOR ont révélé l'existence d'enveloppe circumstellaire autour de certaines Céphéides. Ce ma- tériel environnant est particulièrement intéressant pour deux raisons : il pourrait avoir un impact sur l'estimation des distances et pourrait être lié à une perte de masse passée ou en cours. L'utilisation de la méthode de Baade-Wesselink classique pour la détermination indépendante des distance pourrait être significativement biaisée par la présence de ces enveloppes. Bien que leurs observations soient difficiles à cause du fort contraste entre la photosphère de l'étoile et l'enveloppe circumstellaire, plusieurs techniques d'observations ont le potentiel d'améliorer notre connaissance sur leurs propriétés physiques. Dans ce manuscrit, je discute en particulier des techniques de haute résolution angulaire que j'ai appliqué pour l'étude de plusieurs Céphéides Galactiques. Dans un premier temps j'ai utilisé des observations de la Céphéide RS Puppis en imagerie par optique adaptative avec NACO, couplée à un mode d'observation dit "cube", pour déduire le rapport de flux entre l'enveloppe et la photosphère de l'étoile dans deux bandes étroites centrées sur λ = 2.18 μm et λ = 1.64 μm. De plus grâce au mode cube, j'ai également pu effectuer une étude statistique du bruit de speckle me permettant d'étudier une éventuelle asymétrie. Dans un second temps, j'ai analysé des données VISIR pour étudier la distribution d'éner- gie spectrale d'un échantillon de Céphéides. Ces images, qui sont limitées par la diffraction, m'ont permis d'effectuer une photométrie précise dans la bande N et de mettre en évi- dence un excès infrarouge lié à la présence d'une composante circumstellaire. D'autre part en appliquant une analyse de Fourier j'ai montré que certaines de ces composantes sont résolues. J'ai ensuite exploré la bande K′ avec l'instrument de recombinaison FLUOR pour certaines Céphéides brillantes. Grâce à de nouvelles données sur l'étoile Y Oph, j'ai approfondi l'étude de son enveloppe circumstellaire. En utilisant un modèle d'étoile entourée d'une couronne sphérique, j'ai déterminé une taille angulaire de 4.54 ± 1.13 mas et une profondeur optique de 0.011 ± 0.006. Pour deux autres Céphéides, U Vul et S Sge, j'ai appliqué la méthode de Baade-Wesselink afin d'estimer une première mesure directe de leur distance. J'ai trouvé unedistanceded = 647 ± 45pcetd = 661 ± 57pc,respectivementpourUVuletSSge,ainsi qu'un rayon linéaire moyen R = 53.4 ± 3.7 R⊙ et R = 57.5 ± 4.9 R⊙ respectivement.

Afin d'améliorer les moyens d'observation en Haute Résolution Angulaire les télescopes acquièrent des diamètres de taille considérable. L'optimisation de ces grands télescopes de type E-ELT nécessite une caractérisation complète des sites devant les accueillir ainsi que des coupoles qui vont les abriter. En se basant sur une étude expérimentale effectuée sur le site du VLT (Paranal) on montre que la caractérisation verticale de la turbulence donnée par les profils de Cn2 et d'échelle externe est plus représentative des conditions réelles d'observation. Sachant, que le site qui va accueillir le futur E-ELT est à seulement quelques kilomètres de Paranal, les résultats vont servir à définir les spécifications des systèmes de compensation prévus pour cette nouvelle génération de grands télescopes. Cette étude a permis aussi la mise en évidence de la couche de surface et on a établi une estimation de son altitude et de son énergie. On montre que la couche de surface contribue significativement à la dégradation du front d'onde incident sur le télescope. Sa localisation près du sol soulève des questions sur son interaction avec les coupoles qui sont de même taille. LOTUCE un nouvel instrument développé dans le cadre de mon travail de thèse, a été proposé pour étudier l'interaction de cette couche de surface avec la coupole. En se basant sur la mesure des angles d'arrivée (AA) sur différents points du front d'onde, LOTUCE donne une estimation des paramètres optiques de la turbulence comme le paramètre de Fried, le temps de cohérence et l'échelle externe. La modélisation de la turbulence locale est alors possible en étudiant les courbes de covariance des AA dans les deux directions longitudinale et transverse. La dernière partie de ce travail a porté sur l'évolution temporelle de la turbulence optique. Il s'agit d'une étude basée sur l'estimation du temps de cohérence à partir de l'analyse statistique des fluctuations d'AA. Cette méthode utilisée par GSM a été validée par une simulation numérique. Ces résultats montrent que ce paramètre est plus sensible aux conditions de mesures et aux contraintes instrumentales.

Cette thèse porte sur l’amélioration des techniques d’imagerie à haut-contraste permettant la détection directe de compagnons à de faibles séparations de leur étoile hôte. Plus précisément, elle s’inscrit dans le développement du Gemini Planet Imager (GPI) qui est un instrument de deuxième génération pour les télescopes Gemini. Cette caméra utilisera un spectromètre à champ intégral (SCI) pour caractériser les compagnons détectés et pour réduire le bruit de tavelure limitant leur détection et corrigera la turbulence atmosphérique à un niveau encore jamais atteint en utilisant deux miroirs déformables dans son système d’optique adaptative (OA) : le woofer et le tweeter. Le woofer corrigera les aberrations de basses fréquences spatiales et de grandes amplitudes alors que le tweeter compensera les aberrations de plus hautes fréquences ayant une plus faible amplitude. Dans un premier temps, les performances pouvant être atteintes à l’aide des SCIs présentement en fonction sur les télescopes de 8-10 m sont investiguées en observant le compagnon de l’étoile GQ Lup à l’aide du SCI NIFS et du système OA ALTAIR installés sur le télescope Gemini Nord. La technique de l’imagerie différentielle angulaire (IDA) est utilisée pour atténuer le bruit de tavelure d’un facteur 2 à 6. Les spectres obtenus en bandes JHK ont été utilisés pour contraindre la masse du compagnon par comparaison avec les prédictions des modèles atmosphériques et évolutifs à 8−60 MJup, où MJup représente la masse de Jupiter. Ainsi, il est déterminé qu’il s’agit plus probablement d’une naine brune que d’une planète. Comme les SCIs présentement en fonction sont des caméras polyvalentes pouvant être utilisées pour plusieurs domaines de l’astrophysique, leur conception n’a pas été optimisée pour l’imagerie à haut-contraste. Ainsi, la deuxième étape de cette thèse a consisté à concevoir et tester en laboratoire un prototype de SCI optimisé pour cette tâche. Quatre algorithmes de suppression du bruit de tavelure ont été testés sur les données obtenues : la simple différence, la double différence, la déconvolution spectrale ainsi qu’un nouvel algorithme développé au sein de cette thèse baptisé l’algorithme des spectres jumeaux. Nous trouvons que l’algorithme des spectres jumeaux est le plus performant pour les deux types de compagnons testés : les compagnons méthaniques et non-méthaniques. Le rapport signal-sur-bruit de la détection a été amélioré d’un facteur allant jusqu’à 14 pour un compagnon méthanique et d’un facteur 2 pour un compagnon non-méthanique. Dernièrement, nous nous intéressons à certains problèmes liés à la séparation de la commande entre deux miroirs déformables dans le système OA de GPI. Nous présentons tout d’abord une méthode utilisant des calculs analytiques et des simulations Monte Carlo pour déterminer les paramètres clés du woofer tels que son diamètre, son nombre d’éléments actifs et leur course qui ont ensuite eu des répercussions sur le design général de l’instrument. Ensuite, le système étudié utilisant un reconstructeur de Fourier, nous proposons de séparer la commande entre les deux miroirs dans l’espace de Fourier et de limiter les modes transférés au woofer à ceux qu’il peut précisément reproduire. Dans le contexte de GPI, ceci permet de remplacer deux matrices de 1600×69 éléments nécessaires pour une séparation “classique” de la commande par une seule de 45×69 composantes et ainsi d’utiliser un processeur prêt à être utilisé plutôt qu’une architecture informatique plus complexe. / The main goal of this thesis is the improvement of high-contrast imaging techniques enabling the direct detection of faint companions at small separations from their host star. More precisely, it answers some questions linked to the development of the Gemini Planet Imager (GPI), a second generation instrument for the Gemini telescopes. This instrument will use an integral field spectrometer (IFS) to characterize the detected faint companions and to attenuate the speckle noise limiting their detection. Moreover, it will use a combination of two deformable mirrors, the woofer and the tweeter, in its adaptive optics (AO) system in order to reach the atmospheric turbulence correction sought. The woofer corrects the low spatial frequency high amplitude aberrations while the ones with a high frequency and a low amplitude are compensated by the tweeter. First, the high-contrast imaging performance achieved by current on-line IFS on 8-10 m telescopes are investigated through the observation of the faint companion to the star GQ Lup using the IFS NIFS and the AO system ALTAIR presently in function on the telescope Gemini North. The angular differential imaging (ADI) technique is used to reach an attenuation of the speckle noise by a factor of 2 to 6. The JHK spectra obtained were used to constrain the mass of the companion to 8−60 MJup making it most likely a brown dwarf. MJup represents the mass of Jupiter. Current on-line IFS were conceived to be versatile so that they could be used in many astrophysical fields. Hence, their conception was not optimized for high-contrast imaging. The second part of this thesis objective was to build and test in the laboratory an IFS optimized for this task. Four speckle suppression algorithms were tested on the resulting data: the simple difference, the double difference, the spectral deconvolution and a novel algorithm developed in this thesis dubbed the spectral twin algorithm. We found the spectral twin algorithm to be the most efficient to detect both types of companions tested: methanated and non-methanated. The detection signal-to-noise ratio was improved by a factor up to 14 for the methanated companion and up to 2 for a non-methanated one. In the last part, problems linked to the wavefront correction split between two deformable mirrors are investigated. First, a method allowing to select the woofer key parameters such as its diameter, its number of actuators and its required stroke which influenced the overall instrument design is presented. Second, since GPI will use a Fourier reconstructor, we propose to split the command in the Fourier domain and to limit the modes sent to the woofer to the ones it can accurately reproduce. In GPI, this results in replacing two matrices of 1600×69 elements in the case of a classic command split scheme by a single matrix of 45×69 components with the proposed method.

L'avènement des télescopes de classe de 30 à40 m va permettre l'étude de la formation et l'évolution des galaxies primordiales de l'univers. Le concept d'optique adaptative multi-objet (MOAO) a alors été proposé pour la conception des futurs spectrographes de l'E-ELT. Cette technique repose sur un contrôle en boucle ouverte du miroir déformable, et sur la reconstruction tomographique du front d'onde dans les directions d'intérèts. La MOAO a donc besoin d'être validée sur le ciel, c'est le rôle du démonstrateur CANARY. Cet instrument est doté de voies d'analyse du front d'onde sur des étoiles guides naturelles et lasers. À partir des mesures de ces analyseurs, l'algorithme Learn&Apply estime les mesures d'un analyseur sur l'axe, communément appelé le Truth Sensor, pour piloter le miroir déformable de CANARY. Le but de l'expérience est alors de démontrer la faisabilité technique de la MOAO, et de chiffrer les performances de CANARY sur le ciel. Cette thèse a pour but de donner des éléments de réponse aux interrogations actuelles concernant la MOAO. Ce manuscrit donne une extension et une analyse détaillée de la synthèse du reconstructeur tomographique avec étoiles lasers. La modélisation complète d'un système MOAO y est discutée et validée. La thèse a consisté à recueillir des données sur le ciel de CANARY au WHT, puis à les exploiter pour évaluer les performances de la MOAO sur le ciel. Une analyse statistique de la profilométrie de la turbulence et des performances est discutée, notamment pour évaluer l'impact de la tomographie et des étoiles lasers.

Ce mémoire de thèse traite du contrôle et de la mise en forme des fronts de phase et d'énergie d'impulsions lasers brèves ultra-intenses. La première partie est consacrée à la conception et la réalisation d'une boucle d'optique adaptative pour la correction des distorsions de surface d'onde sur la chaîne laser de puissance 100 Térawatts du Laboratoire pour l'Utilisation des Lasers Intenses. Cette boucle repose sur l'utilisation d'un dispositif à cristaux liquides comme modulateur de phase et d'un interféromètre à décalage comme senseur de front d'onde. L'association de ces deux dispositifs a permis la construction d'un système innovant de mesure et mise en forme de la surface d'onde d'impulsions lasers ultra-intenses. Il est démontré qu'il permet de corriger une surface d'onde présentant d'importantes distorsions et ainsi améliorer grandement la qualité de focalisation de faisceaux lasers. Cette boucle d'optique adaptative a été testée avec succès sur la chaîne 100 Térawatts et une correction de la surface d'onde de l'ordre de 60% a ainsi pu être démontrée. La seconde partie du mémoire traite de la mise en forme d'une impulsion laser inhomogène brève permettant le pompage du milieu à gain (un plasma) d'un laser à rayons X. L'idée consiste à jouer sur le parallélisme du système de compression d'impulsions utilisé en fin de chaîne 100 Térawatts. Un modèle expliquant la génération d'une impulsion inhomogène laser brève à l'aide de ce compresseur à réseaux de diffraction est développé. Une campagne expérimentale Laser X a notamment permis de valider les prédictions théoriques annoncées par ce modèle et a montré la nécessité d'utiliser une telle impulsion inhomogène afin d'obtenir une émission laser X lorsque le pompage s'effectue par impulsion brève.

Ce mémoire de thèse traite du contrôle et de la mise en forme des fronts de phase et d'énergie d'impulsions lasers brèves ultra-intenses.<br />La première partie est consacrée à la conception et la réalisation d'une boucle d'optique adaptative pour la correction des distorsions de surface d'onde sur la chaîne laser de puissance 100 Térawatts du Laboratoire pour l'Utilisation des Lasers Intenses. Cette boucle repose sur l'utilisation d'un dispositif à cristaux liquides comme modulateur de phase et d'un interféromètre à décalage comme senseur de front d'onde. L'association de ces deux dispositifs a permis la construction d'un système innovant de mesure et mise en forme de la surface d'onde d'impulsions lasers ultra-intenses. Il est démontré qu'il permet de corriger une surface d'onde présentant d'importantes distorsions et ainsi améliorer grandement la qualité de focalisation de faisceaux lasers. Cette boucle d'optique adaptative a été testée avec succès sur la chaîne 100 Térawatts et une correction de la surface d'onde de l'ordre de 60% a ainsi pu être démontrée.<br />La seconde partie du mémoire traite de la mise en forme d'une impulsion laser inhomogène brève permettant le pompage du milieu à gain (un plasma) d'un laser à rayons X. L'idée consiste à jouer sur le parallélisme du système de compression d'impulsions utilisé en fin de chaîne 100 Térawatts. Un modèle expliquant la génération d'une impulsion inhomogène laser brève à l'aide de ce compresseur à réseaux de diffraction est développé. Une campagne expérimentale Laser X a notamment permis de valider les prédictions théoriques annoncées par ce modèle et a montré la nécessité d'utiliser une telle impulsion inhomogène afin d'obtenir une émission laser X lorsque le pompage s'effectue par impulsion brève.

L’étoile laser polychromatique (ELP) fournit la référence de phase à une optique adaptative (OA)pour corriger les surfaces d’onde turbulentes, y compris leur pente. L’ELP, générée dans la mésosphère parune excitation résonnante à deux photons du sodium, repose sur la déviation chromatique des images. Uneimagerie dans le visible devient possible, et est indispensable pour 80% des programmes astrophysiquesprioritaires de l'E-ELT.L’ELP requiert un écart-type des mesures de position 26 fois inférieur au cas classique. Cela m’a amené àétudier le projecteur laser interférométrique. J’ai mis au point un correcteur de base polychromatique pourégaliser la période des franges et un correcteur de phase pour compenser la réfraction atmosphérique. J’aiétudié l'optique de mesure des franges, et de séparation entre l'ELP et l’objet observé.La précision requise m’a conduit à étudier dans quelles conditions l’algorithme du maximum devraisemblance tend vers la borne de Cramér-Rao.J’ai également développé un modèle numérique de bout en bout pour simuler l’ELP depuis les lasersjusqu’à la mesure du rapport de Strehl. Je montre que pour un VLT, les rapports de Strehl sont supérieurs à40% à 500 nm sans étoile de référence, en prenant une OA qui aurait donné 50% instantané (Strehl depente : 80%). Une approche analytique valide ces résultats.Enfin, j’aborde l’application de l’ELP aux télécommunications interplanétaires et à la destruction des débrisorbitaux. / The polychromatic laser guide star (PLGS) provides adaptive optics (AO) with a phase referenceto correct corrugated wavefronts, including tip tilt. It relies on the chromatic dispersion of light returnedfrom the 2-photon resonant excitation of sodium in the mesosphere. Diffraction limited imaging in thevisible then becomes possible. This is mandatory for 80% of the prominent astrophysical cases for the EELT.A PLGS requires standard deviations of position measurements 26 times less than in classical cases. Thus Ihave studied the interferometric laser projector. I have designed a polychromatic base corrector to equalizethe fringe periods, a phase corrector to compensate atmospheric refraction and the optics for fringemeasurements and for keeping apart the PLGS from the science target images.The required accuracy leads me to study how the maximum likelihood algorithm approaches the Cramer-Rao bound.I have written an end-to-end code for numerical simulations of the PLGS, from the lasers to the Strehlmeasurement. I get for the VLT Strehl ratios larger than 40% at 500 nm if one uses an AO providing us a50% instantaneous Strehl (tip tilt Strehl : 80%). An analytical model validates these results.Finally I address the application of the PLGS to deep space communications and to space debris clearing.

Dans cette thèse nous introduisons une approche nouvelle pour la reconstruction d’un front d’ondes en Optique Adaptative (OA), à partir des données de gradients à basse résolution en provenance de l’analyseur de front d’ondes, et en utilisant une approche non-linéaire issue du Formalisme Multiéchelles Mi-crocanonique (FMM). Le FMM est issu de concepts établis en physique statistique, il est naturellement approprié à l’étude des propriétés multiéchelles des signaux naturels complexes, principalement grâce à l’estimation numérique précise des exposants critiques localisés géométriquement, appelés exposants de singularité. Ces exposants quantifient le degré de prédictabilité localement en chaque point du domaine du signal, et ils renseignent sur la dynamique du système associé. Nous montrons qu’une analyse multirésolution opérée sur les exposants de singularité d’une phase turbulente haute résolution (obtenus par modèle ou à partir des données) permet de propager, le long des échelles, les gradients en basse résolution issus de l’analyseur du front d’ondes jusqu’à une résolution plus élevée. Nous comparons nos résultats à ceux obtenus par les approches linéaires, ce qui nous permet de proposer une approche novatrice à la reconstruction de fronts d’onde en Optique Adaptative. / In this thesis, we introduce a new approach to wavefront phase reconstruction in Adaptive Optics (AO) from the low-resolution gradient measurements provided by a wavefront sensor, using a non-linear approach derived from the Microcanonical Multiscale Formalism (MMF). MMF comes from established concepts in statistical physics, it is naturally suited to the study of multiscale properties of complex natural signals, mainly due to the precise numerical estimate of geometrically localized critical exponents, called the singularity exponents. These exponents quantify the degree of predictability, locally, at each point of the signal domain, and they provide information on the dynamics of the associated system. We show that multiresolution analysis carried out on the singularity exponents of a high-resolution turbulent phase (obtained by model or from data) allows a propagation along the scales of the gradients in low-resolution (obtained from the wavefront sensor), to a higher resolution. We compare our results with those obtained by linear approaches, which allows us to offer an innovative approach to wavefront phase reconstruction in Adaptive Optics.

The degradation of astronomical images caused by atmospheric turbulence will be much more severe in the next generation of terrestrial telescopes and its compensation will require deformable mirrors with up to tens-of-thousands of actuators.<p>Current designs for these correctors consist of scaling up the proven technologies of flexible optical plates deformed under the out-of-plane action of linear actuators. This approach will lead to an exponential growth of cost with the number of actuators, and in very complex mechanisms.<p><p>This thesis proposes a new concept of optical correction which is modular, robust, lightweight and low-cost and is based on the bimorph in-plane actuation.<p><p>The adaptive mirror consists of segmented identical hexagonal bimorph mirrors allowing to indefinitely increase the degree of correction while maintaining the first mechanical resonance at the level of a single segment and showing an increase in price only proportional to the number of segments.<p><p>Each bimorph segment can be mass-produced by simply screen-printing an array of thin piezoelectric patches onto a silicon wafer resulting in very compact and lightweight modules<p>and at a price essentially independent from the number of actuators.<p><p>The controlled deformation of a screen-printed bimorph mirror was experimentally achieved with meaningful optical shapes and appropriate amplitudes; its capability for compensating turbulence was evaluated numerically. The generation of continuous surfaces<p>by an assembly of these mirrors was numerically simulated and a demonstrator of concept consisting of 3 segments was constructed. / Doctorat en Sciences de l'ingénieur / info:eu-repo/semantics/nonPublished

Les étoiles massives représentent un des principaux contributeurs à l'enrichissement des galaxies en éléments lourds et en poussière interstellaire. L’ultime étape de leur évolution est représentée par le stade Wolf-Rayet (WR). Les étoiles WR présentent la particularité de générer un vent stellaire radiatif dense, qui peut interagir avec celui d’un compagnon proche, donnant naissance à un environnement de poussière en forme de spirale. Les ordres de grandeur associés à ce type d’objet sont spectaculaires : avec un taux de formation de poussière équivalent à la masse de la planète Mars produite chaque année, elles rivalisent avec les producteurs historiques de la poussière que sont les étoiles de la branche asymptotique des géantes (AGB) ou les supernovæ (SN). Les étoiles WR à poussière pourraient ainsi répondre à une problématique bien connue : d’où vient la poussière observée dans les galaxies ? Le présent travail de thèse vise donc à enrichir nos connaissances sur ce problème à travers tous les aspects de la chaîne scientifique : de l’observation à l’analyse de données en employant différents niveaux de sophistication en modélisation numérique (analytique, transfert radiatif et hydrodynamique). Le premier aspect exploré par cette thèse concerne la modélisation des nébuleuses spirales de poussières. J’ai d’abord développé un modèle analytique permettant de contraindre les aspects géométriques des spirales. Ce dernier inclut différentes hypothèses physiques comme la prise en compte d’un rayon de sublimation, de différents types de structure interne, etc. J’ai ensuite inclut le transfert de rayonnement au modèle géométrique afin de relier la distribution d’intensité de l’objet (l’image) à sa distribution en densité. Ce modèle 3-D de spirale de poussière permet d’étudier les effets d’opacité et d’ombrage liés à la masse ou au type de poussière considérée. J’ai également développé un modèle 3-D axisymétrique en transfert de rayonnement afin d’assimiler la spirale à une suite d’anneaux concentriques. Il vise à reproduire la distribution d’intensité d’une spirale à un azimut donné et permet une comparaison directe aux profils radiaux d’intensité issus d’observations. Enfin, nous avons mis en place un modèle hydrodynamique 3-D de binaire à interaction de vent, afin d’avoir une idée réaliste des conditions physiques en place au niveau de la zone de nucléation des poussières. Le second aspect abordé par cette thèse se concentre sur l’étude du prototype des nébuleuses spirales de poussière, nommé WR 104. J’explore ici toutes les échelles spatiales de l’objet : des grandes échelles avec l’imageur VLT/VISIR afin de faire le lien avec milieu interstellaire, aux régions les plus internes avec l’instrument VLTI/AMBER pour sonder la zone de nucléation de poussière, en passant par l’instrument d’optique adaptative extrême, VLT/SPHERE, afin d’étudier les premiers tours de la spirale. Le troisième et dernier aspect concerne l’instrument de seconde génération à équiper l’interféromètre européen (VLTI) : MATISSE. Il est le tout premier instrument à opérer en simultané dans les bandes L, M et N en recombinant la lumière issue de quatre télescopes. MATISSE a été conçu pour étudier une variété de cas scientifiques : des disques protoplanétaires aux noyaux actifs de galaxie, en passant par les environnements circumstellaires. Afin de préparer les premiers programmes observations, j’ai développé un outil automatisé, nommé PREVIS, visant à prédire l’observabilité des objets. Dans le cadre des nébuleuses spirales, j’ai pu explorer les capacités de l’instrument en reconstruction d’image en testant différents aspects (tailles, inclinaison, couverture (u-v), etc.). Avec un pouvoir de résolution spatiale de 3 mas à 3,5 µm, MATISSE permettra d’étudier ces objets de façon unique, en résolvant pour la première fois l’épaisseur des bras spiraux, leurs structures internes ou la position exacte du bord de sublimation. / Massive stars are one of the major contributors to the enrichment of galaxies in heavy elements and interstellar dust. The last stage of their evolution is represented by the Wolf-Rayet phase (WR). WR stars generate a dense radiative stellar wind, which can interact with the wind from a close companion and cause a spiral dust environment called pinwheel nebula. The orders of magnitude associated with this kind of object are spectacular: with a dust formation rate equivalent to the mass of the planet Mars produced each year, WR stars compete with the historical dust producers, like the stars of the asymptotic giant branch (AGB) or the supernovae (SN). Dusty WR stars could thus answer a well-known problem: where does the dust observed in galaxies come from? This thesis aims at enriching our knowledge about this problem using all aspects of the scientific chain: from observation to data analysis by using different levels of sophistication in numerical modelling (analytical, radiative transfer and hydrodynamics). The first aspect explored by this thesis concerns the modelling of spiral dust nebulae. I first developed an analytical model for the spiral to constrain the geometrical aspects of the spiral, including a number of physical hypothesis like the dust sublimation radius and different types of internal structure. The next step consisted to include the radiative transfer in the geometrical model in order to link the intensity distribution of the object (the image) to its density distribution. This 3-D model of spiral allow to study the opacity and shadowing effects related to the dust mass considered. Similarly, I developed a 3-D axisymmetric radiative transfer model to mimic the spiral into a series of concentric rings. This model aims to reproduce the intensity distribution of a spiral at a given azimuth and allows a direct comparison with the radial intensity profiles derived from observations. Finally, we implemented a 3-D hydrodynamic model of a wind-wind interacting binary to get a realistic idea of the physical conditions in places around the dust nucleation zone. The second aspect addressed by this thesis focuses to the study of the prototype of the pinwheel nebula, called WR104. Such object is an ideal laboratory to study the problem of dust nucleation around massive stars. I explored all spatial scales of WR 104: From the large scale with VLT/VISIR to study the link with the interstellar medium, to the internal regions with VLTI/AMBER to probe the dust nucleation zone, including intermediate angular resolution to study the pinwheel structure with extreme adaptive optics instrument VLT/SPHERE. The third and last aspect deals with the second generation of the instrument installed at the European Very Large Telescope Interferometer (VLTI): MATISSE. It is the first instrument operating simultaneously in the L, M and N bands by recombining the light coming from four telescopes. MATISSE was developed to study different scientific cases: protoplanetary disks, the circumstellar environments and the active galactic nuclei. To prepare the first observation programs, I developed an automated tool, called PREVIS, to determine the observability of objects according to their magnitude and celestial coordinate. In the context of spiral nebulae, I explored the image reconstruction capabilities of the instrument by testing different aspects: geometric (size, inclination, opening angle, etc.) and observational (coverage (u-v), sampling). The unprecedented spatial resolution of MATISSE of 3 mas at 3.5 µm will allow to study these objects in a unique way, resolving for the first time the thickness of the spiral arm, its internal structure or the exact position of the sublimation radius.