L'étude des systèmes planétaires extrasolaires a considérablement fleuri durant les vingt dernières années, stimulée par la découverte de poussières circumstellaires et de planètes extrasolaires autour d'étoiles de la séquence principale. Cependant, l'imagerie directe de ces systèmes planétaires n'a été jusqu'à présent possible que dans certains cas particuliers à cause de l'important contraste et de la faible distance angulaire entre les étoiles et leur environnement. Même dans ces cas favorables, les régions internes où les planètes rocheuses sont censées se former et où la vie pourrait se développer n'ont pu être étudiées jusqu'ici de par l'absence d'outils appropriés. L'interférométrie infrarouge est une technique très prometteuse dans ce contexte, car elle fournit la résolution angulaire nécessaire pour séparer le rayonnement des étoiles et de leur voisinage immédiat.<br />Le présent travail vise à développer les capacités d'imagerie à haute dynamique des techniques interférométriques pour la caractérisation des systèmes planétaires. Dans un premier temps, nous démontrons que les facilités interférométriques actuelles ont le potentiel de détecter la présence de poussières dans les premières unités astronomiques des disques de débris massifs autour d'étoiles proches. Nos observations de Véga avec le recombinateur infrarouge proche FLUOR installé sur l'interféromètre CHARA révèlent la présence de poussières chaudes responsables d'une émission représentant seulement 1/78ème du rayonnement stellaire en bande K. Dans le but d'étendre l'imagerie des systèmes planétaires à des disques plus ténus et aux planètes extrasolaires, nous étudions ensuite les performances au sol de futurs interféromètres en mode destructif en tenant compte de façon réaliste des effets de l'atmosphère. Nos simulations montrent qu'un instrument installé à l'interféromètre du Very Large Telescope de l'ESO et fonctionnant en mode destructif pourrait détecter des structures circumstellaires aussi faibles que quelques 10^-4 fois le flux stellaire. Finalement, la troisième partie de ce travail se concentre sur l'implémentation de l'interférométrie en mode destructif sur des futures missions spatiales, dans le but de caractériser des planètes extrasolaires aussi petites que la Terre.

Le cadre général de cette thèse est l'étude de nouvelles sources laser de forte luminance pour le pompage des amplificateurs, à fibre dopée erbium (EDFA), en particulier dans le domaine des télécommunications. Actuellement, les EDFA sont pompés par des diodes laser monomodes spatiales émettant à 980 nm une puissance maximale continue d'environ 300 mW sur une surface émettrice de 1 mM par 3 mM. Les diodes laser de plus forte puissance ont une surface émettrice plus large, typiquement 1 mM sur 100 à 200 mM. Il en résulte une dégradation de la qualité spatiale du faisceau dans le plan parallèle à la fonction de la diode. Dans cette direction, le faisceau est 10 à 20 fois limité par la diffraction, ce qui est un problème pour les applications qui nécessitent une forte densité de puissance sur une petite surface (comme par exemple le pompage des EDFA ou le pompage longitudinal des lasers solides). L'enjeu est de disposer d'une source laser monomode spatiale délivrant une puissance continue de l'ordre du watt à 980 nm. Lors de cette thèse, nous avons étudié deux voies. La première solution consiste à améliorer la qualité spatiale d'un faisceau de diode laser en effectuant un filtrage angulaire du faisceau. La technique utilisée est la mise en cavité externe d'une diode laser de puissance. Le filtrage angulaire est réalisé par un réseau de Bragg que nous avons conçu. La seconde solution pour obtenir une émission vers 980 nm dans un faisceau monomode spatial est d'utiliser le faisceau fortement multimode d'une diode laser de puissance pour pomper un cristal massif. Les cristaux dopés avec des ions ytterbium sont intéressants car ils peuvent présenter une raie d'émission vers 980 nm. Le problème est qu'il s'agit alors d'une vraie transition laser à 3 niveaux. Nous avons montré que par un bon choix de la matrice d'accueil et des conditions de pompage, il est possible de réaliser un laser efficace émettant vers 980 nm en pompage continu.

Ce travail est consacré 'a l'étude des propriétés optiques non linéaires de PPLN:5%MgO et CdSiP2, la motivation étant le développement de sources paramétriques optiques dans les seconde et troisième bandes de transmission de l'atmosphère. Ces deux cristaux ont été polis sous forme de sphère pour réaliser des mesures de génération de second harmonique et de génération par différence de fréquences dans toutes les directions en gardant une incidence normale. Les expériences sur sphère de PPLN:5%MgO ont d'abord permis de valider la théorie du quasi-accord de phase angulaire (QAPA), une configuration générale correspondant 'a une propagation des ondes selon une direction quelconque par rapport au vecteur réseau. Nous avons expérimentalement confirmé que le QAPA permet l'existence d'un domaine spectral plus 'étendu et de plus grande acceptance spectrale que l'accord de phase par bir'efringence. Toutes ces mesures ont aussi permis d'affiner les équations de Sellmeier de PPLN:5%MgO. Les propriétés non linéaires exhaustives de CdSiP2, un nouveau cristal non linéaire, ont été mesurées sur toute sa fenêtre de transparence. La possibilité de générer des longueurs d'onde au-delà de 8 μm par différence de fréquences impliquant une onde 'a 1.064 μm a été confirmée. Les mesures des directions d'accord de phase de génération de second harmonique de différence de fréquences ont permis d'affiner les équations de Sellmeier. Enfin, le seuil de dommage optique de CdSiP2 a été mesuré et comparé 'a AgGaS2, qui est son principal concurrent pour la génération dans l'infrarouge au-delà de 8 μm. Tous les résultats obtenus constituent une solide base pour les prochaines études consacrées 'a la conception de dispositifs paramétriques optiques pour l'infrarouge. Mots clés : génération paramétrique infrarouge, quasi-accord de phase angulaire, optique non linéaire.

Dans l'industrie de fabrication mécanique et notamment pour l'utilisation des centres d'usinage haute vitesse, la connaissance des propriétés dynamiques du système broche-outil-pièce en opération est d'une grande importance. L'accroissement des performances des machines-outils et des outils de coupe a œuvré au développement de ce procédé compétitif. D'innombrables travaux ont été menés pour accroître les performances et les remarquables avancées dans les matériaux, les revêtements des outils coupants et les lubrifiants ont permis d'accroître considérablement les vitesses de coupe tout en améliorant la qualité de la surface usinée. Cependant, l'utilisation rationnelle de cette technologie est encore fortement pénalisée par les lacunes dans la connaissance de la coupe, que ce soit au niveau microscopique des interactions fines entre l'outil et la matière coupée, aussi bien qu'au niveau macroscopique intégrant le comportement de la cellule élémentaire d'usinage, si bien que le comportement dynamique en coupe garde encore une grande part de questionnement et exige de l'utilisateur un bon niveau de savoir-faire et parfois d'empirisme pour exploiter au mieux les capacités des moyens de production. Le fonctionnement des machines d'usinage engendre des vibrations qui sont souvent la cause des dysfonctionnements et accélère l'usure des composantes mécaniques (roulements) et outils. Ces vibrations sont une image des efforts internes des systèmes, d'où l'intérêt d'analyser les grandeurs mécaniques vibratoires telle que la vitesse ou l'accélération vibratoire. Ces outils sont indispensables pour une maintenance moderne dont l'objectif est de réduire les coûts liés aux pannes

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.

De nombreux efforts fournis sur l’avancement de la technologie de dépôt afin de répondre au besoin des utilisateurs des filtres interférentiels ont donné la naissance à la nouvelle génération des composants optiques. Les progrès techniques permettent de fabriquer les filtres avec la structure particulièrement complexe et atteindre les performances spectrales remarquables, mais aussi soulèvent de nouveaux problèmes au niveau de la diffusion. Les indicatrices de diffusion de ces filtres présentent les variations extrêmement rapides en fonction de l’angle de reprise et de la longueur d’onde, ce qui amoindrit sérieusement les performances des composants. Il est donc d’essentiel d’être capable de caractériser la diffusion lumineuse angulairement et spectralement résolue. L’objectif de cette thèse a alors été de développer l’outil expérimental, déduit pour la métrologie fine de la réponse spectrale et de la diffusion lumineuse. Le travail réalisé a donné naissance au banc SALSA (pour Spectral and Angular Light Scattering characterization Apparatus), un nouveau diffusomètre spectralement et angulairement résolu. Grâce au banc SALSA nous pouvons effectuer les mesures de diffusion sur large gamme spectrale [400 nm -1000 nm] avec la dynamique de 8 décades et la précision meilleure que 1%. Par ailleurs, le banc peut être utilisé pour la mesure de la transmission avec la dynamique de 12 décades, ce qui est performance unique sur l’échèle mondiale. / Due to market demand and technical progresses, a new generation of optical components requires much more sophisticated structures with a great number of layers. These complex structures enable to achieve severe optical performances but, at the same time, enhance light scattering processes. For these reasons, it is essential to develop a metrological tool which provides an accurate quantification of the spectral and angular behavior of scattering losses, with sufficient angular and spectral resolution. In order to face this issue, new investigations were performed during this PhD thesis and led to the development of the new scatterometer SALSA (Spectral and Angular Light Scattering characterization Apparatus). The use of both a broad-band source and a tunable filter allows to accurately select the illumination wavelength and the spectral bandwidth on the whole spectral range of CCD detectivity. Set-up SALSA allows us to perform the measurements of scattering losses on a wide spectral range (400-1000 nm), with high dynamics (>8 decades), high accuracy and low detectivity (a few 10-8 sr-1). Moreover, with set-up SALSA we are able to measure the transmission of interferential filters on the same spectral range, with high accuracy (1%) and a high dynamic (>10 decades, which is a unique performance).

Les mécanismes physiques de la perte de masse des étoiles évoluées sont encore largement inconnus. Ce processus essentiel est pourtant le moteur principal de l'évolution chimique du milieu interstellaire. Pour les supergéantes rouges (SGR), le déclenchement de l'éjection de la matière et les mécanismes de condensation de la poussière demeurent mal compris. La façon dont les géantes rouges parviennent à former des nébuleuses planétaires non-Sphériques est aussi inconnue. Au cours de ma thèse j'ai étudié des étoiles évoluées grâce à des techniques de haute résolution angulaire permettant de détailler leur surface et leur environnement proche où se trouve l'origine de la perte de masse. À partir d'observations interférométriques en infrarouge (IR), j'ai caractérisé l'enveloppe de vapeur d'eau et de monoxyde de carbone de la SGR Bételgeuse. J'ai également suivi l'évolution d'un point chaud à sa surface et analysé la structure de sa convection ainsi que celle d'Antarès (une autre SGR très proche) grâce à des simulations hydrodynamiques radiatives. L'imagerie à la limite de diffraction (optique adaptative en IR, télescope spatial en ultraviolet) m'a permis d'étudier l'évolution des inhomogénéités de l'enveloppe circumstellaire de Bételgeuse et découvrir un disque circumstellaire autour de L2 Puppis, une étoile de la branche asymptotique des géantes. Ces observations multi-Longueurs d'onde, répétées à plusieurs époques, m'ont permis d'initier un suivi temporel et d'apporter des informations sur la dynamique en jeu. Renouvelé sur un plus grand échantillon d'étoiles dans les années à venir, ce programme permettra de mieux appréhender la perte de masse des étoiles évoluées. / Mass loss of evolved stars is still largely mysterious, despite its importance as the main evolution engine for the chemical composition of the interstellar medium. For red supergiants (RSG), the triggering of the outflow and the mechanism of dust condensation remain unknown. Concerning red giant stars, we still do not know how their mass loss is able to form a bipolar planetary nebula. During my PhD thesis, I observed evolved stars with high angular resolution techniques. They allowed us to study the surface and the close environment of these stars, from where mass loss originates. With near-Infrared interferometric observations, I characterized the water vapor and carbon monoxide envelope of the nearby RSG Betelgeuse. I also monitored a hot spot on its surface and analyzed the structure of its convection, as well as that of Antares (another very nearby supergiant) thanks to radiative hydrodynamical simulations. Diffraction-Limited imaging techniques (near-Infrared adaptive optics, ultraviolet space telescope) allowed me to observe the evolution of inhomogeneities in the circumstellar envelope of Betelgeuse and to discover a circumstellar disk around L2 Puppis, an asymptotic giant branch star. These multi-Scale and multi-Wavelength observations obtained at several epochs allowed us to monitor the evolution of the structures and to derive information on the dynamics of the stellar environment. With a wider stellar sample expected in the next few years, this observing program will allow a better understanding of the mass loss of evolved stars.

L'effet de microlentille gravitationnelle est devenu un outil unique pour détecter des exoplanètes. Il se produit lorsqu'une étoile de premier plan (la microlentille) et une étoile d'arrière plan (la source) sont alignées avec la Terre. La lumière provenant de l'étoile la plus lointaine, souvent dans le bulbe galactique, est alors déviée par la microlentille située dans le disque. Au cours de ce phénomène, des images multiples de la source sont créées par la microlentille, plus grandes que la source, qui apparaît alors amplifiée. Si l'une de ces images multiples se forme au voisinage d'une planète, un pic d'amplification de la source survient, révélant sa présence. Après un tour d'horizon de l'état des connaissances dans le domaine des exoplanètes, nous décrivons les spécificités de la méthode des microlentilles dans ce domaine. Ensuite, nous présentons en détail la modélisation des microlentilles, de ses racines théoriques à la modélisation pratique des courbes de lumières expérimentales. Dans une troisième partie, nous présentons la détection de la première naine brune en orbite autour d'une étoile de type solaire par la méthode des microlentilles, et nous montrons en quoi cette technique ouvre des perspectives nouvelles et originales pour mieux connaître les mécanismes de formation de ces objets dont l'origine reste à identifier. Nous étudions enfin le potentiel de l'observation de microlentilles par interférométrie, en introduisant un nouveau formalisme adapté à l'étude conjointe des événements en photométrie et en interférométrie. Le manuscrit se termine par l'évaluation du nombre moyen d'événements de microlentille observables par interférométrie chaque année. / Gravitational microlensing effect has become a unique tool to detect and characterise exoplanets. A microlensing effect occurs when a foreground star (the microlens) and a background star (the source) are aligned with the Earth on the same line of sight. The light from the furthest star, usually in the Galactic bulge, is deflected by the microlens located on the disk. During this phenomenon, multiple images of the source are created by the lens, bigger than the source that consequently seems amplified. When one of these images are located in the vicinity of an exoplanet, a short amplification jump occurs revealing its presence. After a quick overview of the exoplanets field of research, I highlight the specificities of microlensing comparing to the other planets detection techniques. Then, I describe in details the modelling of microlensing effects, from a theoretical to a numerical point of view. In a third part, I describe the detection of the first brown dwarf orbiting a solar-type star using microlensing, strengthening the recent idea that microlensing will lead to a better understanding of the mechanisms involved in the brown dwarfs formation, still not fully understood. Finally, I investigate the potential of interferometric observations of microlensing events that will give, in the future, new original constrains on the microlens physical properties. First we introduce a new formalism that closely combines interferometric and microlensing observable quantities. Secondly, we determine an average number of events that are at reach of long baseline interferometers every year.

Lorsqu'une grandeur est observée par une série temporelle de mesures périodiques, telles que des mesures d'angles, les outils statistiques du domaine linéaire ne sont plus adaptés à l'estimation des paramètres statistiques de cette série. Nous proposons des filtres et un opérateur de fusion adaptés aux grandeurs aléatoires circulaires. Ils sont développés dans un cadre bayésien avec la distribution circulaire normale de von Mises. De plus, on propose un estimateur circulaire GLR (Global Likehood Ratio) de ruptures dans un signal angulaire s'appuyant sur un filtre particulaire défini dans le domaine circulaire. Le traitement des signaux GNSS repose traditionnellement sur l'estimation récursive, en boucles fermées, de trois paramètres : le délai de code, la phase et la fréquence porteuse du signal reçu. On montre dans cette thèse que l'estimation de la phase et de la fréquence en boucle fermée est à l'origine d'imprécisions et de perturbations additionnelles. On propose une nouvelle approche pour l'estimation de ces paramètres en boule ouverte. Dans ce cas, les mesures de phase sont des angles, définis entre ‒π et π. Statistiquement, elles peuvent être modélisées par la distribution circulaire de von Mises et l'on utilise donc les outils d'estimation circulaire développés dans cette thèse pour les traiter. On montre l'intérêt de l'approche proposée pour le positionnement et pour l'altimétrie par réflectométrie des signaux GNSS. La précision obtenue est de l'ordre du centimètre, pour des durées d'intégrationd'une milliseconde. On propose également une technique de résolution de l'ambiguïté de phase, utilisable dans une approche mono-récepteur et mono-fréquence. / When a value is observed by a temporal series of periodic measurements, such as angle measurements, the statistic tools of the linear domain are no longer adapted to the estimation of the statistical parameters of this series. We propose several filters and a fusion operator adapted to angular random variables estimation. They are developed in a Bayesian framework with the von Mises circular normal distribution. Moreover, we propose a Global Likelihood Ratio circular change estimator which relies on a particle filter defined in the circular domain. GNSS signal procedding traditionnaly relies on the recursive estimation of three parameters in lock loops : the code delay, the phase and the frequency of the received signal carrier. We show in this thesis that the phase and frequency estimations, when realized in a lock loop, cause imprecisions and additional perturbations. We proposea new approach for the estimation of these parameters in an open loop. in this context, the phase measurements are angles defined between ‒π et π. They can be modeled using the von Mises distribution, thus we use the developed circular estimation tools in order to process them. We show the benefit of the proposed approach for positioning and for height estimation using the GNSS-Reflectometry technique. The obtained precision is of the centimeter order, for integration times of one millisecond. We also propose a phase ambiguity resolution technique which can be used in a mono-receiver , mono-frequency approach.

La fission nucléaire est le mécanisme de séparation d'un noyau lourd en deux noyaux appelés fragments de fission. Ces fragments excités émettent des neutrons et des gammas dits prompts pour rejoindre leur état fondamental ou métastable. L'énergie libérée lors de la fission est utilisée dans les centrales nucléaires pour fournir de l'électricité. La durée de vie et le contrôle des réacteurs nucléaires dépendent entre autres des observables de fission telles que les rendements en masse des fragments, la multiplicité et l'énergie des neutrons et des gammas prompts. La première partie de cette thèse est dédiée à l'étude du processus de désexcitation des fragments de fission avec le code de simulation Monte-Carlo FIFRELIN. Ce code, constitué de plusieurs modèles nucléaires permettant de décrire les fragments, prédit les propriétés (multiplicité, énergie) des particules promptes émises lors de la désexcitation. Lors de ce travail de thèse l'influence des modèles sur les prédictions du code a été étudiée. Les modèles étudiés sont ceux définissant le moment angulaire initial, la densité de niveaux et les fonctions de force gamma des fragments. Les résultats de ces études permettent d'identifier les modèles qui influencent significativement les prédictions du code et donc, de sélectionner la combinaison des modèles reproduisant le maximum d'observables et d'améliorer la description nucléaire des fragments. Ces études sont d'abord menées sur la fission spontanée du 252Cf pour laquelle de nombreuses données expérimentales existent ce qui permet de contraindre fortement les modèles. Des études sur la fission rapide (énergie des neutrons incidents de l'ordre du MeV) de 238U et 237Np sont ensuite réalisées. Elles sont motivées, entre autres, par le développement de nouveaux concepts de réacteurs rapides, dits de quatrième génération, permettant de réduire les quantités de déchets nucléaires et d'utiliser les réserves abondantes de 238U pour fournir de l'électricité. Les données expérimentales relatives à la fission rapide sont rares. De nouveaux dispositifs expérimentaux sont actuellement en développement afin d’étudier l’évolution des différentes observables de fission sur un large domaine en énergie d’excitation. Le dispositif FALSTAFF qui fait l'objet de la deuxième partie de cette thèse est l'un d'entre eux. Dans cette seconde partie les étapes de développement, d'optimisation et de caractérisation du premier bras du dispositif expérimental FALSTAFF sont présentées. Ce spectromètre, installé auprès de l'installation NFS (Neutrons For Science), permettra d'étudier la fission rapide en cinématique directe de nombreux actinides. La détection des deux fragments de fission en coïncidence permettra de caractériser leur énergie, leurs masses (avant et après évaporation des neutrons) et leur charge. La multiplicité des neutrons émis sera alors déterminée et nous renseignera sur le partage de l'énergie d’excitation entre les fragments. Les données mesurées serviront ultérieurement de données d'entrée au code FIFRELIN. La mesure de la vitesse des deux fragments en coïncidence (méthode 2V), avec des détecteurs de temps de vol MWPC-SeD donnent accès à la masse avant évaporation. Une chambre à ionisation axiale placée après ces détecteurs permet de mesurer l'énergie cinétique et le profil de perte d'énergie des fragments, ce qui permet de déterminer respectivement la masse après évaporation (méthode EV) et la charge nucléaire des fragments.La partie expérimentale de cette thèse est dédiée au développement des programmes de simulation et d'analyse des données, à la mise en place du système d'acquisition, à la caractérisation et à l'optimisation des détecteurs. Ce dernier point concerne essentiellement l'étude des performances de la chambre à ionisation axiale. / Nuclear fission is the process in which a heavy nucleus splits into two nuclei called fission fragments. These excited fragments emit prompt neutrons and gammas to reach their ground or a metastable state. The energy released during fission is used in nuclear power plants to provide electricity. The nuclear reactor lifespan and control depend partly on fission observables such as the fragment mass yields, the neutron and gamma multiplicity and energy. The first part of this thesis is dedicated to the study of the fission fragment de-excitation process with the FIFRELIN Monte-Carlo code. This code, containing many nuclear models describing the fragments, predicts the prompt particle properties (multiplicity, energy).During this PhD work the impact of different models on the code predictions was investigated. The models which are studied are those defining the initial angular momentum, the level density and the radiative strength function of fragments. These studies identified those nuclear properties that have a significant impact on the code predictions, and as a consequence permitted selection of the model combination suited to reproduce the maximum number of fission observables, and improving our understanding about the nuclear description of fission fragments. These studies are firstly performed on the spontaneous fission of 252Cf for which numerous experimental data are available allowing constraints to be set on the models. Studies on fast fission (incident neutron with an energy around MeV) of 238U and 237Np are then performed. They are motivated partly by the development of new fast reactor concepts, called Generation IV reactors, that will reduce the quantity of nuclear waste and burn the large amount of natural uranium to provide electricity. Experimental data concerning fast fission are scarce. As a consequence new experimental setups are currently under development. They will measure fission observables over a large excitation energy domain. One of them, called FALSTAFF, is the topic of the second part of this thesis. In the second part of this PhD thesis, the different steps concerning the development, the optimization and the characterization of the first arm of the FALSTAFF setup are presented. This spectrometer, placed at the NFS facility (Neutrons For Science), will study fast fission in direct kinematic for various actinides. The detection of both fragments in coincidence will allow characterization of their energy, their masses (before and after neutron evaporation) and their nuclear charge. The neutron multiplicity will be deduced and will provide information on the energy sharing between the fragments. This data will be later used as input for the FIFRELIN code. The velocity determination of both fragments (2V method), with MWPC-SeD time-of-flight detectors, will provide pre-neutron emission fragment masses. An axial ionization chamber, placed after those detectors, will measure the kinematic energy and the energy loss profile of fragments, which will provide respectively the post-neutron emission mass (EV method) and the nuclear charge. The experimental part of this thesis is dedicated to the development of simulation and data analysis software, the configuration of the data acquisition system, the characterization and the optimization of the detectors. This last item mainly concerns the axial ionization chamber.