Nos besoins en stockage de données sont explosifs ; générés par des contenus multimédia dont la taille croît coontinuellement, ce qui conduit à une course effrénée à la performance des disques optiques. Cependant, des limites physiques sont rapidement atteintes. Parmi celles-ci, le phénomène de diffraction des ondes lumineuses a limité la capacité du Compact Disc (CD), du DVD et dictera encore celle du « Blu-ray ». Cette thèse se propose de franchir cette barrière à travers une étude approfondie d'une tête optique en champ proche. En effet le système actuel de lecture des disques utilisant l'immersion solide est passif vis-à-vis de la nature du champ proche. Il sera optimisé pour donner une capacité de stockage 40% plus élevée. Mais la demande du marché des disques optiques exige d'aller plus loin encore. La théorie de l'indice négatif, très controversée, se révèlera cependant pertinente, et inspirera toute la suite du travail. Le matériau à indice négatif est la solution utopique au passage sous la limite de résolution, et ses propriétés vont inspirer une lentille photonique à super-résolution. Dans cette lentille conçue pour le champ proche, les plasmons de surface qui sont excités aux interfaces entre l'argent et le verre seront convertis en ondes propagatives grâce à une structuration de motif plus petit que la longueur d'onde. Ces ondes transportent l'information au détecteur à travers la tête optique. Le fonctionnement du composant sera démontré dans un montage expérimental où il permettra de recouvrer un signal à la longueur d'onde de 488nm, mais porteur d'information d'objets de 60nm de taille.

Mon travail de thèse s'inscrit dans le cadre de l'imagerie à haute résolution angulaire et à haute dynamique et a porté plus particulièrement sur le développement de l'instrument FIRST, Fibered Imager foR a Single Telescope. Celui-ci repose sur la technique novatrice du réarrangement de pupille, combinant masquage de pupille et filtrage spatial du front d'onde par fibres optiques monomodes. L'objectif de ma thèse était de porter cet instrument sur le ciel, d'améliorer ses performances et de développer un programme de traitement et d'analyse des données. Après l'obtention de la première lumière de FIRST en juillet 2010 sur le télescope de 3 m de l'observatoire Lick, je me suis dans un premier temps attachée à améliorer certains aspects du montage optique et mécanique, en vue d'accroître ses performances lors des observations. La qualité des données nous a ensuite permis de mener une campagne d'observations répartie sur de nombreuses nuits entre juillet 2011 et décembre 2012. Le programme d'observation a été centré sur les systèmes binaires, cibles idéales pour évaluer dynamique et pouvoir de résolution de l'instrument. Dans ce but, j'ai donc développé un programme de réduction des images d'interférences permettant d'estimer les observables interférométriques et de les ajuster par un modèle binaire. J'ai ainsi traité une partie de la grande quantité de données acquises à l'observatoire Lick, et en particulier les données prises sur le système binaire Capella. Les résultats montrent que le compagnon est détecté, à une séparation de l'ordre de la limite de diffraction du télescope. De plus, nos données fournissent une mesure directe du rapport de flux spectral aux longueurs d'onde visibles, ce qui constitue une donnée totalement nouvelle pour ce système par ailleurs très bien connu. L'analyse que nous avons menée de ce spectre, par un ajustement de modèles d'atmosphères stellaires démontre que les données FIRST apportent des informations précieuses pour caractériser un système binaire et notamment contraindre les températures effectives des deux composantes. Enfin, le succès des observations conduites à l'observatoire Lick nous a permis d'initier une collaboration avec l'équipe SCExAO du télescope Subaru et nous avons ainsi eu l'opportunité d'y intégrer FIRST. La première lumière de FIRST sur le télescope Subaru a été obtenue le 25 juillet 2013. En conclusion, j'ai pu montrer la viabilité du projet FIRST sur le ciel et obtenir de premiers résultats originaux, démontrant la capacité de cette technique à restaurer la limite de diffraction aux longueurs d'onde visibles. Bien que la sensibilité de l'instrument soit encore limitée à ce jour, ces résultats sont prometteurs quant à son exploitation à venir sur le télescope Subaru et aux développements futurs de cette technique, notamment dans le contexte de la détection et caractérisation de systèmes exoplanétaires.

Un CRIGF (pour Cavity Resonator Integrated Grating Filter) est un filtre spectral nanophotonique présentant une bande passante étroite (inférieure au nanomètre) fonctionnant avec un faisceau relativement focalisé. Cette structure, introduite récemment (2010), est composée d'un réseau à résonance de mode guidé (ou réseau résonnant, ou encore réseau coupleur) inséré entre deux réseaux de Bragg. Les réseaux à résonance de mode guidé sont connus pour présenter dans leur spectre en réflexion (ou transmission) des pics très étroits, dus à l'excitation, via un ordre de diffraction, d'un mode guidé de la structure. Ce phénomène de résonance correspond à une anomalie de Wood. Mais leur majeure limitation reste leur très faible tolérance angulaire, et le CRIGF permet de lever ce problème.Dans la littérature, numériquement le CRIGF a été modélisée par la FDTD seulement avec d’importants temps de calculs. Nous avons utilisé la RCWA pour modéliser numériquement le CRIGF en apportant une possibilité de recherche des modes propres. Nous avons surtout montré grâce aux calculs que le comportement angulaire extraordinaire du CRIGF est très différent de celui des réseaux infinis. Nous avons prouvé grâce à la théorie des modes couplés étendue à quatre modes que cette large tolérance angulaire est due à l'existence d'un couplage additionnel qui n’existait pas dans les réseaux infinis. Grâce à une approche basée sur la cavité de Fabry-Pérot, nous avons confirmé que le CRIGF se comporte comme une cavité de Fabry-Pérot à pertes, ce qui nous a permis de définir des règles de conception simples comme le contrôle de la largeur spectrale et le repositionnement de la longueur d’onde de centrage / A CRIGF (Cavity Resonator Integrated Grating Filter) is a nanophotonic spectral filter with a narrow bandwidth (less than a nanometer) using a relatively focused beam. This structure, introduced recently (2010), is composed of a guided mode resonance grating filter (or resonant grating, or coupler grating) inserted between two Bragg gratings. Guided mode resonance gratings are known to exhibit very narrow peaks in their reflection spectrum (or transmission), due to the excitation of one guided mode of the structure via one diffraction order. This resonance phenomenon corresponds to an anomaly of Wood. But their major limitation remains their very low angular tolerance, and the CRIGF allows to overpass this problem.In literature, the numerical modeling of CRIGF was done only by FDTD with an important calculations time. We have used RCWA to model numerically the CRIGF by bringing a possibility of research of the eigen-modes. We have mainly shown thanks to calculations the extraordinary angular behavior of the CRIGF is very different from that of infinite gratings. We have proved thanks to the coupled modes theory extended to four modes that this large angular tolerance is due to an additional coupling that did not occur in infinite gratings.With an approach based on the Fabry-Perot cavity, we confirmed that the CRIGF behaves as a lossy Fabry-Perot cavity, which allowed us to define simple design rules such as the control of the spectral width and tuning the centering wavelength.

Cette thèse traite du contrôle et de la caractérisation de l'alignement et de l'orientation du point de vue théorique et expérimental. L'alignement d'une molécule linéaire consiste à obtenir une probabilité élevée de localisation de l'axe internucléaire symétrique autour de l'axe de polarisation du champ tandis que l'orientation privilégie un sens particulier le long du champ. L'orientation à l'aide d'impulsions bi couleur (2+1) non résonnantes est étudiée en détail et les conditions permettant d'obtenir une orientation efficace sont examinées. Un schéma bi couleur où la deuxième harmonique est en quasi-résonance avec un niveau vibrationnel de la molécule est également étudié. Cette technique présente l'avantage d'offrir un paramètre supplémentaire à savoir l'écart à la résonance qui peut être ajusté de manière à optimiser l'orientation moléculaire. Finalement une nouvelle technique expérimentale de détection de l'alignement moléculaire est présentée. Celle-ci permet une détection monocoup de l'alignement moléculaire sur une étendue temporelle jusqu'alors inégalée. / This thesis is about the control and characterisation of the alignment and orientation of molecules by ultra short laser pulses on a theoretical and experimental approach. Alignment corresponds to a symmetric angular distribution of the molecular axis peaked along the laser field axis, whereas orientation provides an asymmetric distribution favouring one spatial direction. Orientation by sudden two-colour (2+1) pulses is studied extensively for the non resonant case and conditions required for achieving significant orientation are explored. A second two-colour scheme, where the second harmonic is in quasi resonance with a vibrational level of the molecule, is also presented and discussed. The last technique has the advantage to offer the detuning of the laser frequency as an additional free parameter, which can be adjusted to enhance molecular orientation. A new experimental polarization imaging 2D technique for the detection alignment is also developed. Experimental results on single shot detection of molecular alignment achieved over an unprecedented temporal span are presented.

Il est bien connu dans la théorie de Maxwell que le rayonnement électromagnétique (EM) d'une onde porte à la fois du moment linéaire (énergie) et du moment angulaire. Ce dernier possède deux parties: le Moment Angulaire de Spin (ou SAM) qui est également connu sous le nom de la polarisation et le Moment Angulaire Orbital (ou OAM). Le SAM ne comprend que deux états (gauche et droite) et est utilisé en télécommunications pour doubler la capacité du canal. Par contre, le moment angulaire orbital (OAM) peut en théorie, avoir un nombre infini d'états appelés les modes OAM. Par conséquent, en radiofréquences, les premières applications de l'OAM ont été proposées dans le domaine des communications sans fil. Mais, tout d'abord, il est nécessaire de développer des antennes générant de telles ondes. L'objectif de cette thèse est de concevoir des antennes pour générer des ondes ayant un OAM. Le manuscrit se décompose en trois parties. Dans la première partie, un réseau d'antennes « patches » utilisant un déphaseur original est développé et testé. Ce réseau génère une onde ayant de l'OAM. Dans la deuxième partie, une cavité Fabry-Perot (FP) est utilisée pour apporter plus de directivité à ce réseau d'antennes. Enfin, la troisième partie consiste à générer des ondes guidées possédant du moment OAM. Ces ondes ont ensuite été utilisées pour exciter des antennes en cornet et rayonner des faisceaux directifs transportant du moment angulaire orbital. / It is well known from Maxwell’s theory that electromagnetic (EM) radiation carries both linear momentum (energy) and angular momentum. The latter has two parts: Spin Angular Momentum (SAM) which corresponds to the polarization of an EM wave and Orbital Angular Momentum (OAM) which is associated with the spatial distribution of an EM wave. The SAM has only two states (left and right) and is used to double the channel capacity in telecommunications. On the other hand, the OAM can theoretically have an infinite number of states called the OAM modes. Therefore, the first applications of OAM have been proposed in wireless communications at radio frequencies. However, first of all, it is necessary to develop the antennas for generating such waves. The objective of this thesis is to design the antennas for the generation of radio waves bearing OAM. The manuscript contains three parts. In the first part, an antenna using 4 patches and an original phase shifter is developed and tested to generate an OAM wave. In the second part, a Fabry-Perot (FP) cavity is used to enhance the directivity of this antenna. The third part is to generate guided OAM waves. Some horn antennas are used to radiate these waves with good directivity.

Cette thèse a pour objectif de comprendre les différents aspects de l'évolution des amas d’étoiles massives NGC3603 et R136 qui possèdent les étoiles les plus massives connues de l'univers local. L'analyse photométrique des noyaux de R136 et NGC3603 utilisant l’imagerie infrarouge de l’instrument SPHERE sur VLT et son système d’optique adaptative extrême de SPHERE, m’a permis de détecter pour la 1ière fois un grand nombre d’étoiles de faibles masse et luminosité au coeur de ces amas et pour la plupart au voisinage des étoiles les plus lumineuses et massives. La comparaison des données de SPHERE de NGC3603 à celles du HST montre l’absence de ségrégation de masse dans le noyau de cet amas. De plus la pente de la fonction de masse de cette région est la même que celle de la région suivante et similaire aux valeurs de la MF correspondant aux régions extérieures de l’amas connues jusqu’ici. L’amas R136 est partiellement résolu par SPHERE/IRDIS dans l’IR. La majorité de ses étoiles massives ont des compagnons visuels. En prenant compte des mesures spectroscopiques et photométriques et leurs erreurs sur l'extinction et l'âge des membres de l’amas, j’ai estimé une gamme de masse pour chaque étoile identifiée. La MF a été calculée pour différents âges ainsi que les erreurs sur les masses stellaires. J’ai simulé des séries d'images de R136 grâce au code Nbody6, et les ai comparées aux observations du HST/WFPC2. Ces simulations permettent de vérifier l'effet de la binarité initiale des étoiles de l’amas, la ségrégation de masse et l'évolution des étoiles sur l'évolution dynamique propre à R136. / This thesis aims at studying 2 massive clusters NGC3603 and R136, and the mechanisms that govern their physics, These clusters host the most massive stars known in the local universe so far and are important clues to understand the formation and fate of very massive star clusters. The manuscript outlines the photometric analysis of the core of R136 and NGC3603 on the basis of HST data in the visible and the VLT high dynamic imaging that I obtained in the infrared thanks to the SPHERE focal instrument operated since 2015 and its extreme Adaptive Optics, In an extensive photometric study of these data I discovered a significantly larger number of faint low-mass stars in the core of both these clusters compared to previous works. These stars are often detected in the vicinity of known massive bright objects. By comparing HST and SPHERE measures, NGC3603 does not show any signature of mass segregation in its core since the MF slope of the very core and the next radial bin are similarly flat and agree well with the MF found in previous works of the outer regions. On the other hand R136 is partially resolved using the SPHERE/IRDIS mode with most of the massive stars having visual companions. Considering the spectroscopic and photometric errors on the extinction and the age of cluster members, I estimate a mass range for each detected star. The MF is plotted at different ages with given errors on stellar masses. Finally I demonstrate that we need more resolution to go further on studying R136 which is 7-8 times further than NGC3603.

Avec l’avènement de la prochaine génération de télescope de plus de 30m de diamètre, il devient primordial de réduire le coût des observations et d’améliorer leur rendement scientifique. De plus il est essentiel de construire ces instruments sur des sites disposant d’une qualité optique maximale. J’ai donc essayé, au cours de ma thèse, de développer un outil fiable, facile d’utilisation et économique permettant de satisfaire ces exigences. J’ai donc utilisé le modèle de prévision météorologique Weather Research and Forecasting et le modèle de calcul de la turbulence optique Trinquet-Vernin pour prédire, plusieurs heures à l’avance, les conditions optiques du ciel tout au long de la nuit. Cette information permettrait d’améliorer la gestion du programme d’observation, appelée "flexible scheduling", et ainsi de réduire les pertes dues à la variation des conditions atmosphériques. Les résultats obtenus et les améliorations apportées au modèle WRF-TV lui permettent de présenter un bon accord entre les mesures et les prévisions ce qui est prometteur pour une utilisation réelle. Au delà de cette gestion, nous avons voulu créer un moyen d’améliorer la recherche et le test de sites astronomiquement intéressants. Nous avons donc définit un paramètre de qualité qui prend en compte les conditions météorologiques et optiques. Ce paramètre a été testé au-dessus de l’île de La Palma aux Canaries et a montré que l’Observatorio del Roque de los Muchachos est situé au meilleur emplacement de l’île. Enfin nous avons créé une routine d’automatisation du modèle WRF-TV afin d’avoir un outil opérationnel fonctionnant de manière autonome. / With the next generation of extremely large telescope having mirror with a diameter larger than 30m, it becomes essential to reduce the cost of observations and to improve their scientific efficiency. Moreover it is fundamental to build these huge infrastructures in location having the best possible optical quality. The purpose of my thesis is to bring a solution easier and more economical than before. I used the Weather Research and Forecasting (WRF) model and the Trinquet-Vernin parametrization, which computes the values of the optical turbulence, to forecast a couple of hours in advance the evolution of the sky optical quality along the coming night. This information would improve the management of observation program, called "flexible scheduling", and thereby reduce losses due to the atmospheric variations. Our results and improvements allow the model us WRF-TV to have a good agreement between previsions and in-situ measurements in different sites, which is promising for a real use in an observatory. Beyond the flexible scheduling, we wanted to create a tool to improve the search for new sites or site testing for already existing sites. Therefore we defined a quality parameter which takes into account meteorological conditions (wind, humidity, precipitable water vapor) and optical conditions (seeing, coherence time, isoplanatic angle). This parameter has been tested above La Palma in Canary island showing that the Observatorio del Roque de los Muchachos is located close to the best possible location of the island. Finally we created an automated program to use WRF-TV model in order to have an operational tool working routinely.

La limite théorique de rendement des cellules photovoltaïques simple-jonction est de l’ordre de 33% d’après le modèle de Shockley-Queisser, ce qui reste éloigné de la limite de Carnot, prédisant une limite maximale de conversion énergie solaire → électricité de 93%. L’écart important entre ces deux limites découle des pertes intrinsèques, essentiellement liées à la conversion inefficace du spectre solaire et à la disparité entre les angles solides d’absorption et d’émission. Pour surmonter ces pertes et se rapprocher de la limite de Carnot, trois stratégies sont envisagées dans cette thèse : les cellules multi-jonction àconcentration, la combinaison de la concentration et de la restriction angulaire et les systèmes hybrides PV/CSP. Chacune de ces stratégies est limitée par des mécanismes qui dégradent leur performance.L’objectif de cette thèse est donc de comprendre dans quelle mesure les différents mécanismes limitants sont susceptibles d’affecter les performances des différentes stratégies étudiées, et d’optimiser l’architecture des cellules dans le but d’accroitre leur efficacité de conversion. Dans ce but, un modèle détaillé de cellule solaire tenant compte des principaux mécanismes limitant a été développé. Un outil d’optimisation par algorithme génétique a également été mis au point, afin d’explorer l’espace des différents paramètres étudiés pour identifier les conditions d’opération optimales. Nous démontrons l’importance majeure que revêt l’adaptation des propriétés optoélectroniques des matériaux utilisés aux conditions opératoires, que ce soit dans le cas des cellules solaires à concentration endurant des pertes résistives significatives, ou encore dans le cas de cellules solaires fonctionnant à des niveaux de températures très supérieurs à l’ambiante. Enfin, nous avons déterminé l’effet des principaux facteurs limitant que constituent les pertes résistives et les recombinaisons non-radiatives sur les cellules solairessimultanément soumises au flux solaire concentré et à la restriction angulaire du rayonnement émis. / The maximum efficiency limit attainable with a single-junction PV cell is ~ 33% according to the detailed balance formalism (also known as Shockley-Queisser model), which remains far from the Carnot limit, predicting a solar to electricity efficiency upper value of 93%. The large gap between both limits is due to intrinsic loss mechanisms, including the inefficient conversion of the solar spectrum and the large discrepancy between the solid angles of absorption and emission. To overcome these losses and get closer to the Carnot limit, three different strategies are considered in this thesis: concentrated multi-junction solarcells, the combination of solar concentration and angular confinement, and hybrid PV/CSP systems. Each strategy is inherently limited by several loss mechanisms that degrade their performances. The objective of this thesis is, hence, to better understand the extent to which these strategies are likely to be penalized by these losses, and to tailor the cell properties toward maximizing their efficiencies. To address these questions, a detailed-balance model of PV cell accounting for the main loss mechanisms was developed. A genetic-algorithm optimization tool was also implemented, aiming at exploring the parameter space and identifying the optimal operation conditions. We demonstrate the uttermost importance of tailoring the electronic properties of the materials used with both multi-junction solar cells undergoing significant series resistance losses, and PV cells operating at temperature levels exceeding ambient temperature. We also investigate the extent to which series resistances losses and non-radiative recombination are likely to affect the ability of PV cells simultaneously submitted to concentrated sunlight and angular restriction of the light emitted by band-to-band recombination.

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

Cette thèse porte sur l'utilisation d'ondelettes de seconde génération pour l'étude statistique de champs aléatoires sphériques. Parmi les phénomènes modélisables par un tel champ, on s'intéressera en particulier au Fond diffus cosmologique (CMB).<br /><br />La localisation des needlets (récente construction d'ondelettes) sur la sphère est étudiée et optimisée en terme de concentration spatiale et d'estimation statistique. Ces fonctions sont ensuite utilisées pour construire un nouvel estimateur du spectre de puissance angulaire. L'examen des propriété de cet estimateur, d'un point de vue théorique (dans l'asymptotique des hautes fréquences angulaires) et pratique, montre qu'il améliore les méthodes existantes dans un modèle réaliste comportant des données manquantes et un bruit hétéroscédastique. A côté de l'estimation spectrale, l'utilisation des needlets est également introduite dans un problème de séparation de sources.<br /><br />Après quatre chapitres introductifs (dédiés respectivement aux aspects physiques, analytiques et statistiques de l'étude du CMB, puis à une présentation d'ensemble des résultats), quatre articles de revue (en collaboration) sont présentés : "Practical wavelet design on the sphere" ; "CMB power spectrum estimation using wavelets" ; "Spectral estimation on the sphere with needlets: high frequency asymptotics" et "A full sky, low foreground, high resolution CMB map from WMAP".