Th. doct.--Histoire des sciences et des techniques--Université de Nantes, 2001.

Dissertation--Department of astronomy--Stockholm--Stockholm university, 1998. / Notes bibliogr.

Proefschift--Universiteit Leiden, 2004.

Thèse numérisée par la Direction des bibliothèques de l'Université de Montréal.

Th.--Astrophys.--Toulouse 3, 1982. N°: 1045.

Plusieurs études ont montré que les étoiles bleues de la branche horizontale (étoiles BHB) chaudes (Teff ≳ 11500 K) des amas globulaires présentent des anomalies d’abondances causées par le processus de la diffusion atomique. Il a été démontré que la diffusion atomique entraîne selon l’étoile, une stratification verticale de certains éléments chimiques. L’objectif de ce projet vise à élargir notre compréhension des étoiles BHB en menant une analyse de leurs propriétés physico-chimiques. L’emphase est mise sur les étoiles BHB du champ qui ont été beaucoup moins étudiées, mais qui, de par leur histoire évolutive et leur environnement différents, devraient permettre d’élargir le domaine des paramètres de base (comme la métallicité). Des modèles d’atmosphère stellaire calculés avec le code atmosphérique PHOENIX sont utilisés pour ce travail. Le spectrographe ESPaDOnS du télescope Canada-France-Hawaï a permis d’obtenir des spectres de très haute résolution (R = 81000) pour quatre étoiles BHB du champ. Le code de transfert radiatif ZEEMAN2 a été utilisé pour une analyse détaillée des raies spectrales. Les résultats de cette analyse indiquent l’existence d’une surabondance de métaux dans les étoiles chaudes HD213781 et Feige 86, marquant ainsi la présence de la diffusion atomique dans ces étoiles. Une stratification verticale du phosphore et une stratification marginale du fer sont détectées dans HD213781 et Feige 86, respectivement. Comme leurs homologues des amas globulaires, les étoiles BHB froides du champ HD128801, HD143459 et HZ27 ne montrent aucune signature de diffusion. Ces variations de l’abondance des éléments soulèvent une question lors de l’évaluation des paramètres atmosphériques (Teff et log g) à partir de modèles de métallicité fixe. De ce fait, l’effet de la métallicité est ici étudié pour 20 étoiles BHB connues dans les amas globulaires M3 et M13. Les paramètres atmosphériques de ces étoiles sont alors extraits en utilisant des modèles d’atmosphère de six métallicités [Fe/H] différentes variant entre -2:0 et +0:5 dex par rapport à la métallicité solaire. Deux méthodes d’analyse, spectroscopique et photométrique, sont utilisées. Seules les valeurs spectroscopiques de Teff et log g obtenues pour les étoiles plus chaudes montrent un changement, bien que léger, avec la métallicité. Par ailleurs, cette analyse souligne qu’un simple ajustement de la métallicité des modèles ne peut régler le problème de la faible gravité spectroscopique observée pour les étoiles BHB chaudes. Enfin, pour augmenter l’échantillon d’étoiles BHB chaudes connues dans le champ, de nouvelles observations de 21 étoiles ont été faites à l’Observatoire du Mont-Mégantic. Entre autres, trois nouvelles étoiles BHB du champ ont été caractérisées pour la première fois. / Several studies have shown that hot (Teff > 11500 K) blue horizontal branch stars (BHB stars) in globular clusters present abundance anomalies caused by the atomic diffusion process. It was demonstrated that atomic diffusion leads in certain stars to vertical stratification of some chemical elements. The aim of this project is to expand our comprehension of BHB stars by analyzing their physico-chemical properties. A special emphasis is put on field BHB stars. These stars are not as well studied, but because of their different evolutive history and environment, they should permit a widening of the domain of the basic parameters (like metallicity). Stellar atmosphere models computed with the atmospheric code PHOENIX were used for this work. The échelle spectrograph ESPaDOnS at the Canada-France-Hawaï telescope allowed to obtain high resolution (R = 81000) spectra of four field BHB stars. The radiative transfer code ZEEMAN2 was used for a detail analysis of the spectral lines. The results of this spectral analysis show the existence of an overabundance of metals in the hot stars HD213781 and Feige 86, indicating the presence of atomic diffusion in these stars. A vertical stratification of phosphorous and a marginal vertical stratification of iron are detected in HD213781 and Feige 86, respectively. Like their counterparts in globular clusters, the cold field BHB stars HD128801, HD143459, and HZ27 present no signature of atomic diffusion. These abundance variations raise a question for the evaluation of the atmospheric parameters from models with a fixed metallicity. Thereby, the metallicity effect is studied here for twenty known BHB stars in the globular clusters M3 and M13. The atmospheric parameters of these stars are extracted using atmosphere models for six different metallicities [Fe/H] in the range between -2:0 and +0:5 dex relative to the solar metallicity. Two analysis methods, based on spectroscopy and photometry, were used. Only the spectroscopic values of Teff and log g obtained for the hottest stars show a variation, although small, with the model metallicity. Otherwise, this analysis demonstrates that a simple adjustment of the model metallicity cannot solve the problem of the low spectroscopic gravity observed for the hot BHB stars. Finally, to increase the sample of known hot field BHB stars, new observations of 21 stars have been made at the Observatoire du Mont-Mégantic. Three new field BHB stars have been characterized for the first time.

Thèse numérisée par la Direction des bibliothèques de l'Université de Montréal.

Thèse doctorat : Sciences de la Terre et de l'Univers : Strasbourg 1 : 2006. / Titre provenant de l'écran-titre. Bibliogr. p8 .

Cette thèse porte sur l'étude d'un composant optique à base de guides d'onde monomodes destiné à recombiner de manière cohérente les faisceaux provenant de quatre télescopes. L'architecture proposée permet de fournir une mesure instantanée de la visibilité et de la phase des tranges pour les six paires possibles de télescopes sur la bande H de transparence de l'atmosphère. A partir des résultats de caractérisation optique obtenus sur les dispositifs réalisés en technologie silice sur silicium, des composants plus complexes destinés aux projets d'instrumentation de seconde génération du VLTI (Very Large Telescope Interferometer) ont pu être étudiés. Il est notamment montré que l'architecture proposée est extensible aux bandes d'observation J et K et à la recombinaison de faisceaux issus de six voire huit télescopes, et peut être aussi avantageusement utilisée pour réaliser un suiveur de franges.

L'observation du milieu interstellaire est très importante aux fréquences mm / (sub) mm / Thz pour comprendre comment se forment les étoiles et les planètes. De telles observations dépendent des récepteurs hétérodynes. Ces instruments atteignent une résolution spectrale très élevée en convertissant un signal haute fréquence à une fréquence plus basse. Dans un récepteur hétérodyne, le signal collecté est superposé sur un signal artificiel, bien connu, monochromatique, généré par l'oscillateur local (OL), donc ce signal artificiel est plus-ou-moins la fréquence du signal du ciel. Le mélangeur produit le signal de la fréquence du battement. Cette fréquence est équivalente à la différence entre le OL et la fréquence du signal du ciel. Ainsi, le signal du ciel est traduit à une fréquence plus basse, pour qu'il soit facile à amplifier et détecter. Habituellement, les récepteurs hétérodynes ont seulement un pixel spatial avec de nombreux canaux en fréquences. Notre objectif est de développer des réseaux de centaines de pixels. Pour faire cela, certains composants de l'hétérodyne doivent être repensés radicalement, tels que l'antenne de réception et le diviseur de faisceau OL. En effet, l'antenne réceptrice est généralement constituée d'une antenne à double fentes sur une lentille, ou d'une antenne cornet. Par contre, ces antennes ne sont pas les meilleurs choix pour des réseaux de nombreux pixels car elles doivent être usinées et montées individuellement. Au lieu de cela, il est commode de développer des structures planaires qui peuvent être facilement produites toutes ensembles. En particulier, nous avons conçu et simulé des réseaux d'antennes patch, de réseaux de transmission, et de plaques de zone. Le réseau d'antennes patch consiste d'un réseau de patchs métalliques reliés par une ligne microruban et séparés du plan de masse par un substrat diélectrique. Cette configuration profite du facteur du réseau pour réduire la largeur de faisceau du signal collecté. Cependant, nos simulations nous montrent que la bande RF des réseaux d'antennes patch est étroite. Pour cette raison, nous avons analysé la possibilité d'utiliser une autre solution : le réseau de transmission. C'est un réseau de plusieurs cellules qui déphase une onde afin de transformer son front de phase de forme planaire en forme sphérique. Le but de la matrice de transmission est de focaliser le faisceau collecté vers une antenne et mélangeur à double fentes. La thés démontre qu'un effet de focalisation satisfaisant est atteint sur une ligne. Nous avons fabriqué un tel réseau de transmission et l'avons testé en laboratoire. En raison des petites dimensions de quelques millimètres, ces tests sont difficiles à réaliser. Au sein de l'erreur de mesure, la conception et les simulations sont cohérentes. Une troisième option (d'une lentille planaire) a été étudiée dans la thèse : la plaque de zone. C'est un type particulier de réseau de transmission qui ne présente que deux déphasages de 0 ° et 180 °. Le plaque de zone focalise bien, mais est peu efficace. La dernière partie de la thèse introduit un type de diviseur de faisceau particulier qui permet une division du faisceau du signal OL vers un réseau de quatre mélangeurs très serrés. Diviser le faisceau avec des angles suffisamment petits est très difficile avec les réseaux de Fourier et Dammann classiques. Pour cette raison la méthode que nous avons proposée pour concevoir un tel diviseur est très novatrice. En effet, il permet la formation de motifs de faisceaux de forme arbitraire, qui ne sont pas limités par les ordres de diffraction. Les simulations montrent des efficacités allant jusqu'à 80% qui sont très bonnes en comparaison avec les réseaux classiques. En résumé, dans cette thèse, j'ai essayé plusieurs moyens radicalement différents pour simplifier les récepteurs hétérodynes et ouvrir la voie aux grandes matrices hétérodynes avec des centaines de pixels. / The observation of the interstellar medium is very important at mm/(sub)mm/THz frequencies to understand how stars and planets form. Generally such observations rely on heterodyne receivers. These are instruments that achieve very high spectral resolution by down converting a high frequency signal towards a lower frequency one. In a heterodyne receiver the incoming signal is superimposed onto an artificial, well-known, monochromatic signal generated by the local oscillator (LO), chosen to be close to the frequency of the sky signal. The mixer produces the beat frequency signal. It has a frequency equivalent to the difference between the LO and sky signal frequency. Thus the sky signal is translated to a lower frequency, and it is easier to amplify and detect. Usually heterodyne receivers have only one spatial pixel with many frequency channels. Some prototypes have been realized recently with few pixels. Our objective is to develop arrays of hundreds of pixels. In order to do that, some components which compose the heterodyne receiver must be radically rethought, such as the receiving antenna and the LO beam divider.Indeed the receiving antenna generally consists of a double slot antenna on a lens, or a horn antenna. Such antennas are not the best choice for arrays of many pixels since they have to be machined and mounted individually. Instead it is convenient to develop planar structures which can be easily produced in bulk in a single process. In particular we designed and simulated arrays of patch antennas, transmit-arrays and zone plates. The array of patch antennas consists of an array of metallic patches connected via a microstrip line and separated from the ground plane by a dielectric substrate. This configuration takes advantage of the array factor to reduce the beamwidth of the incoming signal in place of the lens. However our simulations showed the array of patch antennas to be quite narrowband for a general purpose application, and quite difficult to realize. For this reason we also analyzed the possibility to use another solution such as the transmit-array. It is an array of several cells which provide a certain phase shift to an incoming wave in order to transform its phase front from planar to spherical. The purpose of the transmit-array is to focus the incoming beam towards a double slot antenna and a mixer placed below it. The simulations showed that a good focusing effect can be reached on a line. We fabricated such a transmit-array and tested it in the laboratory. Because of the small dimensions of a few millimeters these tests are difficult to carry out. Within the measurement error design and simulations are consistent. A third option of a planar lens was studied in the thesis: the zone plate. This is a particular kind of transmit-array which presents only two phase shift of 0° and 180°. The zone plates focus well, but are unfortunately not very efficient.The final part of the thesis introduces a particular kind of beam divider which allows beam splitting of the LO signal towards an array of four very closely packed mixers. To split the beam with such small relative angles is very difficult with the classical Fourier and Dammann grating, for this reason the method we proposed to design such a beam divider is very innovative. Indeed it allows the forming of arbitrary shaped beam patterns, which are not limited by the diffraction orders. Simulations show efficiencies up to 80% which are very good in comparison with classical gratings.In summary in this thesis I have tried several radically different approaches to simplify heterodyne receivers and made a first step towards for large heterodyne arrays with hundreds of pixels.