Dans cette thèse, nous étudions le problème du réflecteur. Etant données une source lumineuse et une cible à éclairer avec une certaine distribution d'intensité, il s'agit de construire une surface réfléchissant la lumière issue de la source vers la cible avec la distribution d'intensité prescrite. Ce problème se pose dans de nombreux domaines tels que l'art ou l'architecture. Le domaine qui nous intéresse ici est le domaine automobile. En effet, cette thèse Cifre est réalisée en partenariat avec l'entreprise Optis qui développe des logiciels de simulation de lumière et de conception optique utilisés dans les processus de fabrication des phares de voiture. Les surfaces formant les réflecteurs des phares de voiture doivent répondre à un certain nombre de critères imposés par les fabricants ainsi que les autorités de contrôle nationales et internationales. Ces critères peuvent être objectifs comme par exemple l'encombrement du véhicule ou encore le respect des normes d'éclairage mais peuvent également être subjectifs comme l'aspect esthétique des surfaces. Notre objectif est de proposer des outils industrialisables permettant de résoudre le problème du réflecteur tout en prenant en compte ces critères. Dans un premier temps, nous nous intéresserons au cas de sources lumineuses ponctuelles. Nous reprenons les travaux d'Oliker, Glim, Cafarrelli et Wang qui montrent que le problème du réflecteur peut être formulé comme un problème de transport optimal. Cette formulation du problème est présentée et mise en œuvre dans un cas discret. Dans un second temps, nous cherchons à prendre en compte les critères imposés par les fabricants de phares de voitures. Nous nous sommes intéressés ici aux contraintes d'encombrement et d'esthétique. La solution choisie consiste à utiliser des surfaces de Bézier définies comme le graphe d'une certaine fonction paramétrée par un domaine du plan. Les surfaces de Bézier permettent d'obtenir des surfaces lisses et la paramétrisation par un domaine du plan permet de gérer l'encombrement et le style d'un réflecteur. Nous avons proposé une méthode heuristique itérative par point fixe pour obtenir ce type surface. Enfin, dans un dernier temps, nous prenons en compte des sources lumineuses non ponctuelles. L'approche proposée consiste à adapter itérativement les paramètres du réflecteur de façon à minimiser une distance entre intensité souhaitée et intensité réfléchie. Ceci nous a conduits à proposer une méthode d'évaluation rapide de l'intensité réfléchie par une surface. Les méthodes développées durant cette thèse ont fait l'objet d'une implémentation dans un cadre industriel en partenariat avec l'entreprise Optis. / The far-field reflector problem consists in building a surface that reflects light from a given source back into a target at infinity with a prescribed intensity distribution. This problem arises in many fields such as art or architecture. In this thesis, we are interested in applications to the car industry. Indeed, this thesis is conducted in partnership with the company Optis that develops lighting and optical simulation software used in the design of car headlights. Surfaces in car headlight reflectors must satisfy several constraints imposed by manufacturers as well as national and international regulatory authorities. These constraints can be objective such as space requirements or compliance with lighting legal standards but can also can be subjective such as the aesthetic aspects of surfaces. Our goal is to provide industrializable tools to solve the reflector problem while taking into account these constraints. First, we focus on the case of point light sources. We rely on the work of Oliker, Glim, Cafarrelli and Wang who show that the reflector problem can be formulated as an optimal transport problem. This formulation of the problem is presented and implemented in a discrete case. In a second step, we take into account some of the constraints imposed by car headlight manufacturers, such as the size and the style of the reflector. The chosen solution consists in using Bezier surfaces defined as the graph of a function parameterized over a planar domain. Bezier surfaces allow to obtain smooth surfaces and the parameterization over a planar domain allows to control the size and style of the reflector. To build the surface, we propose a heuristic based on a fixed-point algorithm. Finally, we take into account extended light sources. We present an approach that iteratively adapts the parameters of the reflector by minimizing the distance between the desired intensity and the reflected intensity. This led us to propose a method that efficiently evaluates the reflection of light on the surface. Methods developed in this thesis were implemented in an industrial setting at our partner company Optis.

Nous allons assister au cours de la prochaine décennie, à la première lumière des nouveaux Extremely Large Telescopes. Leur grande taille (de 25 à 39 m de diamètre) permet d’augmenter à la fois leur sensibilité et leur résolution angulaire. Cependant, la résolution angulaire d'un télescope terrestre, est toujours limitée par la turbulence atmosphérique. Pour pallier à ce problème, les grands télescopes sont désormais équipés d'instruments d’Optique Adaptative (OA). L’OA est une technique qui permet d’analyser les effets de la turbulence et de les compenser en temps réel à l’aide de miroirs déformables. En complément, la plupart des télescopes de la génération 8-10 m sont maintenant équipés de systèmes d’étoiles lasers qui permettent d’augmenter la proportion du ciel pouvant bénéficier d’une correction par OA: on parle alors d'Optique Adaptative Grand Champ (OAGC). Malgré les excellentes performances de ces systèmes, la correction apportée aux images reste partielle et des résidus de correction limitent encore leur qualité. Pour extraire les meilleurs résultats scientifiques des images issues de l'OAGC, il est donc essentiel d'optimiser les outils de réduction et d'analyse de données. La première partie de cette thèse détaille une analyse astrophysique de données OAGC ayant pour but d'étudier la formation des étoiles massives dans un environnement extra-galactique. Au delà des résultats scientifiques nouveaux, cette étude a permis de mettre en évidence les termes d'erreur limitant l'analyse scientifique de données OAGC. La seconde partie de cette thèse est dédiée au développement d'un nouvel outil de correction de la distorsion permettant de réduire ces termes d'erreurs. / The next decade will see the first light of the new Extremely Large Telescopes. Their large diameter (from 25 to 39 meters across), increases both their sensitivity and their angular resolution. However, angular resolution of all sizes ground-based telescope is always strongly limited by the atmospheric turbulence. To tackle this problem and fully exploit their capabilities, large optical telescopes are now indissociable of their Adaptive Optics (AO) instruments. AO is a technic that consists in analyzing the effects of turbulence on the wavefront and compensating for it in real time, thanks to one or several deformable mirrors in order to restore the initial angular resolution of optical telescopes. In addition, most of the 8-10 meters telescopes are supplied with laser guide stars systems in order to increase the portion of the sky that can benefit for such an AO correction. Such systems are called Wide Field AO (WFAO). However, despite the excellent performance of such systems, the correction performed is not perfect and some residuals still limit the image quality. In order to get the best science results out of the WFAO images, dedicated and optimized reduction and analyses tools are needed. The first part of this document present an astrophysics analyses of WFAO images aiming to study massive star formation in an extra-galactic environment. In addition to new science results, the study carried out on these observations has enable to highlight the critical parameters that limit the scientific analyses of Wide Field AO data. The second part of this document is dedicated to the development of a new distorsion correction tool that aims to reduce these error terms.

Cette thèse présente les avancées dans l'étude des étoiles naines blanches magnétiques. L'étude des étoiles naines blanches en général, le state final d'évolution de près de 95% des étoiles de notre galaxie, permet d'obtenir de l'information cruciale sur leurs progéniteurs. Se pencher sur les propriétés des champs magnétiques des étoiles naines blanches par opposition à celles de leur progéniteur, beaucoup plus difficiles à observer en partie à cause de la faible intensité du champ, est bien plus réalisable. Plusieurs hypothèses ont été formulées afin de décrire l'origine et l'évolution de ces objets atypiques. Que les champs soient d'origine fossile suite à l'évolution d'une étoile isolée et conservation du flux magnétique, ou créés lors de la rotation rapide de la fusion de deux étoiles, il nous faut bien comprendre leur résultat, les naines blanches magnétiques, avant de pouvoir retracer leur évolution. Toutefois, les modèles de naines blanches magnétiques d'aujourd'hui reposent sur un nombre d'approximation, qui ne sont valides jusqu'à une relativement faible intensité de champ. Ceci a été la motivation derrière ce projet de doctorat. Nous avons implémenté un traitement des raies d'absorption utilisant le calcul des énergies de transition de l'atome d'hydrogène et d'hélium sous champs magnétiques arbitraires. Ces calculs, fournis par le groupe de l'université de Tübingen en Allemagne, ont utilisé une approche numérique à la résolution de l'Hamiltonien de l'atome d'hydrogène et d'hélium en présence d'un champ magnétique d'intensité arbitraire. Cet ajout aux modèles d'atmosphères permet de modéliser la position et l'intensité des raies d'absorption dans le spectre des étoiles. Une procédure de discrétisation de la surface visible de l'étoile nous permet de modéliser des champs magnétiques avec une géométrie arbitraire, tel qu'un dipôle décentré et incliné par rapport à l'observateur. Ces nouveaux outils ont été utilisés afin d'étudier en premier lieu un ensemble des naines blanches magnétiques avec une atmosphère riche en hydrogène. De ces résultats, nous avons déterminé une distribution de masse de ces étoiles, avec une masse moyenne significativement plus élevée que leurs homologues non-magnétiques, tels qu'attendu par les théories d'évolution binaires. Les informations extraites des différentes caractéristiques des distributions obtenues suite à cette analyse ne nous permettent cependant pas de favoriser une hypothèse d'évolution plutôt qu'une autre. Suite à ceci, celles avec une atmosphère riche en hélium ont été les prochaines à être analysées. Nous avons ainsi déterminé rigoureusement, pour la première fois, les paramètres magnétiques de ces étoiles riches en hélium. / This thesis presents advances in the study of magnetic white dwarf stars. The study of white dwarf stars in general, the final state of evolution of nearly 95% of the stars in our galaxy, provides crucial information about their progenitors. It is much more feasible to study the magnetic field properties of white dwarf stars as opposed to their progenitor stars, which are much more difficult to observe in part because of the weak field strength. Several hypotheses have been formulated to describe the origin and evolution of these atypical objects. Whether the fields are of fossil origin following the evolution of an isolated star and conservation of magnetic flux, or created during the rapid rotation of the merger of two stars, we need to understand their result, the magnetic white dwarfs, before we can trace their evolution. However, today's models of magnetic white dwarfs rely on a number of approximations, which are only valid up to relatively low field strengths. This was the motivation behind this doctoral thesis. We have implemented a treatment of the absorption lines using the calculation of the transition energies of the hydrogen and helium atom under arbitrary magnetic fields. These calculations, provided by the group of the University of Tubingen in Germany, used a numerical approach to the resolution of the Hamiltonian of the hydrogen and helium atom in the presence of a magnetic field of arbitrary intensity. This addition to atmospheric models allows to model the position and intensity of absorption lines in the spectrum of stars. A discretization procedure of the visible surface of the star allows us to model magnetic fields with an arbitrary geometry, such as an offset and inclined dipole. These new tools have been used to study first a set of magnetic white dwarfs with a hydrogen-rich atmosphere. From these results, we have determined a mass distribution of these stars, with an average mass significantly higher than their non-magnetic counterparts, as expected by the binary evolution theories. The information extracted from the different characteristics of the distributions obtained from this analysis does not however allow us to favor one evolutionary hypothesis over another. Following this, those with a helium rich atmosphere were the next to be analyzed. We have thus determined rigorously, for the first time, the magnetic parameters of these helium-rich stars.

Les naines brunes sont, en termes de masse, les objets astrophysiques intermédiaires entre les planètes géantes gazeuses et les étoiles de faible masse. Elles se forment de la même manière que les étoiles, par contraction gravitationnelle d’un fragment de nuage de gaz moléculaire ayant atteint la limite de Jeans, mais se différencient par leur incapa- cité à produire les réactions de fusion de l’hydrogène dans leur cœur. Les naines brunes sont par conséquent des objets qui se refroidissent graduellement, et dont les propriétés spectrales évoluent au cours du temps. Ce mémoire présente la recherche de nouvelles candidates de type spectral T tardif et Y, dans le but de compléter le relevé des naines brunes du voisinage solaire. Cette recherche est motivée par deux objectifs principaux. Premièrement, un échantillon com- plet des objets de faible masse est nécessaire pour contraindre correctement la limite aux faibles masses de la fonction de masse initiale des nuages interstellaires, problème clé en astrophysique actuellement. Deuxièmement, les naines brunes de types spectraux tardifs sont les objets stellaires dont les propriétés atmosphériques sont les plus semblables à celles des planètes géantes gazeuses. Par conséquent, la recherche de nouvelles naines brunes permet indirectement d’améliorer nos connaissances des exoplanètes, sans être contraints par la proximité d’étoiles brillantes. À partir du WISE All-Sky Source Catalog, nous avons établi un échantillon de 55 candidates naines brunes répondant aux critères photométriques attendus. Parmi ces can- didates, 17 ont fait l’objet d’un suivi photométrique en bande J à l’Observatoire du Mont-Mégantic, et 9 ont pu être détectées. De ces 9 détections, 4 objets présentent des mouvements propres cohérents avec ceux de naines brunes. / In terms of mass, brown dwarfs are the objects that bridge the gap between giant gaseous planets and low-mass stars. They form in the same way as stars, by gravita- tional collapse of a molecular cloud fragment that reached the Jeans limit, but differ by their inability to produce hydrogen nuclear fusion in their core. As a consequence, brown dwarfs are objects gradually cooling, and their spectral properties evolve over time. This thesis presents the search for new late T and Y dwarf candidates, in order to complete the sample of known brown dwarfs in the solar vicinity. This pursues two main objectives. First, a complete sample of low-mass objects will allow to better con- strain the low-mass edge of the initial mass function of interstellar clouds, currently one of the key problems in astrophysics. Second, late-type brown dwarfs are the stellar ob- jects that have spectral properties most similar to those of giant gaseous planets. As a consequence, the search for new brown dwarfs also aims to increase our knowledge on exoplanets, without being hindered by the glare of a host star. From the WISE All-Sky Source Catalog, we established a sample of 55 brown dwarf candidates having the expected photometric properties. We have been performing a J band follow-up of 17 of these candidates at the Observatoire du Mont-Mégantic, and we detected 9 of them. 4 of these 9 detections present a proper motion that is consistent with those of brown dwarfs.

Les naines brunes sont des objets astronomiques de faible masse ( 0.012 - 0.075 M_Sun ) et de basse température ( T < 3,500 K ). Bien qu’elles se forment comme des étoiles, c’est-à-dire par l’effondrement d’un nuage de gaz moléculaire, les naines brunes n’ont pas une masse suffisante pour entretenir des réactions de fusion nucléaire en leur coeur. Les naines brunes relativement chaudes (type L) sont recouvertes de nuages de poussière mais ces derniers disparaissent progressivement de l’atmosphère lorsque la température chute sous les 1,500 K (type T). Les naines brunes près de la transition L/T devraient donc être partiellement recouvertes de nuages. De par leur rotation relativement rapide (2 h - 12 h), le couvert nuageux inhomogène des naines brunes devrait produire une variabilité photométrique observable en bande J (1.2 um), la longueur d’onde à laquelle les nuages ont la plus forte opacité. Ce mémoire présente les résultats d’une recherche de variabilité photométrique infrarouge pour une dizaine de naines brunes de type spectral près de la transition L/T. Les observations, obtenues à l’Observatoire du Mont-Mégantic, ont permis le suivi photométrique en bande J de neuf cibles. Une seule d’entre elles, SDSS J105213.51+442255.7 (T0.5), montre des variations périodiques sur une période d’environ 3 heures avec une amplitude pic-à-pic variant entre 40 et 80 mmag. Pour les huit autres cibles, on peut imposer des limites (3 sigma) de variabilité périodique à moins de 15 mmag pour des périodes entre 1 et 6 heures. Ces résultats supportent l’hypothèse qu’un couvert nuageux partiel existe pour des naines brunes près de la transition L/T mais ce phénomène demeure relativement peu fréquent. / Brown dwarfs are astronomical objects of low mass ( 0.012 - 0.075 M_Sun ) and low temperature ( T < 3,500 K ). While they do form like stars through gravitational collapse of a molecular gas cloud, they do not have sufficient mass to sustain nuclear fusion reactions in their core. Relatively hot brown dwarfs (type L) are covered by an homogeneous dust cloud cover that progressively disappears from their atmosphere when the temperature falls below 1,500 K (type T). Therefore, brown dwarfs near the L/T transition should be partially covered with clouds. Due to the fast rotation of brown dwarfs (2 h - 12 h), this inhomogeneous cloud cover should produce photometric variability observable in the J band (1.2 um), the wavelength at which the clouds have the strongest opacity. This thesis presents the results of a search for infrared photometric variability in brown dwarfs near the L/T transition. The observations, obtained at the Observatoire du Mont-Mégantic, have allowed the photometric follow-up of nine targets in the J band. Only one of them, SDSS J105213.51+442255.7 (T0.5), showed periodic variations with a period of about 3 hours with a peak-to-peak amplitude ranging from 40 to 80 mmag. For the remaining eight targets, we can place upper limits (3 sigma) of 15 mmag for the amplitude of periodic variability over a period range betwen 1 and 6 hours. While these results support the hypothesis that partial dust cloud covers do exist among L/T dwarfs, this phenomenon is by no means ubiquitous.

Les naines brunes sont, en termes de masse, les objets astrophysiques intermédiaires entre les planètes géantes gazeuses et les étoiles de faible masse. Elles se forment de la même manière que les étoiles, par contraction gravitationnelle d’un fragment de nuage de gaz moléculaire ayant atteint la limite de Jeans, mais se différencient par leur incapa- cité à produire les réactions de fusion de l’hydrogène dans leur cœur. Les naines brunes sont par conséquent des objets qui se refroidissent graduellement, et dont les propriétés spectrales évoluent au cours du temps. Ce mémoire présente la recherche de nouvelles candidates de type spectral T tardif et Y, dans le but de compléter le relevé des naines brunes du voisinage solaire. Cette recherche est motivée par deux objectifs principaux. Premièrement, un échantillon com- plet des objets de faible masse est nécessaire pour contraindre correctement la limite aux faibles masses de la fonction de masse initiale des nuages interstellaires, problème clé en astrophysique actuellement. Deuxièmement, les naines brunes de types spectraux tardifs sont les objets stellaires dont les propriétés atmosphériques sont les plus semblables à celles des planètes géantes gazeuses. Par conséquent, la recherche de nouvelles naines brunes permet indirectement d’améliorer nos connaissances des exoplanètes, sans être contraints par la proximité d’étoiles brillantes. À partir du WISE All-Sky Source Catalog, nous avons établi un échantillon de 55 candidates naines brunes répondant aux critères photométriques attendus. Parmi ces can- didates, 17 ont fait l’objet d’un suivi photométrique en bande J à l’Observatoire du Mont-Mégantic, et 9 ont pu être détectées. De ces 9 détections, 4 objets présentent des mouvements propres cohérents avec ceux de naines brunes. / In terms of mass, brown dwarfs are the objects that bridge the gap between giant gaseous planets and low-mass stars. They form in the same way as stars, by gravita- tional collapse of a molecular cloud fragment that reached the Jeans limit, but differ by their inability to produce hydrogen nuclear fusion in their core. As a consequence, brown dwarfs are objects gradually cooling, and their spectral properties evolve over time. This thesis presents the search for new late T and Y dwarf candidates, in order to complete the sample of known brown dwarfs in the solar vicinity. This pursues two main objectives. First, a complete sample of low-mass objects will allow to better con- strain the low-mass edge of the initial mass function of interstellar clouds, currently one of the key problems in astrophysics. Second, late-type brown dwarfs are the stellar ob- jects that have spectral properties most similar to those of giant gaseous planets. As a consequence, the search for new brown dwarfs also aims to increase our knowledge on exoplanets, without being hindered by the glare of a host star. From the WISE All-Sky Source Catalog, we established a sample of 55 brown dwarf candidates having the expected photometric properties. We have been performing a J band follow-up of 17 of these candidates at the Observatoire du Mont-Mégantic, and we detected 9 of them. 4 of these 9 detections present a proper motion that is consistent with those of brown dwarfs.

L'étude de la formation et de l'évolution des galaxies est une thématique en pleine effeversence. Deux grands relevés (2dFGRS, SDSS), portant sur plusieurs millions de galaxies proches, ont permis récemment des avancées importantes dans la compréhension des propriétés physiques des galaxies. D'autre part l'arrivée des télescopes de 8-10m de diamètre, équipés de spectroscopes multi-objets (VLT/VIMOS, Keick/DEIMOS, Gemini/GMOS, ...), a permis la mise en place de plusieurs nouveaux grands relevés portant cette fois sur les galaxies lointaines (VVDS, DEEP2, GDDS, zCOSMOS, ...), donc situées dans un univers plus jeune.<br /><br />Ce travail de thèse porte préférentiellement sur l'étude des relations masse-métallicité ou luminosité-métallicité qui permettent d'établir un lien entre les deux processus majeurs responsables de l'évolution des galaxies: l'assemblage de la masse stellaire (formation d'étoiles ou fusion de galaxies) et l'enrichissement chimique du milieu interstellaire par les générations d'étoiles successives. Nous montrons que la forme de cette relation est un très bon test des modèles de formation et d'évolution des galaxies. Nous étudions ensuite la relation luminosité-métallicité de référence obtenue à partir du relevé 2dFGRS dans l'Univers local. Puis nous étudions l'évolution en fonction de l'âge de l'univers de la relation luminosité-métallicité à l'aide d'un petit échantillon (LCL05), puis de la relation masse-métallicité à l'aide du grand relevé VVDS. Plusieurs résultats obtenus avec ces différents échantillons sont des indices en faveur du modèle hiérarchique: les galaxies les plus massives se formeraient par fusion progressive de galaxies plus petites.<br /><br />Les propriétés physiques d'un grand nombre de galaxies sont estimées à l'aide d'outils d'analyse automatiques spécifiquement développés, ou adaptés à nos besoins, durant cette thèse. Comme résultats annexes, de nouvelles calibrations de la classification spectrale ou du taux de formation d'étoiles des galaxies sont obtenues à partir des grands relevés de l'univers local (respectivement 2dFGRS et SDSS). Ce travail offre de nombreuses perspectives de par le nombre et la diversité des données disponibles.

La photométrie des transits est une méthode puissante pour la détection et la caractérisation des exoplanètes. Le Dôme C, en Antarctique, est un site extrêmement prometteur pour les observations photométriques, grâce à une nuit continue de 3 mois durant l'hiver austral et des conditions atmosphériques très favorables. Le projet ASTEP (Antarctic Search for Transiting ExoPlanets) vise à détecter et caractériser des planètes en transit, ainsi qu'à déterminer les limites de la photométrie dans le visible depuis la station Concordia, au Dôme C. Il se divise en deux phases : ASTEP Sud, un instrument fixe de 10 cm, et ASTEP 400, un télescope pointable de 40 cm. Le travail présenté dans cette thèse est dédié au développement et à l'exploitation du projet ASTEP. Un simulateur photométrique est élaboré, et permet d'identifier les sources de bruit affectant la photométrie, telles que les variations de seeing ou de la forme des PSF (Point Spread Function). Des simulations aboutissent au choix des caméras CCD d'ASTEP. Ces caméras sont alors testées et caractérisées. On présente ensuite ASTEP Sud, un instrument fixe composé d'une lunette de 10 cm et d'une caméra CCD dans une enceinte chauffée, qui pointe en permanence un champ de 3.88°x3.88° centré sur le pôle sud céleste. La stratégie d'observation est validée, et les différents éléments de l'instrument sont choisis. Les paramètres d'observation sont définis à partir d'une étude de la contamination et des tests sur le ciel. ASTEP Sud a fonctionné quasiment en continu durant les hivers 2008, 2009 et 2010. L'analyse préliminaire des données permet de qualifier le Dôme C pour la photométrie : la fraction de temps excellent pour les observations photométriques est comprise entre 56.3 et 68.4 % pour l'hiver 2008 et entre 59.4 et 72.7 % pour l'hiver 2009, ce qui est meilleur que dans les grands observatoires des régions tempérées. Les courbes de lumière des 8000 étoiles du champ sont extraites. Le traitement est en cours d'amélioration pour atteindre une précision permettant d'identifier la signature de transits d'exoplanètes. Le coeur du projet, ASTEP 400, est un télescope de 40 cm entièrement conçu et développé dans le but d'effectuer des observations photométriques de qualité dans les conditions extrêmes de l'hiver antarctique. On présente les différentes études menées par les membres de l'équipe ASTEP (études optiques, mécaniques, thermiques, développement logiciel) ; en particulier, on détaille les simulations photométriques et l'étude du guidage. Après des observations de test à l'Observatoire de Nice, ASTEP 400 est installé à Concordia durant la campagne d'été 2010. Le fonctionnement du télescope est nominal dès le début des observations. La précision photométrique obtenue est équivalente à celle de télescopes de 1.5 à 2 m situés dans des sites tempérés. De plus, l'observation continue pendant 1 mois de planètes à transits connues permet d'atteindre une précision de 200 ppm, inégalée pour des observations photométriques dans le visible depuis le sol. On obtient ainsi une limite supérieure sur la profondeur du transit secondaire, et donc sur la température de brillance de ces planètes dans le visible. En parallèle, le suivi d'alertes microlentilles avec ASTEP 400 permet de compléter les données d'autres télescopes, et de participer à la détection d'objets de type naine brune ou planétaire. Le fonctionnement nominal d'ASTEP 400 durant tout l'hiver 2010 et la qualité des données obtenues confirment le potentiel du Dôme C pour la recherche et la caractérisation de planètes en transits, et pour la photométrie dans le visible en général.

Les naines brunes sont des objets astronomiques de faible masse ( 0.012 - 0.075 M_Sun ) et de basse température ( T < 3,500 K ). Bien qu’elles se forment comme des étoiles, c’est-à-dire par l’effondrement d’un nuage de gaz moléculaire, les naines brunes n’ont pas une masse suffisante pour entretenir des réactions de fusion nucléaire en leur coeur. Les naines brunes relativement chaudes (type L) sont recouvertes de nuages de poussière mais ces derniers disparaissent progressivement de l’atmosphère lorsque la température chute sous les 1,500 K (type T). Les naines brunes près de la transition L/T devraient donc être partiellement recouvertes de nuages. De par leur rotation relativement rapide (2 h - 12 h), le couvert nuageux inhomogène des naines brunes devrait produire une variabilité photométrique observable en bande J (1.2 um), la longueur d’onde à laquelle les nuages ont la plus forte opacité. Ce mémoire présente les résultats d’une recherche de variabilité photométrique infrarouge pour une dizaine de naines brunes de type spectral près de la transition L/T. Les observations, obtenues à l’Observatoire du Mont-Mégantic, ont permis le suivi photométrique en bande J de neuf cibles. Une seule d’entre elles, SDSS J105213.51+442255.7 (T0.5), montre des variations périodiques sur une période d’environ 3 heures avec une amplitude pic-à-pic variant entre 40 et 80 mmag. Pour les huit autres cibles, on peut imposer des limites (3 sigma) de variabilité périodique à moins de 15 mmag pour des périodes entre 1 et 6 heures. Ces résultats supportent l’hypothèse qu’un couvert nuageux partiel existe pour des naines brunes près de la transition L/T mais ce phénomène demeure relativement peu fréquent. / Brown dwarfs are astronomical objects of low mass ( 0.012 - 0.075 M_Sun ) and low temperature ( T < 3,500 K ). While they do form like stars through gravitational collapse of a molecular gas cloud, they do not have sufficient mass to sustain nuclear fusion reactions in their core. Relatively hot brown dwarfs (type L) are covered by an homogeneous dust cloud cover that progressively disappears from their atmosphere when the temperature falls below 1,500 K (type T). Therefore, brown dwarfs near the L/T transition should be partially covered with clouds. Due to the fast rotation of brown dwarfs (2 h - 12 h), this inhomogeneous cloud cover should produce photometric variability observable in the J band (1.2 um), the wavelength at which the clouds have the strongest opacity. This thesis presents the results of a search for infrared photometric variability in brown dwarfs near the L/T transition. The observations, obtained at the Observatoire du Mont-Mégantic, have allowed the photometric follow-up of nine targets in the J band. Only one of them, SDSS J105213.51+442255.7 (T0.5), showed periodic variations with a period of about 3 hours with a peak-to-peak amplitude ranging from 40 to 80 mmag. For the remaining eight targets, we can place upper limits (3 sigma) of 15 mmag for the amplitude of periodic variability over a period range betwen 1 and 6 hours. While these results support the hypothesis that partial dust cloud covers do exist among L/T dwarfs, this phenomenon is by no means ubiquitous.

Cette thèse traite de la reconstruction 3D par stéréophotométrie, qui consiste à utiliser plusieurs photographies d'une scène prises sous le même angle, mais sous différents éclairages. Nous nous intéressons dans un premier temps à des techniques robustes pour l'estimation des normales à la surface, et pour leur intégration en une carte de profondeur. Nous étudions ensuite deux situations où le problème est mal posé : lorsque les éclairages sont inconnus, ou lorsque seuls deux éclairages sont utilisés. La troisième partie est consacrée à l'étude de modèles plus réalistes, à la fois en ce qui concerne les éclairages et la réflectance de la surface. Ces trois premières parties nous amènent aux limites de la formulation classique de la stéréophotométrie : nous introduisons finalement, dans la partie 4, une reformulation variationnelle et différentielle du problème qui permet de dépasser ces limites. / This thesis tackles the photometric stereo problem, a 3D-reconstruction technique consisting in taking several pictures of a scene under different lightings. We first focus on robust techniques for estimating the normals to the surface, and for integrating these normals into a depth map. Then, we study two situations where the problem is ill-posed: when lightings are unknown and when only two images are used. Part 3 is devoted to more realistic models, in terms of lightings and of surface reflectance. These first three parts bring us to the limits of the usual formulation of photometric stereo: we eventually introduce in Part 4 a variational and differential reformulation of this problem which allows us to overcome these limits.