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.

Le modèle de nutation de référence (MHB2000) et le repère céleste international (ICRF2) ont été établis en 2000 et en 2009 respectivement. Les observations VLBI s’étant accumulées depuis, ce sont autant de nouvelles données permettant d’affiner la nutation et de mieux caractériser l’instabilité des radiosources constituant le repère céleste. L’allongement des données disponibles révèle des défauts dans la nutation de référence comme des fluctuations dans la position des radiosources. Il importe donc de réajuster les termes de nutation, tout en évaluant l’impact de l’instabilité du repère de référence céleste sur celle-ci. Dans un premier temps, nous déterminons des corrections significatives des termes de nutation du modèle MHB2000 jusqu'à 50 micro-seconde d'arc sur la base des séries opérationnelles de l'IVS. Nous en évaluons aussi l'incertitude. Notre intérêt s’est focalisé sur la nutation libre du noyau et un terme spectralement proche, le terme annuel rétrograde. Nous tentons de caractériser leur variabilité multi-annuelle, en amplitude, phase et fréquence, malgré la corrélation qui les affecte.Dans un second temps, nous avons étudié la stabilité du repère céleste par une étude approfondie des sources susceptibles de définir ce repère. De telles sources sont sélectionnées par analyse de variance d'Allan de leurs déplacements astrométriques. Cette analyse donne la « couleur » du bruit aléatoire qui affecte leurs positions en fonction des différentes échelles de temps correspondant à 30 ans d’observations VLBI. Plus précisément, nous sélectionnons les radiosources présentant un bruit blanc. Il en résulte que sur 123 sources parmi celles choisies pour l'ICRF2 en 2009, seules 40 respectent ce critère de stabilité sur la période 1985-2016. Ce nombre est insuffisant pour construire un repère céleste stable et des compromis sont nécessaires. Enfin, la propagation des erreurs des positions des radiosources sur la nutation a été caractérisée, expliquant le bruit anormalement grands de certaines séries de nutation diffusées par l'IVS. / The reference nutation model (MHB2000) and the International Celestial Reference Frame (ICRF2) was established in 2000 and 2009 respectively. VLBI observations are being accumulated since and these are all new data to refine the nutation and better characterize the instability of radio sources constituting the celestial frame. The lengthening of the available data reveals defects in the reference wobble and fluctuations in the position of radio sources.It is important to adjust the nutation terms while assessing the impact of the instability of the celestial reference frame on it. Initially, we obtain significant corrections in terms of nutation model MHB2000 up to 50 micro-seconds of degree on the basis of IVS operational nutation time series. We also evaluate their uncertainty. Our interest is focused on the the free core nutation and a term closed in frequency, the retrograde annual term. We try to characterize the multi-annual variability, on amplitude, phase and period, despite correlation that affects both terms.Secondly, we study the stability of the celestial reference frame by a comprehensive study of the potential sources to define the frame. Such defining sources are selected by analysis using Allan variance of their astrometric displacements. This analysis gives the "color" of the random noise that affects positions based on different time scales corresponding to 30 years of VLBI observations. Specifically, we select radio sources with white noise. It follows that on 123 sources from those chosen for ICRF2 in 2009, only 40 meet this criterion of stability over the period 1985-2016. This number is too small to build a new celestial reference frame and compromises are necessary. Finally, errors propagation of radio position on nutation has been characterized, explaining the noise unusually large of some nutation time series diffused by the IVS.

Building upon its success with the Hipparcos space astrometry mission launched in 1989, the European Space Agency has agreed to fund the construction of its successor, Gaia, and its launch in 2011. Despite the similarities between the two missions, Gaia will be orders of magnitude more powerful, more sensitive, but also more complex in terms of data processing. Growing from 120,000 stars with Hipparcos to about 120,000E4 stars with Gaia does not simply mean pushing the computing resources to their limits (1 second of processing per star yields 38 years for the whole Gaia-sky). It also means facing situations that did not occur with Hipparcos either by luck or because those cases were carefully removed from the Hipparcos Input Catalogue.<p><p>This manuscript illustrates how some chunks of the foreseen Gaia data reduction pipeline can be trained and assessed using the Hipparcos observations. This is especially true for unresolved binaries because they pop up so far down in the Gaia pipeline that, by the time they get there, there is essentially no difference between Hipparcos and Gaia data. Only the number of such binaries is different, going from two thousand to ten million.<p><p>Although the computing time clearly becomes an issue, one cannot sacrifice the robustness and correctness of the reduction pipeline for the sake of speed. However, owing to the requirement that everything must be Gaia-based (no help from ground-based results), the very robustness of the reduction has to be assessed as well. For instance, the underlying assumptions of some statistical tests used to assess the quality of the fits used in the Hipparcos pipeline might no longer hold with Gaia. That may not affect the fit itself but rather the quality indicators usually accompanying those fits. For the final catalogue to be a success, these issues must be addressed as soon as possible.<p> / Agrégation de l'enseignement supérieur, Orientation sciences / info:eu-repo/semantics/nonPublished

L'étude présentée dans cette thèse concerne principalement la réduction astrométrique de plaques photographiques anciennes : nous observons dans le passé. L'objectif étant de montrer qu'il est désormais possible d'obtenir des observations astrométriques de grande précision pour des périodes anciennes, en effectuant une nouvelle réduction d'observations photographiques. Nous avons utilisé à cet effet des plaques photographiques des satellites galiléens réalisées au McCormick Observatory et à l'U.S. Naval Observatory entre 1967 et 1998 (2650 observations). Il nous aura été indispensable de reprendre complètement l'analyse de ces plaques. Nous avons numérisé l'ensemble des données analogiques en prenant soin de bien comprendre le mécanisme de digitalisation pour ne pas perdre de précision durant le traitement. Nous avons ensuite établi une procédure de détermination de positions astrométriques. Plusieurs programmes ont été développés pour identifier les objets, extraire les positions et les corriger, depuis les images numérisées. Une méthode de réduction astrométrique par rattachement aux étoiles du champ, adaptée aux plaques photographiques, a aussi été produite pour pouvoir calculer très précisément les positions astrométriques équatoriales (RA, Dec) et intersatellites des satellites galiléens, tout en corrigeant nécessairement de nombreux effets instrumentaux et physiques tels la coma-magnitude ou encore la réfraction atmosphérique totale. L'ensemble de cette procédure a été optimisé pour que le faible nombre de références stellaires dont nous disposons suffise à la précision recherchée. Pour la première fois depuis ces plaques, nous avons déterminé des positions équatoriales (RA, Dec) dans le système de référence ICRS, là où les positions n'étaient que relatives entre satellites. Aussi et pour le système jovien, nous avons obtenu des données d'une précision de 75 mas en (RA, Dec) et 36 mas en intersatellite, alors que la précision n'était que de 90 mas à l'époque et en intersatellite seulement. De plus, les observations obtenues fournissent non seulement des positions des satellites galiléens, mais aussi des positions de la planète Jupiter. Les résultats produits nous ont ainsi permis de comparer différents catalogues d'étoiles et différentes éphémérides satellitaires et planétaires. Ils ont aussi été utilisés pour ajuster aux observations la dernière théorie dynamique des satellites produite par l'IMCCE.

Il semble maintenant établi que la majorité des étoiles se forment dans des amas (Carpenter 2000; Porras et al. 2003; Lada & Lada 2003). Comprendre l'origine et l'évolution des populations stellaires est donc l'un des plus grands défis de l'astrophysique moderne. Malheureusement, moins d'un dixième de ces amas restent gravitationellement liés au delà de quelques centaines de millions d'années (Lada & Lada 2003). L’étude des amas stellaires doit donc se faire avant leur dissolution dans la galaxie.Le projet Dynamical Analysis of Nearby Clusters (DANCe, Bouy et al. 2013), dont le travail fait partie, fournit le cadre scientifique pour l'analyse des amas proches et jeunes (NYC) dans le voisinage solaire. Les observations de l'amas ouvert des Pléiades par le projet DANCe offrent une opportunité parfaite pour le développement d'outils statistiques visant à analyser les premières phases de l'évolution des amas.L'outil statistique développé ici est un système intelligent probabiliste qui effectue une inférence bayésienne des paramètres régissant les fonctions de densité de probabilité (PDF) de la population de l'amas (PDFCP). Il a été testé avec les données photométriques et astrométriques des Pléiades du relevé DANCe. Pour éviter la subjectivité de ces choix des priors, le système intelligent les établit en utilisant l'approche hiérarchique bayésienne (BHM). Dans ce cas, les paramètres de ces distributions, qui sont également déduits des données, proviennent d'autres distributions de manière hiérarchique.Dans ce système intelligent BHM, les vraies valeurs du PDFCP sont spécifiées par des relations stochastiques et déterministes représentatives de notre connaissance des paramètres physiques de l'amas. Pour effectuer l'inférence paramétrique, la vraisemblance (compte tenu de ces valeurs réelles), tient en compte des propriétés de l'ensemble de données, en particulier son hétéroscédasticité et des objects avec des valeurs manquantes.Le BHM obtient les PDF postérieures des paramètres dans les PDFCP, en particulier celles des distributions spatiales, de mouvements propres et de luminosité, qui sont les objectifs scientifiques finaux du projet DANCe. Dans le BHM, chaque étoile du catalogue contribue aux PDF des paramètres de l'amas proportionnellement à sa probabilité d'appartenance. Ainsi, les PDFCP sont exempts de biais d'échantillonnage résultant de sélections tronquées au-dessus d'un seuil de probabilité défini plus ou moins arbitrairement.Comme produit additionnel, le BHM fournit également les PDF de la probabilité d'appartenance à l'amas pour chaque étoile du catalogue d'entrée, qui permettent d'identifier les membres probables de l'amas, et les contaminants probables du champ. La méthode a été testée avec succès sur des ensembles de données synthétiques (avec une aire sous la courbe ROC de 0,99), ce qui a permis d'estimer un taux de contamination pour les PDFCP de seulement 5,8 %.Ces nouvelles méthodes permettent d'obtenir et/ou de confirmer des résultats importants sur les propriétés astrophysiques de l'amas des Pléiades. Tout d'abord, le BHM a découvert 200 nouveaux candidats membres, qui représentent 10% de la population totale de l'amas. Les résultats sont en excellent accord (99,6% des 100 000 objets dans l'ensemble de données) avec les résultats précédents trouvés dans la littérature, ce qui fournit une validation externe importante de la méthode. Enfin, la distribution de masse des systèmes actuelle (PDSMD) est en général en bon accord avec les résultats précédents de Bouy et al. 2015, mais présente l'avantage inestimable d'avoir des incertitudes beaucoup plus robustes que celles des méthodes précédentes.Ainsi, en améliorant la modélisation de l'ensemble de données et en éliminant les restrictions inutiles ou les hypothèses simplificatrices, le nouveau système intelligent, développé et testé dans le présent travail, représente l'état de l'art pour l'analyse statistique des populations de NYC. / The origin and evolution of stellar populations is one of the greatest challenges in modern astrophysics. It is known that the majority of the stars has its origin in stellar clusters (Carpenter 2000; Porras et al. 2003; Lada & Lada 2003). However, only less than one tenth of these clusters remains bounded after the first few hundred million years (Lada & Lada 2003). Ergo, the understanding of the origin and evolution of stars demands meticulous analyses of stellar clusters in these crucial ages.The project Dynamical Analysis of Nearby Clusters (DANCe, Bouy et al. 2013), from which the present work is part of, provides the scientific framework for the analysis of Nearby Young Clusters (NYC) in the solar neighbourhood (< 500 pc). The DANCe carefully designed observations of the well known Pleiades cluster provide the perfect case study for the development and testing of statistical tools aiming at the analysis of the early phases of cluster evolution.The statistical tool developed here is a probabilistic intelligent system that performs Bayesian inference for the parameters governing the probability density functions (PDFs) of the cluster population (PDFCP). It has been benchmarked with the Pleiades photometric and astrometric data of the DANCe survey. As any Bayesian framework, it requires the setting up of priors. To avoid the subjectivity of these, the intelligent system establish them using the Bayesian Hierarchical Model (BHM) approach. In it, the parameters of prior distributions, which are also inferred from the data, are drawn from other distributions in a hierarchical way.In this BHM intelligent system, the true values of the PDFCP are specified by stochastic and deterministic relations representing the state of knowledge of the NYC. To perform the parametric inference, the likelihood of the data, given these true values, accounts for the properties of the data set, especially its heteroscedasticity and missing value objects. By properly accounting for these properties, the intelligent system: i) Increases the size of the data set, with respect to previous studies working exclusively on fully observed objects, and ii) Avoids biases associated to fully observed data sets, and restrictions to low-uncertainty objects (sigma-clipping procedures).The BHM returns the posterior PDFs of the parameters in the PDFCPs, particularly of the spatial, proper motions and luminosity distributions. In the BHM each object in the data set contributes to the PDFs of the parameters proportionally to its likelihood. Thus, the PDFCPs are free of biases resulting from typical high membership probability selections (sampling bias).As a by-product, the BHM also gives the PDFs of the cluster membership probability for each object in the data set. These PDFs together with an optimal probability classification threshold, which is obtained from synthetic data sets, allow the classification of objects into cluster and field populations. This by-product classifier shows excellent results when applied on synthetic data sets (with an area under the ROC curve of 0.99). From the analysis of synthetic data sets, the expected value of the contamination rate for the PDFCPs is 5.8 ± 0.2%.The following are the most important astrophysical results of the BHM applied tothe Pleiades cluster. First, used as a classifier, it finds ∼ 200 new candidate members, representing 10% new discoveries. Nevertheless, it shows outstanding agreement (99.6% of the 105 objects in the data set) with previous results from the literature. Second, the derived present day system mass distribution (PDSMD) is in general agreement with the previous results of Bouy et al. (2015).Thus, by better modelling the data set and eliminating unnecessary restrictions to it, the new intelligent system, developed and tested in the present work, represents the state of the art for the statistical analysis of NYC populations.

Surface brightness asymmetries are a very common feature of stars. Among other effects they cause a difference between the projected centre of mass and the photocentre. The evolution of those surface features makes this difference time-dependent. In some cases the displacement can be a non-negligible fraction of the star radius R, and if R>1 AU, of the parallax. We investigate the impact of surface brightness asymmetries on the Gaia astrometric solution and on the data processing flow. In particular we derive analytical expressions for the change in the derived astrometric parameters for a single-star, with respect to the parameters for a uniformly-bright star, as a function of the characteristics of the surface brightness asymmetries. These predictions are confirmed by the results of the processing of simulated astrometric Gaia data where a photocentre motion caused by surface brightness asymmetries has been added using a Gaussian Markovian model.<p>In the case of a red supergiant star, the average photocentre shift is about 0.1 AU. Such a photocentric noise translates in a 10% inaccuracy on the parallax (independently of the distance), which becomes larger than the statistical error on the parallax derived from the data reduction for stars that are up to about 4 kpc away. For the most nearby stars, we derive an inaccuracy on the parallax that can be 10 times its statistical error. Finally we estimate that up to about 4000 stars among red supergiants and bright giants may have astrometric parameters that are inaccurate at levels bigger than expected because of the surface brightness asymmetries. In the determination of this number, a crucial role is played by the Gaia observable magnitude range. The fact that Gaia will not observe stars brighter than 5.6 in the Gaia G band means that the closest stars will not be observed. Yet, the impact of the surface brightness asymmetries is proportional to their angular size, meaning that the stars whose astrometric accuracy would be most affected are not observed.<p>Various non-Gaussian spot models (as applicable in the case of magnetic spots) have been implemented and analytical predictions for the effects of such magnetic spots are computed for the most representative classes of magnetic stars.<p>Another effect of the presence of surface brightness asymmetries is their impact on Gaia data processing flow. The quality of the fit of the data is evaluated with the F2 parameter that is a transformation of χ2 such that it has a unit normal distribution when the model is adequate and it is independent of the number of measurements. If the goodness-of-fit F2 of the single-star solution is not good enough (F2>3), a chain of solution of growing complexity is tried until a satisfactory one (with F2<3) is obtained. If no good solution is found, a so-called stochastic solution is computed where a "cosmic" error is added to the data in order to obtain a single-star solution with F2=0. We show that the photocentre noise induces an increase in the goodness-of-fit parameter, causing this chain of solutions to be entered. Depending on the characteristics of the photocentre noise, a variable fraction of the stars in our simulations end up with a non-single-star solution. Yet, we show that these (orbital) solutions are not acceptable because non-significant or non-physical. Finally, an important fraction of stars is assigned a stochastic solution with a cosmic noise matching well the photocentric noise.<p><p>/<p><p>Les asymétries de brillance de surface sont une caractéristique commune des étoiles. Parmi d'autres effets, elles provoquent une différence entre la projection du centre de masse et le photocentre. L'évolution de ces structures de surface rend cette différence variable avec le temps. Dans certains cas, le déplacement du photocentre peut être une fraction non négligeable du rayon de l'étoile R et, si R>1 UA, de la parallaxe. Nous examinons l'impact des asymétries de brillance de surface sur la solution astrométrique de Gaia et sur le processus de traitement des données. En particulier nous dérivons des expressions analytiques pour le changement des paramètres astrométriques déerivées pour une étoile simple, par rapport aux paramètres pour une étoile uniformément lumineuse, en fonction des caractéristiques des asymétries de brillance de surface. Ces prévisions sont confirmées par les résultats de simulations du traitement des données astrométriques de Gaia, auxquelles des mouvements du photocentre causés par des asymétries de brillance de surface ont été ajoutés en utilisant un modèle gaussien markovien.<p><p>Dans le cas d'une étoile super-géante rouge, le décalage moyen du photocentre est d'environ 0.1 UA. Un bruit photocentrique de cette amplitude se traduit dans une imprécision de 10% sur la parallaxe (indépendamment de la distance), qui peut devenir plus grande que l'erreur statistique sur la parallaxe déerivée par la réduction des données, pour les étoiles plus proches d'environ 4 kpc. Pour les étoiles les plus proches, nous évaluons une imprécision sur la parallaxe qui peut être 10 fois leur erreur statistique. Finalement, nous estimons que jusqu'à environ 4000 étoiles parmi les super-géantes rouges et géantes brillantes peuvent avoir des paramètres astrométriques inexactes à des niveaux plus grands que prévu en raison des asymétries de brillance de surface. Dans la détermination de ce nombre, la gamme de magnitudes observables par Gaia joue un rôle crucial. Le fait que Gaia n'observera pas les étoiles plus brillantes que 5.6 mag (en bande Gaia) signifie que les étoiles les plus proches ne seront pas observées. Pourtant, l'impact des asymétries de brillance de surface est proportionnel à leur taille angulaire, ce qui signifie que les étoiles dont la précision astrométrique seraient la plus affecté ne seront pas observées.<p>Différents modèles de taches ont été réalisés et des prédictions analytiques pour les effets de ces taches magnétiques sont calculés pour les classes les plus représentatives des étoiles magnétiques. <p>Un autre effet de la présence des asymétries de brillance de surface est leur impact sur le traitement des données de Gaia. La qualité de l'ajustement des données est évaluée avec le paramètre F2 qui est une transformation de χ2 telle qu'il ait une distribution normale lorsque le modèle est adéquat. Si la qualité de l'ajustement F2 de la solution étoile-simple n'est pas acceptable (F2>3), une chaîne de solutions de complexité croissante est essayée jusqu'à ce qu'une solution satisfaisante (avec F2<3) soit obtenue. Si aucune solution satisfaisante n'est trouvée, une solution dite stochastique est calculée où une erreur "cosmique" est ajoutée aux données afin d'obtenir une solution étoile-simple avec F2=0. Nous montrons que le bruit du photocentre induit une augmentation de F2, ce qui provoque l'activation de cette chaîne de solutions. Selon les caractéristiques du bruit du photocentre, une solution étoile-non-simple est obtenue pour une fraction variable des étoiles dans nos simulations. Nous montrons que ces solutions (orbitales) ainsi obtenues ne sont pas acceptables car non significatives ou non-physiques. Enfin, une fraction importante d'étoiles se voient attribuer une solution stochastique avec un bruit cosmique correspondant au bruit photocentrique. / Doctorat en Sciences / info:eu-repo/semantics/nonPublished