Cette thèse porte sur la capacité à détecter des compagnons de faible intensité en présence de bruit de tavelures dans le contexte de l’imagerie à haute gamme dynamique pour l’astronomie spatiale. On s’intéressera plus particulièrement à l’imagerie spectrale différentielle (ISD) obtenue en utilisant un étalon Fabry-Pérot comme filtre accordable. Les performances d’un tel filtre accordable sont présentées dans le cadre du Tunable Filter Imager (TFI), instrument conçu pour le télescope spatial James Webb (JWST). La capacité de l’étalon à supprimer les tavelures avec ISD est démontrée expérimentalement grâce à un prototype de l’étalon installé sur un banc de laboratoire. Les améliorations de contraste varient en fonction de la séparation, s’étendant d’un facteur 10 pour les séparations supérieures à 11 lambda/D jusqu’à un facteur 60 à 5 lambda/D. Ces résultats sont cohérents avec une étude théorique qui utilise un modèle basé sur la propagation de Fresnel pour montrer que les performances de suppression de tavelures sont limitées par le banc optique et non pas par l’étalon. De plus, il est démontré qu’un filtre accordable est une option séduisante pour l’imagerie à haute gamme dynamique combinée à la technique ISD. Une seconde étude basée sur la propagation de Fresnel de l’instrument TFI et du télescope, a permis de définir les performances de la technique ISD combinée avec un étalon pour l’astronomie spatiale. Les résultats prévoient une amélioration de contraste de l’ordre de 7 jusqu’à 100, selon la configuration de l’instrument. Une comparaison entre ISD et la soustraction par rotation a également été simulée. Enfin, la dernière partie de ce chapitre porte sur les performances de la technique ISD dans le cadre de l’instrument Near-Infrared Imager and Slitless Spectrograph (NIRISS), conçu pour remplacer TFI comme module scientifique à bord du Fine Guidance Sensor du JWST. Cent quatre objets localisés vers la région centrale de la nébuleuse d’Orion ont été caractérisés grâce à un spectrographe multi-objet, de basse résolution et multi-bande (0.85-2.4 um). Cette étude a relevé 7 nouvelles naines brunes et 4 nouveaux candidats de masse planétaire. Ces objets sont utiles pour déterminer la fonction de masse initiale sous-stellaire et pour évaluer les modèles atmosphériques et évolutifs futurs des jeunes objets stellaires et sous-stellaires. Combinant les magnitudes en bande H mesurées et les valeurs d’extinction, les objets classifiés sont utilisés pour créer un diagramme de Hertzsprung-Russell de cet amas stellaire. En accord avec des études antérieures, nos résultats montrent qu’il existe une seule époque de formation d’étoiles qui a débuté il y a environ 1 million d’années. La fonction de masse initiale qui en dérive est en accord avec des études antérieures portant sur d’autres amas jeunes et sur le disque galactique. / This thesis determines the capability of detecting faint companions in the presence of speckle noise when performing space-based high-contrast imaging through spectral differential imagery (SDI) using a low-order Fabry-Perot etalon as a tunable filter. The performance of such a tunable filter is illustrated through the Tunable Filter Imager (TFI), an instrument designed for the James Webb Space Telescope (JWST). Using a TFI prototype etalon and a custom designed test bed, the etalon’s ability to perform speckle-suppression through SDI is demonstrated experimentally. Improvements in contrast vary with separation, ranging from a factor of 10 at working angles greater than 11 lambda/D and increasing up to a factor of 60 at 5 lambda/D. These measurements are consistent with a Fresnel optical propagation model which shows the speckle suppression capability is limited by the test bed and not the etalon. This result demonstrates that a tunable filter is an attractive option to perform high-contrast imaging through SDI. To explore the capability of space-based SDI using an etalon, we perform an end-to-end Fresnel propagation of JWST and TFI. Using this simulation, a contrast improvement ranging from a factor of 7 to 100 is predicted, depending on the instrument’s configuration. The performance of roll-subtraction is simulated and compared to that of SDI. The SDI capability of the Near-Infrared Imager and Slitless Spectrograph (NIRISS), the science instrument module to replace TFI in the JWST Fine Guidance Sensor is also determined. Using low resolution, multi-band (0.85-2.4 um) multi-object spectroscopy, 104 objects towards the central region of the Orion Nebular Cluster have been assigned spectral types including 7 new brown dwarfs, and 4 new planetary mass candidates. These objects are useful for determining the substellar initial mass function and for testing evolutionary and atmospheric models of young stellar and substellar objects. Using the measured H band magnitudes, combined with our determined extinction values, the classified objects are used to create an Hertzsprung-Russell diagram for the cluster. Our results indicate a single epoch of star formation beginning 1 Myr ago. The initial mass function of the cluster is derived and found to be consistent with the values determined for other young clusters and the galactic disk.

Suite à la découverte d’environ 2000 naines brunes au cours des deux dernières décennies, on commence à bien comprendre la physique de ces objets de masse intermédiaire entre les étoiles et les planètes. Malgré tout, les modèles d’atmosphère et d’évolution de ces objets peu massifs peinent toujours à reproduire fidèlement leurs caractéristiques pour les âges les plus jeunes. Ce travail propose la caractérisation de quatre compagnons de masse sous-stellaire (8-30 MJup) en orbite à grande séparation (300-900 UA) autour d'étoiles jeunes (5 Ma) de la région de formation Upper Scorpius. De nouveaux spectres (0,9-2,5 um) et de nouvelles mesures photométriques (YJHKsL') sont présentés et analysés, dans le but de déterminer la masse, température effective, luminosité et gravité de surface de ces compagnons, tout en évaluant la fidélité avec laquelle les spectres synthétiques tirés de deux modèles d’atmosphère récents reproduisent les spectres observés. / Following the discovery of about 2000 brown dwarfs over the past two decades, we begin to understand the physics of these objects of mass intermediate between stellar and planetary masses. Nevertheless, the atmosphere and evolution models for these low-mass objects are still struggling to reproduce their characteristics at young ages. This work presents the characterization of four sub-stellar mass (8-30 MJup) companions orbiting at large separation (300-900 AU) around young stars (5 Myr) in the Upper Scorpius formation region. New spectra (0,9-2,5 um) and new photometric measurements (YJHKsL') are presented and analyzed in order to determine the mass, effective temperature, luminosity and surface gravity of these companions, while assessing the fidelity with which the synthetic spectra from two recent atmosphere models reproduce the observed spectra.

Diverses méthodes ont été utilisées pour étudier les étoiles Wolf-Rayet (WR) dans le but de comprendre les phénomènes physiques variés qui prennent place dans leur vent dense. Pour étudier la variabilité qui n'est pas strictement périodique et ayant des caractéristiques différentes d'une époque à l'autre, il faut observer pendant des périodes de temps suffisamment longues en adopter un échantillonnage temporel élevé pour être en mesure d'identifier les phénomènes physiques sous-jacents. À l'été 2013, des astronomes professionnels et amateurs du monde entier ont contribué à une campagne d'observation de 4 mois, principalement en spectroscopie, mais aussi en photométrie, polarimétrie et en interférométrie, pour observer les 3 premières étoiles Wolf-Rayet découvertes: WR 134 (WN6b), WR 135 (WC8) et WR 137 (WC7pd + O9). Chacune de ces étoiles est intéressante à sa manière, chacune présentant une variété différente de structures dans son vent. Les données spectroscopiques de cette campagne ont été réduites et analysées pour l'étoile présumée simple WR 134 pour mieux comprendre le comportement de sa variabilité périodique à long terme dans le cadre d'une étude des régions d'interactions en corotation (CIRs) qui se retrouvent dans son vent. Les résultats de cette étude sont présentés dans ce mémoire. / Wolf-Rayet stars have been studied using various methods in order to understand the many physical phenomena taking place in their dense outflows. In the case of variability that is not strictly periodic or for epoch-dependant changes, the challenge is to observe for su fficiently long periods of time and with a high enough time sampling to be able to understand the underlying phenomena. During the summer of 2013, professional and amateur astronomers from around the world contributed to a 4-month campaign, mainly in spectroscopy but also in photometry, polarimetry and interferometry, to observe the fi rst 3 Wolf-Rayet stars discovered: WR 134 (WN6b), WR 135 (WC8) and WR 137 (WC7pd+O9). Each of these stars are interesting in their own way, showing a variety of stellar wind structures. The spectroscopic data from this campaign have been reduced and analyzed for the presumably single star WR 134 in order to better understand its behavior and long-term periodicity in the context of corotating interaction regions (CIRs) in the wind. The results of this study are presented in this thesis.

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De nouveaux modèles d'atmosphère sont présentés, incluant les profils de raie d'hélium neutre améliorés de Beauchamp (1995) et le formalisme de probabilité d'occupation pour ce même atome. Ces modèles sont utilisés pour calculer une grille de spectres synthétiques correspondant à des atmosphères riches en hélium et contenant des traces d'hydrogène. Cette grille est utilisée pour déterminer les paramètres atmosphériques principaux des étoiles de notre échantillon, soient la température effective, la gravité de surface et l'abondance d'hydrogène. Notre échantillon contient des spectres visibles de haut rapport signal-sur-bruit pour 102 naines blanches riches en hélium, dont 29 ont été observés au cours de ce projet, ce qui en fait le plus grand échantillon de spectres de qualité de naines blanches riches en hélium. Des spectres synthétiques ont été calculés en utilisant différentes valeurs du paramètre α de la théorie de la longueur de mélange dans le but de calibrer empiriquement la valeur de ce paramètre pour les DB. Afin d'améliorer la précision sur les paramètres atmosphériques de quelques étoiles, nous avons utilisé des spectres couvrant la raie Hα pour mieux déterminer l'abondance d'hydrogène. Finalement, nous avons calculé la distribution de masse de notre échantillon et la fonction de luminosité des DB. La distribution de masse montre une coupure à 0.5 fois la masse solaire qui est prédite par les modèles d'évolution stellaire et dévoile une masse moyenne significativement plus élevée pour les étoiles de type DBA. La masse moyenne de l'ensemble des DB et DBA est très proche de celle des DA. La fonction de luminosité nous permet de calculer que le rapport du nombre de DB sur le nombre de DA vaut environ 25%. / New model atmospheres are presented, including improved neutral helium lines from Beauchamp (1995) and the occupation probability formalism for that atom. These models are used to compute a grid of synthetic spectra for helium rich atmospheres with different hydrogen abundances. This grid is used to determine the principal atmospheric parameters of the stars in our sample, e.g. effective temperature, surface gravity and hydrogen abundance. There are 102 high quality spectra of helium-rich white dwarfs in our sample, making it the largest sample of this kind. 29 of these spectra were observed for this project. Synthetic spectra using different values of the α parameter from the mixing length theory have been calculated in order to determine the correct value of this parameter for DB model atmospheres. Finally, we have computed the mass distribution of our sample and the DB luminosity funtion. The mass distribution shows a clear cutoff at 0.5 solar masses which is predicted by stellar evolution theory and gives a significantly higher mean mass for the DBA stars of the sample. However, the global mean mass of our sample is very close to that of DA stars. With our luminosity function, we found a number ratio of DB stars over DA stars of about 25%.

Les pulsateurs compacts sont des étoiles présentant des variations intrinsèques de luminosité dont les gravités de surface sont supérieures à 100,000 cm/s² On retrouve parmi ces objets deux familles des sous-naines chaudes de type B (sdB) pulsantes et quatre familles distinctes de naines blanches pulsantes. Dans le but d'observer les pulsations de tels objets pour ensuite analyser leur propriétés grâce à l'astéroséismologie, l'Université de Montréal, en collaboration avec le Imaging Technology Laboratory (ITL - University of Arizona), a développé la caméra Mont4K (Montreal4K) CCD qui est, depuis le printemps 2007, le principal détecteur employé au télescope Kuiper de 1.55 m du Mt Bigelow (Steward Observatory, University of Arizona). à l'aide de ce montage, des observations ont été menées pour quelques-uns de ces pulsateurs compacts. La première cible fut HS 0702+6043, un pulsateur hybride. Une importante mission pour cet objet, réalisée du 1er novembre 2007 au 14 mars 2008, a permis d'identifier 28 modes de pulsations pour cet objet en plus de mettre en évidence pour certains de ces modes d'importantes variations d'amplitude. Deux autres cibles furent les naines blanches pulsantes au carbone de type « Hot DQ » SDSS J220029.08-074121.5 et SDSS J234843.30-094245.3. Il fut possible de montrer de façon indirecte la présence d'un fort champ magnétique à la surface de J220029.08-074121.5 grâce à la présence de la première harmonique du mode principal. En outre, pour ces deux cibles, on a pu conclure que celles-ci font bel et bien partie de la classe des naines blanches pulsantes au carbone. / Compact pulsators are stars with surface gravities larger than 100,000 cm/s² showing intrisinc luminosity variations. Six different classes of such objects are known, including two pulsating hot subdwarf (sdB), and four pulsating white dwarf classes. In order to observe their pulsations and further analyze their properties through asteroseismology, the Universit\'e de Montr\'eal, in collaboration with the University of Arizona Imaging Instrument Laboratory, developed the Mont4K (Montreal4K) CCD camera which is the primary science detector of the Kuiper 1.55 m telescope at Mt Bigelow since Spring 2007. With this setup, several compact pulsators were targeted. The first target was the hybrid pulsator HS 0702+6043, observed from November 1st 2007 to March 14th 2008, for which 28 pulsation modes were isolated. Moreover, it was possible to highlight important amplitude variations in some of these modes. Two Hot DQ white dwarf pulsators, SDSS J220029.08-074121.5 and SDSS J234843.30-094245.3, were also targeted. In the case of J220029.08-074121.5, it was possible to highlight the presence of a strong magnetic field at its surface through the presence of the first harmonic of the main pulsation mode of this object. Furthermore, the follow-up campaigns on J220029.08-074121.5 and J234843.30-094245.3 allowed to classify these two white dwarf as Hot DQ pulsators.

Un nouveau contrôleur de EMCCD (Electron multiplying Charge Coupled Device) est présenté. Il permet de diminuer significativement le bruit qui domine lorsque la puce EMCCD est utilisé pour du comptage de photons: le bruit d'injection de charge. À l'aide de ce contrôleur, une caméra EMCCD scientifique a été construite, caractérisée en laboratoire et testée à l'observatoire du mont Mégantic. Cette nouvelle caméra permet, entre autres, de réaliser des observations de la cinématique des galaxies par spectroscopie de champ intégral par interférométrie de Fabry-Perot en lumière Ha beaucoup plus rapidement, ou de galaxies de plus faible luminosité, que les caméras à comptage de photon basées sur des tubes amplificateurs. Le temps d'intégration nécessaire à l'obtention d'un rapport signal sur bruit donné est environ 4 fois moindre qu'avec les anciennes caméras. Les applications d'un tel appareil d'imagerie sont nombreuses: photométrie rapide et faible flux, spectroscopie à haute résolution spectrale et temporelle, imagerie limitée par la diffraction à partir de télescopes terrestres (lucky imaging), etc. D'un point de vue technique, la caméra est dominée par le bruit de Poisson pour les flux lumineux supérieurs à 0.002 photon/pixel/image. D'un autre côté, la raie d'hydrogène neutre (HI) à 21 cm a souvent été utilisée pour étudier la cinématique des galaxies. L'hydrogène neutre a l'avantage de se retrouver en quantité détectable au-delà du disque optique des galaxies. Cependant, la résolution spatiale de ces observations est moindre que leurs équivalents réalisés en lumière visible. Lors de la comparaison des données HI, avec des données à plus haute résolution, certaines différences étaient simplement attribuées à la faible résolution des observations HI. Le projet THINGS (The HI Nearby Galaxy Survey a observé plusieurs galaxies de l'échantillon SINGS (Spitzer Infrared Nearby Galaxies Survey). Les données cinématiques du projet THIGNS seront comparées aux données cinématiques obtenues en lumière Ha, afin de déterminer si la seule différence de résolution spatiale peut expliquer les différences observées. Les résultats montrent que des différences intrinsèques aux traceurs utilisées (hydrogène neutre ou ionisé), sont responsables de dissemblances importantes. La compréhension de ces particularités est importante: la distribution de la matière sombre, dérivée de la rotation des galaxies, est un test de certains modèles cosmologiques. / A new EMCCD (Electron multiplying Charge Coupled Device) controller is presented. It allows the EMCCD to be used for photon counting by drastically taking down its dominating source of noise : the clock induced charges. A new EMCCD camera was built using this controller. It has been characterized in laboratory and tested at the observatoire du mont Mégantic. When compared to the previous generation of photon counting cameras based on intensifier tubes, this new camera renders the observation of the galaxies kinematics with an integral field spectrometer with a Fabry-Perot interferometer in Ha light much faster, and allows fainter galaxies to be observed. The integration time required to reach a given signal-to-noise ratio is about 4 times less than with the intensifier tubes. Many applications could benefit of such a camera: fast, faint flux photometry, high spectral and temporal resolution spectroscopy, earth-based diffraction limited imagery (lucky imaging), etc. Technically, the camera is dominated by the shot noise for flux higher than 0.002 photon/pixel/image. The 21 cm emission line of the neutral hydrogen (HI) is often used to map the galaxies kinematics. The extent of the distribution of the neutral hydrogen in galaxies, which goes well beyond the optical disk, is one of the reasons this line is used so often. However, the spatial resolution of such observations is limited when compared to their optical equivalents. When comparing the HI data to higher resolution ones, some differences were simply attributed to the beam smearing of the HI caused by its lower resolution. The THINGS (The HI Nearby Galaxy Survey) project observed many galaxies of the SINGS (Spitzer Infrared Nearby Galaxies Survey) project. The kinematics of THINGS will be compared to the kinematic data of the galaxies obtained in Ha light. The comparison will try to determine whether the sole beam smearing is responsible of the differences observed. The results shows that intrinsic dissimilarities between the kinematical tracers used are responsible of some of the observed disagreements. The understanding of theses differences is of a high importance as the dark matter distribution, inferred from the rotation of the galaxies, is a test to some cosmological models.

Nous présentons les résultats de trois campagnes d'observation d'un mois chacune dans le cadre de l'étude de la collision des vents dans les systèmes binaires Wolf-Rayet + OB. Ce travail se concentre sur l'étude des objets de l'hémisphère sud n'ayant jamais encore fait l'objet d'études poussées dans ce contexte. À cela, nous avons ajouté l'objet archétype pour ce type de systèmes : WR 140 (WC7pd + O5.5fc) qui a effectué son dernier passage périastre en janvier 2009. Les deux premières campagnes (spectroscopiques), ont permis une mise à jour des éléments orbitaux ainsi qu'une estimation de la géométrie de la zone de collision des vents et d'autres paramètres fondamentaux des étoiles pour 6 systèmes binaires : WR 12 (WN8h), 21 (WN5o+O7V), 30 (WC6+O7.5V), 31 (WN4o+O8), 47 (WN6o+O5) et 140. Une période non-orbitale courte (probablement reliée à la rotation) a également été mesurée pour un des objets : WR 69 (WC9d+OB), avec une période orbitale bien plus grande. La troisième campagne (photométrique) a révélé une variabilité étonnamment faible dans un échantillon de 20 étoiles WC8/9. Cela supporte l'idée que les pulsations ne sont pas courantes dans ce type d'étoiles et qu'il est peu probable que celles-ci soient le mécanisme dominant de formation de poussière, suggérant, par défaut, le rôle prédominant de la collision des vents. / We present the results from three month-long observational campaigns related to WR+O colliding-wind binaries. This work focuses on southern-hemisphere systems that have not yet been previously studied in this context. To this we add the northern archetype colliding-wind system WR 140 (WC7pd + O5.5fc), which recently suffered another active periastron passage in 2009 January. The first two (spectroscopic) campaigns allowed us to update the orbital elements and to constrain the geometry of the colliding wind region and other fundamental parameters, for 6 binary systems: WR 12 (WN8h), WR 21 (WN5o+O7V), WR 30 (WC6+O7.5V), WR 31 (WN4o+O8), WR 47 (WN6o+O5) and WR 140. A short non-orbital (probably rotational) period was also detected in the WR component of one of our objects, WR 69 (WC9d+OB), with a much longer orbital period. The third (photometric) campaign revealed a surprisingly low level of variability in our sample of 20 WC8/9 stars. This supports the idea that pulsations are not very frequent in this type of star and are unlikely to be the main mechanism for dust formation, suggesting, by default, a predominant role of wind-wind collision.

Cette thèse présente la poursuite des travaux grenoblois de développement des Jonctions Supraconductrices à Effet Tunnel (JSET) de types S/Al-AlO_x-Al/S pour le comptage de photons individuels en vue d'applications astronomiques dans l'infrarouge proche. La couche supraconductrice S, en niobium ou en tantale dans notre cas, est photo-absorbante et permet la conversion de l'énergie d'un photon incident en une population de charges excitées dont le nombre est proportionnel à l'énergie déposée et la durée de vie suffisante pour qu'elles soient comptées par effet tunnel. Il suffit pour cela de polariser en tension des jonctions à très basse température (100mK) et d'intégrer les impulsions de courant tunnel photo-induit pour évaluer l'énergie absorbée. L'intérêt des JSET pour la détection lumineuse est discuté dans le premier chapitre au travers de la comparaison des techniques performantes actuelles, aussi bien à base de supraconducteurs (Bolomètres à transition supraconductrice, Bolomètres à électrons chauds) que classiques (Photo-Diodes à Avalanche, Photo-Multiplicateurs, CCD et CMOS). Au démarrage de cette thèse, un procédé de fabrication avait permis d'obtenir des jonctions à base de niobium de bonne qualité et des résultats préliminaires en comptage de photons. L'objectif double était de passer à des jonctions à base de tantale, intrinsèquement plus sensibles, avec un nouveau procédé de fabrication collective plus performant. Dans un premier temps nous avons optimisé la qualité cristalline du dépôt de tantale. Les analyses structurales par rayons X montrent que ces films, déposés par pulvérisation cathodique magnétron à 600$^o$C sur substrat saphir plan-R recouvert d'une sous couche de Nb sont épitaxiés suivant l'axe (100). Les mesures de transport électrique à basse température donnent d'excellents rapports résistifs relatifs (de l'ordre de 45) conduisant à des libres parcours moyens de l'ordre de 100 nm. Dans un second temps, un nouveau procédé original de fabrication collective des jonctions a été imaginé et un jeu de 5 masques a été réalisé. Ces masques permettent la réalisation de jonctions individuelles de différentes tailles (de 25 par 25 à 50 par 50 microns carrés) et formes (quelques dispositifs ont une géométrie en losange ou en forme sinusoïdale). Ils autorisent aussi la réalisation de jonctions multiples sur un absorbeur commun ou de réseau de 9 jonctions (pixels). Le développement de ce procédé et sa fiabilisation ont permis d'obtenir un très fort pourcentage ( >90$%) de jonctions de qualité. Nous avons ainsi obtenu d'excellentes résistances normales de quelques microohm.cm^2 et de faible courant de fuite sous le gap de l'ordre du nA. Enfin, nous avons mis en évidence le fonctionnement de ces dispositifs en comptage de photons à la frontière du visible et de l'infrarouge proche (0,78 micron de longueur d'onde). Et même si une meilleure résolution énergétique requiert encore quelques adaptations expérimentales, les détecteurs obtenus sont particulièrement prometteurs pour l'astronomie au sol, des rayons X à l'infrarouge, aussi bien que pour les télécommunications à 1,55 micron où les possibilités des JSET restent sans équivalent.

La thèse qui suit est organisée en deux volets: un premier volet portant sur les modèles de masse de galaxies et un second volet sur la conception de revêtements optiques et le contrôle de leurs propriétés mécaniques. Les modèles de masse présentés dans cette thèse ont été réalisés sur un sous-échantillon de dix galaxies de l'étude SINGS comprenant neuf galaxies normales et une galaxie naine. Ce travail visait à fixer le rapport masse-luminosité du disque à tout rayon en utilisant les résultats de modèles d'évolution galactique chimio-spectrophotométriques ajustés spécifiquement à chaque galaxie grâce à son profil de photométrie multi-bandes. Les résultats montrent que les disques stellaires tels que normalisés par les rapports masse-luminosité issus des modèles ont des masses cohérentes dans toutes les bandes étudiées de l'ultra-violet, du visible ainsi que du proche infrarouge (bandes FUV à IRAC2). Ces disques peuvent être considérés comme maximaux par rapport aux données cinématiques des galaxies étudiées. Ceci est dû au fait que le rapport M/L est plus élevé au centre que sur les bords. Les disques étant maximaux et physiquement justifiés, on ne peut dès lors ignorer les effets de composants tels que les bulbes ou les barres et les corrections nécessaires doivent être apportées aux profils de luminosité et de vitesses de rotation de la galaxie. Dans les travaux de la seconde partie, le logiciel en développement libre OpenFilters a été modifié afin de tenir compte des contraintes mécaniques dans la conception numérique de revêtements optiques. Les contraintes mécaniques dans les couches minces ont un effet délétère sur leurs performances optiques. Un revêtement destiné à rendre réflectives les lames d'un étalon Fabry-Perot utilisé en astronomie a été conçu et fabriqué afin d'évaluer les performances réelles de la méthode. Ce cas a été choisi à cause de la diminution de la finesse d'un étalon Fabry-Perot apporté par la courbure des lames sous l'effet des contraintes. Les résultats montrent que les mesures concordent avec les modèles numériques et qu'il est donc possible à l'aide de ce logiciel d'optimiser les revêtements pour leur comportement mécanique autant que pour leurs propriétés optiques. / The following thesis includes two parts: the first concentrates on mass models of galaxies while the second concerns the design of broadband optical coatings and the control of their mechanical properties. Mass models presented here were performed on a subsample of ten galaxies from the SINGS survey. It includes nine late-type regular galaxies as well as a dwarf galaxy. The work consisted in the determination at all radii of M/L ratio of galactic discs by choosing, amongst a grid of chemospectrophotometric galactic evolution models, the one that fits better the galaxy's multi-band photometric profile. Results from this work show that stellar discs weighted by the model's mass-to-luminosity ratio display consistent masses in all studied bands from the ultraviolet to the near-infrared (FUV to IRAC2 bands). The resulting discs are physically motivated and maximal, due to their mass-to-luminosity ratio being higher in the center of the galaxies than at their outskirts. In this maximal-disc situation, bars and bulges of galaxies can no longer be ignored and the appropriate corrections need to be made on the luminosity or circular velocity profiles of the galaxy. In the second part, an additional module of the open source software Open Filters was written in order to take into account the mechanical properties of thin films in the design of optical coatings. The mechanical stresses arising in optical coatings can have a deleterious effect on the optical performances of coatings, and this tool was meant to provide design capacities to minimize this effect. Broadband reflective coatings for Fabry-Perot plates were designed and fabricated as a proof of concept of the method. This specific case was interesting because the curvature induced by mechanical stresses induces decrease of the finesse of Fabry-Perot etalons. Actual curvature of the deposited samples are coherent with the numerical calculations and undergo a substantial reduction for the two strategies devised here with this new design too. We therefore conclude that it is possible with this new software module to optimize coatings for their mechanical behaviour as well as for their optical properties.