Puisqu’ils offrent la possibilité d’intégrer monolithiquement un grand nombre de composants à un faible coût, les circuits intégrés photoniques (CIPs) sont devenus une plateforme de choix pour la réalisation de capteurs optiques sur puce. Cette thèse propose, puis démontre l’utilisation de CIPs sur silicium pour la réalisation de polarimètres et de spectro-polarimètres sur puce. Dans le premier chapitre, nous présentons un séparateur de polarisation utilisant un réseau de nano-antennes en forme d’arêtes de poisson sur silicium. Nous montrons également qu’une structure de la sorte est en mesure de séparer deux états de polarisation arbitraires qui sontorthogonaux entre-eux. De plus, nous avons amélioré le précédent modèle théorique existant pour y inclure ce phénomène. Dans le second chapitre, nous présentons et démontrons de façon expérimentale un polarimètre intégré sur silicium qui requiert 6 photodétecteurs (6-PDs). Ici, la structure optimale veut dire que, pour un niveau de bruit donné, cette structure permet d’obtenir l’état de polarisation avec la précision la plus élevée. Nous démontrons également de façon théorique que cette configuration proposée peut maintenir un état optimal sur une plage de longueur d’onde de100 nm. Dans le troisième chapitre, nous proposons une jonction en « Y » paramétrisée dont le ratio de séparation de puissance peut être choisi avant la fabrication, lors de la conception. Sur une plage de longueur d’onde de 100 nm, les pertes de puissance de la jonction sont inférieuresà 0.36 dB, et ce, pour tout ratio arbitraire de séparation de puissance. De plus, sa taille de1.4 µm × 2.3 µm le rend très compact.Au chapitre 4, nous proposons un polarimètre optimal composé de quatre photodétecteurs(4-PDs) possédant ces propriétés à partir de la jonction en « Y » proposée au chapitre 3. Un polarimètre non-optimal est fabriqué de manière à montrer la différence entre celui-ci et le cas optimal. Les résultats expérimentaux montrent que l’erreur de reconstruction du composant optimal est inférieure de 44 % à celle du composant non-optimal.Dans le cinquième chapitre, nous proposons et faisons la démonstration d’un spectro- polarimètre réalisé intégralement sur puce. Afin de permettre une analyse spectro-polarimétrique iiicomplete, quatre micro-résonateurs à effet Vernier compacts sont intégrés monolithiquement avec un polarimètre large-bande. Le composant optique proposé offre une solution de spectropolarimétrie sur semi-conducteur tout en gardant une taille très compacte de 1 × 0.6 mm2et une faible consommation de puissance de 360 mW. La détection spectrale pour tous les composants de Stokes est démontrée sur une large plage de longueur d’onde de 50 nm, et ce avec une résolution de 1 nm par la caractérisation d’un matériau possédant une chiralité structurelle. / The ability to monolithically integrate numerous components in low-cost, photonic integratedcircuits (PICs) has become a hot topic in the research for realizing on-chip optical measurement. In this thesis, we propose and demonstrate two on-chip polarimeters and an on-chipspectropolarimeter using silicon PICs.In the first chapter, we investigate the optical properties of the silicon fishbone nanoantennaarray. We found that this type of structure can be used to identify any two arbitrary orthogonalpolarization states. The previous theoretical model was also improved upon in order to explainthis phenomenon.In the second chapter, we propose and experimentally demonstrate a silicon polarimeter whichrequires six photodetectors. We also theoretically demonstrate that the proposed configurationcan maintain an optimal state over a wavelength range of 100 nm. Here, the optimal structuremeans that for a given noise, the structure would allow for the highest and polarizationindependent accuracy of the polarization state measurement to be obtained.In the third chapter, we propose a parameterized Y-junction whose arbitrary power splittingratio can be selected in layout design. For an arbitrary power splitting ratio, its excess losscan keep below 0.36 dB over a wavelength range of 100 nm. Moreover, this device has anultra-compact footprint of 1.4 µm × 2.3 µm.Based on the Y-junction proposed in chapter 3, the fourth chapter proposes an optimal siliconphotonic polarimeter that only requires four photodetectors and its configuration is optimal.A non-optimal device is fabricated to show the difference between optimal and non-optimaldevices. The experimental results indicate that the reconstructed error of the optimal deviceis 44% lower than that of the nonoptimal device.In the fifth chapter, a completely chip-level spectropolarimeter is proposed. Four compactVernier microresonator spectrometers are monolithically integrated with a broadband polarimeter to achieve full-Stokes spectropolarimetric analysis. The proposed device offers asolid-state spectropolarimetry solution with a small footprint of 1 × 0.6 mm2 and low powerconsumption of 360 mW. Full-Stokes spectral detection across a broad spectral range of 50 nmwith a resolution of 1 nm is demonstrated in characterizing a material that possesses structuralvchirality.

Les étoiles Miras sont des étoiles froides et évoluées (étoiles AGB), caractérisées par une variation de luminosité régulière et de longue période liée à une pulsation radiale. Cela se traduit par une atmosphère froide, étendue et faiblement liée gravitationnellement. Dans le spectre de ces étoiles, la détection variable d'émissions intenses dans les raies de Balmer de l'hydrogène est usuellement reliée à la propagation périodique d'une onde de choc radiative hypersonique dans l'atmosphère. Mon travail de thèse a eu d'abord pour objectif de confirmer l'existence d'une forte signature de polarisation linéaire accompagnant ces émissions, d'origine inconnue et déjà observée auparavant, et de caractériser son évolution temporelle. Je me base sur un suivi spectropolarimétrique inédit et effectué dans le cadre de ma thèse avec l'instrument NARVAL pour plusieurs Miras afin d'établir cette caractérisation. Ces suivis ont été réalisé sur tous les paramètres de Stokes (polarisation linéaire et circulaire) et surtout à des phases autour du maximum de luminosité.Un résultat majeur de ces observations est la détection systématique de signatures polarisées (polarisation surtout linéaire mais aussi parfois circulaire) liées aux émissions en intensité dans les raies de Balmer. L'utilisation d'un code de simulation d'atmosphère dynamique m'a permis de confirmer le lien entre une onde de choc et la présence d'émission dans ces raies, chose qui n'avait jamais été montrée par un modèle jusque là. Ces éléments me font affirmer que le mécanisme de polarisation est intrinsèque à l'onde de choc. La discussion sur l'origine de cette polarisation comporte deux grands axes : l'asymétrie globale de l'onde de choc amenant à une polarisation nette du rayonnement et la production locale dans le front du choc d'un champ magnétique responsable d'une polarisation par impact dans la zone de production des photons Balmer, c'est-à-dire le sillage du choc. D'autre part, j'invoque la possibilité d'une instabilité de Parker comme deuxième facteur de polarisation par impact et je discute le rôle potentiel de l'effet Hanle. / Mira stars are cool and evolved stars (AGB stars), characterized by a regular luminosity variation and a long period linked to a radial pulsation. All this imply a cool and extended atmosphere which is weakly linked by gravity. In the spectra of those stars, the variable detection of intense emissions in the Balmer lines of hydrogen are usually linked to the periodical propagation of a hypersonic radiative shock wave in the atmosphere. My thesis work's first objective was to confirm the existence of a strong polarimetric signature accompanying those emissions, whose origin is still unknown and already observed before, and to characterize its evolution through time. I rely on a novel spectropolarimetric survey, done in the framework of my thesis with the NARVAL instrument for several Mira stars in order to establish this characterization. Those surveys were done on all Stokes parameters (linear and circular polarization) and mainly during phases around the maximum of luminosity.A major result of these observations is the systematic detection of polarized signatures (mainly linear polarization but also circular sometimes) linked to the emissions in intensity in the Balmer lines. The use of a dynamical atmosphere simulation code allowed me to confirm the link between a shock wave and the presence of emissions in those lines. Such a result has never been been produced by a model until now. These elements make me state that the polarization mechanism is intrinsic to the shock wave. The discussion on the origin of such polarization consists of two main axes : the global asymmetry of the shock wave leading to a net polarization of the radiation and the local production in the shock's front of a magnetic field responsible for an impact polarization in the area of production of Balmer photons, namely the shock's wake. Besides that, I mention the possibility of a Parker instability as a second factor of impact polarization and I discuss the potential role of the Hanle effect.

Les futurs instruments dédiés à la recherche d'exoplanètes par vélocimétrie sont nombreux, et toujours plus performants. Cependant cette méthode de détection est indirecte : c'est l'étude de la lumière émise par l'étoile qui donne des renseignements sur les planètes en orbite autour de l'étoile. Dès lors, nous devenons sensibles à l'ensemble des phénomènes affectant le spectre stellaire et produisant un signal en vitesse radiale. L'amplitude de ce signal est intimement liée au niveau d'activité de l'étoile. C'est alors de ce dernier que dépend le seuil de détection planétaire. Ainsi si le nombre et la diversité des mondes extra-solaires découverts ne cessent de croître, les planètes rocheuses semblables à la Terre autour d'étoiles de la séquence principale, ou les planètes en cours de formation dans un système jeune, restent, elles, difficilement accessibles. En effet, ces deux catégories de planètes produisent un signal de vitesse radiale de quelques m/s et quelques centaines de m/s, respectivement, soit souvent inférieurs aux signaux d'activité produits par les étoiles. Des efforts sont actuellement faits pour s'affranchir de cette limitation et modéliser ces signaux stellaires. L'idée principale développée au cours de la thèse part d'un constat simple : une part importante de phénomènes d'activité stellaire a une origine magnétique. Il s'agit donc d'étudier comment tirer profit de l'étude du champ magnétique stellaire et des processus d'imagerie développés pour cartographier la surface des étoiles, tels que l'imagerie Zeeman-Doppler. Cette étude s'est faite à partir d'observations spectropolarimétriques d'un échantillon d'étoiles de type M faiblement actives, et d'étoiles jeunes et actives de type T Tauri. Avec l'imagerie, en adaptant au mieux la description de l'activité à la surface de l'étoile au type d'étoile ciblé, nous pouvons accéder à la distribution des zones actives à la surface de l'étoile, et ainsi modéliser les signaux induits par l'étoile elle-même. Les courbes de vitesse radiale peuvent alors être nettoyées de ce signal parasite. Les premiers tests se sont révélés concluants : ce filtrage des données de vitesse radiale est possible jusqu'à un niveau proche de celui du bruit des données, et ce d'autant plus aisément que le niveau d'activité est important. / Forthcoming instruments dedicated to exoplanets detection through the radial velocity method are numerous, and increasingly more accurate. However this method is indirect: orbiting planets are detected and characterised from variations on the spectrum of the host star. We are therefore sensitive to all activity phenomena impacting the spectrum and producing a radial velocity signal (pulsation, granulation, spots, magnetic cycle...). The detection of rocky Earth-like planets around main-sequence stars, and of hot Jupiters into young systems, are currently limited by the intrinsic magnetic activity of the host stars. The radial velocity fluctuations caused by activity (activity jitter) can easily mimic and hide signals from such planets, whose amplitude is of a few m/s and hundreds of m/s, respectively. As a result, the detection threshold of exoplanets is largely set by the stellar activity level. Currently, efforts are invested to overcome this intrinsic limitation. During my PhD, I studied how to take advantage of imaging tomographic techniques (Zeeman-Doppler imaging, ZDI) to characterize stellar activity and magnetic field topologies, ultimately allowing us to filter out the activity jitter. My work is based on spectropolarimetric observations of a sample of weakly-active M-dwarfs, and young active T Tauri stars. Using a modified version of ZDI, we are able to reconstruct the distribution of active regions, and then model the induced stellar signal allowing us to clean RV curves from the activity jitter. First tests demonstrate that this technique can be efficient enough to recover the planet signal, especially for the more active ones.

Les étoiles massives constituent une classe stellaire d'une grande importance pour l'évolution de l'environnement galactique. Malgré leur faible nombre, leur perte de masse élevée à tous les stades de leur rapide évolution et l'injection d'énergie subséquente ont un impact déterminant, même à grande distance. La source de cette perte de masse est intimement liée à leur intense champ de radiation, qui génère un vent rapide et parfois dense. Les récents progrès instrumentaux ont mis en lumière la caractère profondément inhomogène et variable de ce vent, se manifestant par des phénomènes stochastiques, et parfois même périodiques. Ces manifestations mettent en lumière l'existence de phénomènes concurrents en mesure de modifier et moduler le vent radiatif, à savoir la rotation stellaire, la présence de pulsations non-radiales (NRP) ou de champ magnétique. C'est dans ce contexte que s'inscrit ce travail de thèse de cotutelle, issu d'une collaboration entre le groupe d'astrophysique de l'université de Montréal et le groupe d'interférométrie de l'Observatoire de la Cote d'Azur. J'aborde tout d'abord le problème des instabilités qui se développent dans les LBV (Luminous Blue Variables) par l'étude de l'étoile emblématique P Cygni. Après avoir développé le contexte observationnel des manifestations éruptives de l'étoile, je présente les résultats d'une observation avec une optique adaptative expérimentale opérant dans le visible menée à l'Observatoire de Haute-Provence (OHP). Puis, je développe la problématique des manifestations périodiques détectées chez les étoiles O et WR particulières, dans le contexte de la détection de champ magnétique. Cette étude est basée sur des observations menées avec le spectropolarimètre CASPEC du télescope de 3.6m de la Silla (ESO/Chili). Enfin, je décris le travail de prospection entrepris sur une technique de polarimétrie interférométrique appelée SPIN (Spectro-Polarimetric INterferometry). L'utilisation de SPIN peut apporter à l'interférométrie un complément irremplaçable pour à la fois localiser et quantifier la perte de masse au plus près de l'étoile. Je m'attacherai particulièrement à la détection et la caractérisation des champs magnétiques par SPIN en polarisation circulaire.

Dans les étoiles de type solaire la génération de champ magnétique par effet dynamo se concentre dans la tachocline, une fine zone de fort cisaillement à l'interface entre le cœur radiatif et l'enveloppe convective. En dessous de 0.35 masse solaire, les étoiles de la séquence principale sont entièrement convectives et ne possèdent donc pas de tachocline. Or certaines de ces étoiles sont très actives, et des champs magnétiques très intenses ont été mesurés. La dynamo de ces objets doit donc reposer sur des processus physiques différents de ceux à l'œuvre dans le Soleil. En dépit des avancées théoriques récentes, la dynamo des étoiles entièrement convective reste mal comprise. La partie observationnelle de ce travail a consisté en l'étude d'un échantillon d'étoiles situées de part et d'autre de la limite entièrement convective à partir d'observations spectropolarimétriques et de la technique d'imagerie Zeeman-Doppler. Cela a permis d'analyser comment les paramètres stellaires, période de rotation et masse, influent sur le champ magnétique à grande échelle. Un changement brutal de topologie magnétique des naines M est mis en évidence à proximité de la limite entièrement convective. Un comportement inattendu est également détecté en dessous de 0.2 masse solaire : des étoiles de paramètres stellaires quasi-identiques présentent des topologies magnétiques radicalement différentes. Ce travail observationnel est doublé d'une approche numérique : des simulations MHD 3D «star-in-a-box» visent à mieux comprendre les divergences qui existent entre les premières simulations et les observations.

Ces dernières décennies, des champs magnétiques ont été détectés dans quasiment tous les types d'étoiles. Ces découvertes ont donné lieu à des études innovantes sur la cartographie des champs magnétiques et leur impact sur l'environnement stellaire. Pour aller encore plus loin il est nécessaire d'allier la spectroscopie à la polarimétrie, dans l'UV et le visible. L'UV permet d'étudier les vents stellaires et l'environnement circumstellaire, tandis que le visible permet d'étudier la surface de l'étoile. La spectropolarimétrie UV+visible permet ainsi d'étudier les magnétosphères dans leur globalité. Ceci doit être fait sur au moins une période complète de rotation de l'étoile. Pour cela, il faut aller dans l'espace, à la fois pour atteindre le domaine UV et pour obtenir des observations ininterrompues sur une période de rotation stellaire complète. Le consortium international UVMag a été créé en 2010 pour discuter, étudier et promouvoir une mission spatiale pour l'étude des magnétosphères stellaires via de la spectropolarimétrie spatiale dans les domaines UV et visible simultanés. D'un point de vue technique, la spectroscopie spatiale pure, y compris dans l'UV, a déjà été utilisée avec succès, par exemple sur IUE, et serait très performante avec les détecteurs et les technologies disponibles aujourd'hui. Par contre, le spectropolarimètre UV+visible est la partie instrumentale la plus ambitieuse pour une future mission spatiale. En effet, alors que les français (en particulier le LESIA et l'IRAP) sont les spécialistes de ce type de spectropolarimètres dans le visible pour des télescopes au sol (comme ESPaDOnS au CFHT ou Narval au TBL), aucun instrument de ce type n'a encore été embarqué sur une mission spatiale, encore moins en UV. La première partie de ma thèse consistait à concevoir le design optique du module polarimétrique pour le spectropolarimètre de la mission Arago, dans le cadre du consortium UVMag. J'ai donc étudié et recherché différents concepts innovants qui pourraient s'adapter aux contraintes très particulières de cet instrument. En effet, les spécifications imposent l'utilisation d'un unique polarimètre pour tout le domaine spectral [119-888] nm. Les contraintes du spatial s'ajoutent à cela avec un besoin de compacité, légèreté et robustesse. Je me suis concentré sur 2 concepts de polarimètre différents, un premier basé sur le module de polarisation de l'instrument X-Shooter avec une modulation temporelle de la polarisation et une achromatisation des efficacités d'extraction des paramètres de Stokes et un second basé sur une modulation spatiale de la polarisation, permettant d'obtenir un polarimètre statique. J'ai adapté ces 2 concepts aux spécificités d'Arago et intégré ces 2 systèmes au design optique global de l'instrument. Le premier concept de modulation temporelle a été choisi pour l'instrument d'Arago qui a été soumis à l'ESA dans le cadre des appels Cosmic Vision M4 et M5. Dans un deuxième temps, l'objectif de ma thèse était de prouver la faisabilité des concepts évoqués plus haut. / Over the last few decades, magnetic fields have been detected in almost all kinds of stars. This led to innovative studies on the mapping of magnetic fields and their impact on the circumstellar environment. To go further, we need to use spectroscopy and polarimetry together, in the UV and visible range. The UV domain is used to study the stellar wind and stellar environment, whereas the visible range allows to study the surface of the star. UV+visible spectropolarimetry enables the global study of magnetospheres. This has to be done over at least one rotation period of the star. Therefore, we need to go to space in order to see the UV range and to obtain uninterrupted observations on a complete stellar rotation period. The international consortium UVMag has been created in 2010 to discuss, study and promote a space mission for the study of stellar magnetospheres using simultaneous UV and visible space spectropolarimetry. From the technical point of view, pure spectroscopy in space, both in the UV and visible ranges, has already been successfully used, for example on IUE, and would be very efficient with current detectors and technologies. On the other hand, the UV+visible spectropolarimeter is the most ambitious instrumental challenge for a future space mission. Indeed, until now, no such optical spectropolarimeter has flown on a space mission, despite the fact that the French (particularly the LESIA and IRAP laboratories) are the specialists for such instruments (such as ESPaDOnS at CFHT or Narval at TBL). The first part of my thesis consisted in elaborating the optical design of the polarimetric module for the spectropolarimeter of the space mission Arago, in the framework of the UVMag consortium. I studied various innovative concepts that could be adapted to the specific constraints of this instrument. The specifications indeed show the need for a unique polarimeter covering the complete spectral range [119-888] nm. Moreover, the usual compacity, lightness and robustness constraints of a space instrument are added to these specifications. I focused my work on 2 different polarimeter concepts, a first one based on the polarimetric module of the X-shooter instrument using a temporal modulation and an achromatization of the extraction efficiencies of the Stokes parameters, and a second one based on spatial modulation of the polarization, offering a static polarimeter. I adapted these 2 concepts to the specific constraints of Arago and integrated them to the complete optical design of the instrument. The first concept, using temporal modulation, has been chosen as the baseline for the instrument proposed to ESA for the Cosmic Vision calls M4 and M5. The goal was then to demonstrate the feasibility of the two concepts.

L'évolution du moment cinétique des étoiles de masse intermédiaire (1.5-15 Msun) et l'importance du champ magnétique dans cette évolution, surtout dans la phase pré-séquence principale (PMS), sont des aspects encore très mal connus de l'évolution stellaire. Mes travaux se situent dans ce cadre, et leur objectif est d'une part de fournir des contraintes observationnelles, et d'autre part d'effectuer les premiers pas vers une modélisation complète de l'évolution pré-séquence principale à ces masses-là, tenant compte de la rotation et du champ magnétique.<br /><br />Dans un premier temps, j'ai utilisé le système binaire à éclipses PMS RS Cha pour tester la physique contenue dans les modèles d'évolution des étoiles PMS. Pour cela j'ai tout d'abord complété notre connaissance des paramètres de ce système en redéterminant la masse des 2 composantes et en mesurant précisément leur métallicité, à l'aide de données spectroscopiques. La comparaison des paramètres fondamentaux des composantes PMS de RS Cha à ceux calculés m'a permis de valider les modèles actuels d'évolution PMS, à condition d'utiliser la nouvelle composition chimique solaire d'Asplund et al. (2004). Ces travaux apportent par ailleurs une confirmation indépendante des résultats d'Asplund et al., au moment où un débat est engagé sur la validité de ces nouvelles abondances.<br /><br />La deuxième partie de ma thèse fut consacrée à l'étude du magnétisme d'un échantillon de 50 étoiles Ae/Be de Herbig, étoiles PMS de masse intermédiaire, à l'aide du spectropolarimètre ESPaDOnS, nouvellement installé au CFHT. Nous avons détecté 4 étoiles magnétiques dans cet échantillon, c'est-à-dire que la proportion d'étoiles magnétiques parmi les étoiles Ae/Be de Herbig est proche de celle des étoiles Ap/Bp magnétiques parmi les étoiles A et B de la séquence principale. A l'aide d'un modèle simple de rotateur oblique, j'ai montré que la structure de ces champs magnétiques est proche d'une structure dipolaire à grande échelle comme le champ magnétique des étoiles Ap/Bp. Ces résultats constituent un argument fort en faveur de l'hypothèse d'un champ fossile pour expliquer l'origine du champ magnétique des étoiles Ap/Bp.

Cette thèse de doctorat présente les résultats d'un relevé spectropolarimétrique visant la détection directe de champs magnétiques dans le vent d'étoiles Wolf-Rayet (WR). Les observations furent entièrement obtenues à partir du spectropolarimètre ESPaDOnS, installé sur le télescope de l'observatoire Canada-France-Hawaii. Ce projet débuta par l'observation d'un étoile très variable de type WN4 appelée EZ CMa = WR6 = HD 50896 et se poursuivit par l'observation de 11 autres étoiles WR de notre galaxie. La méthode analytique utilisée dans cette étude vise à examiner les spectres de polarisation circulaire (Stokes V) et à identifier, au travers des raies d'émission, les signatures spectrales engendrées par la présence de champs magnétiques de type split monopole dans les vents des étoiles observées. Afin de pallier à la présence de polarisation linéaire dans les données de polarisation circulaire, le cross-talk entre les spectres Stokes Q et U et le spectre Stokes V fut modélisé et éliminé avant de procéder à l'analyse magnétique. En somme, aucun champ magnétique n'est détecté de manière significative dans les 12 étoiles observées. Toutefois, une détection marginale est signalée pour les étoiles WR134, WR137 et WR138 puisque quelques-unes de leur raies spectrales semblent indiquer la présence d'une signature magnétique. Pour chacune de ces trois étoiles, la valeur la plus probable du champ magnétique présent dans le vent stellaire est respectivement de B ~ 200, 130 et 80 G. En ce qui concerne les autres étoiles pour lesquelles aucune détection magnétique ne fut obtenue, la limite supérieure moyenne de l'intensité du champ qui pourrait être présent dans les données, sans toutefois être détecté, est évaluée à 500 G. Finalement, les résultats de cette étude ne peuvent confirmer l'origine magnétique des régions d'interaction en co-rotation (CIR) observées chez plusieurs étoiles WR. En effet, aucun champ magnétique n'est détecté de façon convaincante chez les quatre étoiles pour lesquelles la présence de CIR est soupçonnée. / This thesis presents the results of a spectropolarimetric survey aimed at detecting directly the presence of magnetic fields in Wolf-Rayet (WR) stars. The search for the elusive WR fields began by observing the highly variable WN4 star EZ CMa = WR6 = HD 50896 and continued among a sample of eleven bright WR stars. All observations were obtained using the highly-efficient ESPaDOnS spectropolarimeter at the Canada-France-Hawaii telescope. The methodology used in this study attempts to detect the characteristic circular polarization (Stokes V) pattern in strong emission lines that is expected to arise as a consequence of a global magnetic field with a split monopole configuration. Since Stokes V data were affected by significant cross-talk from linear polarization to circular polarization, the spurious cross-talk signal was removed prior to applying the magnetic analysis. In the end, no magnetic fields are unambiguously detected in any of the observed stars. Nonetheless, the data show evidence supporting marginal detections for WR134, WR137 and WR138 for which the most probable field intensities, in the observable parts of the stellar winds, are B ~ 200, 130 and 80 G, respectively. In the case of non-detections, the average field strength upper-limit for the magnetic field is B ~ 500 G. Finally, this study cannot confirm the magnetic origin of co-rotating interaction regions observed in several WR stars since, out of 4 stars showing CIR-type variability, none showed decisive evidence for the presence of magnetic fields.

Cette thèse de doctorat présente les résultats d'un relevé spectropolarimétrique visant la détection directe de champs magnétiques dans le vent d'étoiles Wolf-Rayet (WR). Les observations furent entièrement obtenues à partir du spectropolarimètre ESPaDOnS, installé sur le télescope de l'observatoire Canada-France-Hawaii. Ce projet débuta par l'observation d'un étoile très variable de type WN4 appelée EZ CMa = WR6 = HD 50896 et se poursuivit par l'observation de 11 autres étoiles WR de notre galaxie. La méthode analytique utilisée dans cette étude vise à examiner les spectres de polarisation circulaire (Stokes V) et à identifier, au travers des raies d'émission, les signatures spectrales engendrées par la présence de champs magnétiques de type split monopole dans les vents des étoiles observées. Afin de pallier à la présence de polarisation linéaire dans les données de polarisation circulaire, le cross-talk entre les spectres Stokes Q et U et le spectre Stokes V fut modélisé et éliminé avant de procéder à l'analyse magnétique. En somme, aucun champ magnétique n'est détecté de manière significative dans les 12 étoiles observées. Toutefois, une détection marginale est signalée pour les étoiles WR134, WR137 et WR138 puisque quelques-unes de leur raies spectrales semblent indiquer la présence d'une signature magnétique. Pour chacune de ces trois étoiles, la valeur la plus probable du champ magnétique présent dans le vent stellaire est respectivement de B ~ 200, 130 et 80 G. En ce qui concerne les autres étoiles pour lesquelles aucune détection magnétique ne fut obtenue, la limite supérieure moyenne de l'intensité du champ qui pourrait être présent dans les données, sans toutefois être détecté, est évaluée à 500 G. Finalement, les résultats de cette étude ne peuvent confirmer l'origine magnétique des régions d'interaction en co-rotation (CIR) observées chez plusieurs étoiles WR. En effet, aucun champ magnétique n'est détecté de façon convaincante chez les quatre étoiles pour lesquelles la présence de CIR est soupçonnée. / This thesis presents the results of a spectropolarimetric survey aimed at detecting directly the presence of magnetic fields in Wolf-Rayet (WR) stars. The search for the elusive WR fields began by observing the highly variable WN4 star EZ CMa = WR6 = HD 50896 and continued among a sample of eleven bright WR stars. All observations were obtained using the highly-efficient ESPaDOnS spectropolarimeter at the Canada-France-Hawaii telescope. The methodology used in this study attempts to detect the characteristic circular polarization (Stokes V) pattern in strong emission lines that is expected to arise as a consequence of a global magnetic field with a split monopole configuration. Since Stokes V data were affected by significant cross-talk from linear polarization to circular polarization, the spurious cross-talk signal was removed prior to applying the magnetic analysis. In the end, no magnetic fields are unambiguously detected in any of the observed stars. Nonetheless, the data show evidence supporting marginal detections for WR134, WR137 and WR138 for which the most probable field intensities, in the observable parts of the stellar winds, are B ~ 200, 130 and 80 G, respectively. In the case of non-detections, the average field strength upper-limit for the magnetic field is B ~ 500 G. Finally, this study cannot confirm the magnetic origin of co-rotating interaction regions observed in several WR stars since, out of 4 stars showing CIR-type variability, none showed decisive evidence for the presence of magnetic fields.

Cette thèse porte sur les grandes questions concernant le magnétisme des étoiles massives, c'est-à-dire les étoiles qui termineront leur vie par une supernova puisqu'elles sont plus massives que huit fois la masse de notre Soleil. Nous nous intéressons en particulier à l'effet d'un champ magnétique sur la structure et l'évolution de ces étoiles, ainsi qu'à l'origine de ce champ. En effet, les théories actuelles prédisent que la présence d'un champ magnétique chez une étoile massive aura une influence marquée sur son cheminement, par le biais d'une modification de la perte de masse et de la rotation, deux ingrédients clés de l'évolution stellaire. Nous avons entrepris un relevé spectropolarimétrique des étoiles massives appartenant à deux amas d'étoiles, l'amas de la nébuleuse d'Orion et l'amas de la nébuleuse de la Rosette, à l'aide de l'instrument ESPaDOnS installé au télescope Canada-France-Hawaii. Nous avons détecté trois étoiles magnétiques, dont deux nouvelles détections, toutes situées dans l'amas de la nébuleuse d'Orion. Nous avons évalué la fréquence du magnétisme pour chacun de ces amas, et déterminé que leurs fréquences d'étoiles magnétiques semblent être statistiquement différentes. La fréquence générale du magnétisme chez les étoiles massives, déterminée à partir de nos observations, est d'au moins 11%. À l'aide d'observations spectropolarimétriques, nous avons déterminé les caractéristiques magnétiques des étoiles de l'amas de la nébuleuse d'Orion, grâce à notre méthode de modélisation contemporaine basée sur les statistiques bayésiennes. Nous sommes donc en mesure d'obtenir une distribution des forces de champs magnétiques à la surface des étoiles OB de l'amas de la nébuleuse d'Orion. Cette distribution semble pointer vers deux populations distinctes, en accord qualitatif avec l'idée qu'un champ magnétique d'origine fossile ne peut survivre qu'au-dessus d'une certaine force. De plus, nous avons comparé cette distribution avec celle prédite par les modèles d'origine fossile des champs des étoiles à neutrons. Il semble que les étoiles massives ont, à première vue, assez de flux magnétique pour expliquer les champs magnétiques des pulsars. Nous avons de plus étudié l'effet de l'interaction d'un champ magnétique avec le vent radiatif généralement puissant présent chez les étoiles massives. Nous avons déterminé que les étoiles OB magnétiques ne montrent pas systématiquement d'émission en rayons X plus lumineuse, plus dure et plus variable que celle prédite par un vent non magnétique.