L'imageur de Fresnel est un instrument focalisation diffractive qui est développé pour l'observation astrophysique depuis l'espace. Il est a longue focale, et de ce fait requiert le vol en formation. Pendant ma thèse, le concept a été étudié avec des prototypes au sol et validé en mesurant la qualité des images obtenues et les fonctionnalités de l'instrument. Depuis 2007, un prototype diffractif d'imageur de Fresnel de génération 2 a été conu, il a été mis au point en 2009, et fonctionne en parallèle sur un tube de lunette long de 18 mètres. Plusieurs grilles de Fresnel carrées de 200x200 mm ont été construites, testées au sol par l'observation de cibles astrophysiques, et améliorées pour tendre vers la qualité requise pour des applications depuis l'espace avec des grilles grande taille 4m ou plus. Des observations sont faites à Nice depuis juin 2009 avec un prototype de 200x200 mm d'ouverture, et 18 m de focale. Elles montrent que le concept fonctionne en conditions réelles. Les données acquises et les images obtenues démontrent la fonctionnalité et la qualité de cet imageur de Fresnel. La première partie de la thèse présente le principe de focalisation diffractive utilisé dans l'imageur de Fresnel, la formation des images, et le détail de sa conception : les caractéristiques des différents composants optiques du système et leurs performances nominales. La deuxième partie décrit les essais faits pour valider le concept et pour démontrer la formation des images à haute dynamique, les résultats d'observations, et l'optimisation du prototype au sol. La troisième et dernière partie propose une mission spatiale, et sa configuration pour l'observation depuis l'espace. Une cible telle qu'un disque d'accrétion autour d'une étoile jeune est prise comme cas d'étude pour la mission spatiale d'un imageur de Fresnel avec une ouverture de 20_20 m, ouvrant de nouveaux domaines de l'astrophysique dans l'ultraviolet.

Les planètes se forment très probablement dans les disques de gaz et de poussière détectés autour des étoiles jeunes en cours de formation. L'étude de ces disques circumstellaires est donc indispensable pour comprendre la formation des planètes et l'origine de notre système solaire. Au vu des distances des régions de formation stellaires les plus proches, observer la partie des disques situées entre 0.1 et 10 UA correspond à des échelles spatiales de l'ordre de la milli-arcseconde. L'interférométrie infrarouge est un outil adapté pour atteindre de telles échelles spatiales et, par conséquent, pour étudier l'environnement proche des étoiles jeunes. Cependant, un interféromètre ne produit pas une image directe de l'objet observé. Les données obtenues jusqu'à présent sont peu nombreuses et utilisées uniquement pour contraindre des modèles théoriques. Avec l'arrivée de nouveaux instruments, les données interférométriques peuvent être utilisées pour reconstruire des images indépendamment de modèles paramétriques, comme il est habituellement fait dans le domaine radio. Le présent travail vise à appliquer la méthode de reconstruction d'images à des données interférométriques en infrarouge proche d'objets jeunes. Dans un premier temps, une étude systématique de la méthode de reconstruction d'images est réalisée sur l'algorithme MiRA et des règles pratiques pour les utilisateurs en sont extraits. Il est également démontré qu'il vaut mieux augmenter la couverture du plan (u; v), et ce de manière la plus homogène possible, plutôt que de diminuer les barres d'erreur sur les données. Dans un deuxième temps, la méthode est appliquée à une Herbig Ae, MWC275, donnant lieu à la première image de l'environnement proche d'une étoile jeune complexe. Suite à la pauvreté de la couverture (u; v), une image évidente à interpréter n'est pas réalisable malgré l'utilisation de paramètres adéquats. Une méthodologie impliquant l'utilisation d'un modèle de l'objet est donc indispensable afin de ne pas sur-interpréter les structures dans l'image reconstruite. Finalement, la technique est appliquée à d'autres objets jeunes. Ces nouvelles applications renforcent l'intérêt d'utiliser la reconstruction d'images comme technique d'analyse mais confirment également la prudence à avoir lors de l'analyse des images reconstruites.

Dans l'Univers local, la distribution de galaxies est bimodale, reflétant la relation existante entre la couleur et la morphologie. <br /> Une question clef en cosmologie observationnelle est de comprendre comment cette dichotomie est apparue au cours de l'histoire de l'Univers. Les relevés de galaxies ont pour but d'isoler des populations de galaxies à différentes époques cosmiques et de suivre leur évolution. Quantifier de manière fiable les morphologies de galaxies lointaines demeure cependant un obstacle majeur.<br /> Dans le visible, les progrès durant les dix dernières années proviennent essentiellement de données acquises par le télescope spatial Hubble (HST) grâce à la haute résolution angulaire délivrée. Au delà de z~1 pourtant, les caméras visibles du HST sondent le flux UV des galaxies ce qui peut biaiser la morphologie estimée vers des types tardifs. De ce point de vue, les observations dans le proche infrarouge au delà de z~1 sont particulièrement importantes puisque la lumière analysée provient d'étoiles évoluées et est donc moins affectée par des épisodes récents de formation stellaire. <br /> Dans cette thèse, on s'interroge sur la possibilité de quantifier les morphologies de galaxies lointaines dans l'infrarouge proche à l'aide de télescopes au sol afin de quantifier les effets de k-correction morphologique.<br /> Dans un premier temps, l'utilisation d'optique adaptative pour corriger les effets de la turbulence atmosphérique est explorée. On présente l'analyse de 79 galaxies observées avec le système d'optique adaptative NaCo du Very Large Telescope (VLT). Les limites sont obtenues grâce à des simulations exhaustives et des comparaisons avec le télescope spatial. Une première estimation de l'évolution morphologique depuis z~1.2 est obtenue à partir de cet échantillon. La comparaison avec les morphologies obtenues avec le télescope spatial laisse entrevoir des différences mais l'échantillon est trop petit pour extraire des conclusions robustes. Un programme d'observations plus large est proposé.<br /> Dans un deuxième temps, des améliorations aux méthodes classiques non-paramétriques d'estimation morphologique sont proposées (nombre illimité de paramètres simultanés, frontières non linéaires) afin de pouvoir analyser des données observées à travers l'atmosphère. On démontre que ces améliorations permettent une estimation morphologique en deux grands types (elliptique, spirale) avec un taux de réussite de ~80% sur des données limitées par le seeing. Le code source a été mis à disposition de la communauté. <br /> La méthode développée est ensuite employée pour analyser un échantillon de ~50000 galaxies dans l'infrarouge proche. L'évolution morphologique depuis z~2 est obtenue et une quantification des effets de k-correction morphologique est présentée par comparaison avec des données spatiales. On observe une augmentation de la fraction de galaxies elliptiques depuis z~2 (~20%) jusqu'à nos jours (~30%). La classification obtenue est globalement en bon accord avec celle obtenue avec des données spatiales dans le visible jusqu'à z~1. Au delà, la classification infrarouge a tendance à trouver ~1.5 fois plus de galaxies précoces.

La mission Darwin de l'Agence Spatiale Européenne, envisagée à l'horizon 2015, est destinée à l'étude de planètes extrasolaires géantes et telluriques autour d'étoiles proches, pour analyser leurs atmosphères et y détecter d'éventuelles bio-signatures. Le principe proposé pour cette mission est celui de l'interférométrie en frange noire, basée sur le coronographe interférentiel de Bracewell, pour annuler le flux de l'étoile et rendre visible les planètes en orbite autour de celle-ci.<br /><br />Les difficultés technologiques de Darwin exigent, avant une application spatiale, la validation de chaque élément de l'instrument, lors d'expériences préparatoires en laboratoire. Parmi ces difficultés, le déphaseur de Pi, introduit dans l'interféromètre pour annuler le flux de l'étoile, doit être achromatique dans la bande d'observation (6-18 microns). Il existe plusieurs façons de créer ce déphasage achromatique. Cette thèse présente l'étude et le développement de l'une de ces techniques, basée sur des prismes dispersifs, et testée sur le banc SYNAPSE.<br /><br />Après une présentation des enjeux planétologiques et exobiologiques de Darwin, nous introduisons les différentes techniques de déphasage achromatique. Le concept à base de lames dispersives prismatiques est détaillé, ainsi que les étapes de développement du banc SYNAPSE, fonctionnant en proche infrarouge. Nous montrons enfin que ce banc a permis de maintenir un taux de réjection de 4 000 (soit des fuites stellaires de 2,5.10-4) sur l'ensemble de la bande K (2-2,5 microns) durant plusieurs minutes. Ces résultats montrent également que, bien plus que le niveau absolu de réjection, l'enjeu réside dans sa stabilité durant les observations.

Le centre de la Galaxie constitue un laboratoire idéal pour mettre à l'épreuve les prédictions de la relativité générale. Le trou noir supermassif qui y siège possède le rayon de Schwarzschild ayant la plus grande taille angulaire sur le ciel (10 μas). C'est donc un candidat de choix pour observer avec une grande précision les phénomènes relativistes qui se déroulent dans son environnement immédiat. La première partie de ma thèse a consisté à étudier la précision astrométrique de l'instrument de deuxième génération du VLTI, GRAVITY. Ce recombinateur de faisceau qui sera installé à Paranal en 2014 est conçu pour atteindre une précision astrométrique de l'ordre de 10 μas. Afin de vérifier si ce but pourra être atteint, j'ai utilisé un programme de simulation de l'instrument pour déterminer de façon réaliste l'erreur astrométrique commise, en prenant en compte les caractéristiques réelles de GRAVITY. J'ai pu ainsi montrer que l'instrument était capable d'atteindre son objectif pour des sources suffisamment brillantes, ainsi que de mettre en évidence le mouvement d'objets à proximité immédiate du trou noir. J'ai ensuite développé un code de calcul d'orbites relativistes, GYOTO, permettant de calculer les images et les spectres d'objets situés à proximité d'un trou noir. Différents objets sont à l'heure actuelle implémentés dans le code. On peut citer en particulier le disque mince d'accrétion, le tore d'accrétion, ou l'étoile en orbite autour du trou noir. GYOTO permet également de réaliser des calculs de transfert radiatif au sein de l'objet considéré, ce qui permet de prendre en compte la physique interne des structures d'accrétion. Signalons que GYOTO sera rendu public dans un proche avenir. J'ai pu alors utiliser GYOTO pour calculer la silhouette et le spectre d'un tore d'accrétion entourant le trou noir central de la Galaxie, en prenant en compte l'émission synchrotron générée par cette structure. L'intérêt de ce genre de simulation est de contraindre les paramètres du trou noir et du tore d'accrétion en ajustant les spectres modélisés aux données observées. J'ai également simulé grâce à GYOTO l'évolution d'une sphère de gaz chauffée en orbite très serrée autour du trou noir. Ce schéma constitue un modèle prometteur pour les phénomènes de sursauts de rayonnement qui sont régulièrement observés aux abords du trou noir central. Il a alors été possible de simuler de façon réaliste une observation par GRAVITY de ce phénomène, et de déterminer les contraintes que l'instrument permettra d'apporter sur ce modèle, et sur le paramètre d'inclinaison du trou noir. Je me suis également intéressé à la possibilité de modéliser des objets compacts alternatifs afin de tester le paradigme du trou noir au centre de la Galaxie. Afin de pouvoir prendre en compte de tels objets, il a fallu permettre à GYOTO d'intégrer des orbites de particules dans des métriques non standards calculées numériquement, dans le formalisme 3+1 de la relativité générale. Cette capacité de GYOTO à prendre en compte des métriques non standards en fait un code unique parmi les algorithmes de calcul d'orbites existant dans la littérature. Je me suis alors intéressé à fournir quelques perspectives d'utilisation de GYOTO en métriques numériques. L'implémentation d'un objet gravastar au sein de la bibliothèque LORENE n'ayant pas abouti, je me suis intéressé à représenter les images observées d'une étoile à neutrons en effondrement, à différents stades de son évolution. Ce genre de calculs pourra permettre dans l'avenir de calculer numériquement les contreparties électromagnétiques de phénomènes en champ gravitationnel fort, telle que l'émission de rayonnement à proximité d'un système d'étoiles à neutrons en coalescence.

La majorité des 500 exoplanètes détectées à l'heure actuelle ont été découvertes soit par vélocimétrie radiale, soit par photométrie de transits. L'imagerie directe de planètes extra-solaires peut cependant donner accès à une multitude d'informations nouvelles telles que leur position orbitale et leur spectre. Toutefois, de telles images sont difficiles à obtenir à cause de la faible séparation angulaire et du grand rapport de flux entre les planètes et leur étoile hôte. Pour ces deux raisons, l'imagerie directe d'exoplanètes s'est limitée jusqu'à aujourd'hui à des cas favorables de planètes géantes très lumineuses orbitant loin de leur étoile. Le présent travail vise à développer les capacités d'imagerie à haute dynamique avec un ou plusieurs télescopes pour la détection et la caractérisation de systèmes planétaires. Dans la première partie de ce manuscrit, nous étudions l'utilisation de télescopes terrestres assistés par l'optique adaptative pour la détection de planètes extra-solaires ainsi que de leur complémentarité avec les instruments spatiaux. Des résultats obtenus avec la Well-Corrected Subaperture du Mt. Palomar sur des systèmes multiples serrés sont présentés pour illustrer cette étude. La seconde partie de ce travail est dédiée à l'interférométrie stellaire et annulante. Tout d'abord, nous présentons une nouvelle technique de réduction de données pour l'interférométrie utilisant les distributions statistiques d'intentsité et de contraste afin d'améliorer de manière significative la précision des mesures interférométriques. Cette méthode est ensuite appliquée au Palomar Fiber Nuller afin de contraindre la présence de poussières et de compagnons dans l'environnement stellaire direct de Vega, et de mesurer plusieurs diamètres angulaires d'étoiles avec une très haute précision. Enfin, nous introduisons un relevé que nous menons actuellement avec l'instrument interférométrique AMBER au Very Large Telescope (Paranal, Chili) visant à détecter des compagnons sub-stellaires autour d'étoiles jeunes.

Depuis 1995, et la confirmation de la détection de la première planète extrasolaire, la détection directe et la caractérisation spectrale d'une exoplanète sont devenues l'un des challenges astronomiques actuels. Cependant, le fort contraste existant entre l'étoile et la planète, 10^9 dans le visible et 10^6 dans l'infrarouge thermique dans le cas d'une exoTerre ou d'une exoJupiter ainsi que la faible séparation entre les deux objets rendent cette détection directe difficile et requièrent des techniques et des instruments à la pointe de la technologie. Une solution à cette problématique est la coronographie. D'une manière générale, un coronographe est un instrument dont l'objectif est d'atténuer le flux de l'étoile centrale en diminuant la diffraction instrumentale J'ai étudié deux différents types de coronographes dans deux contextes totalement différents. J'ai tout d'abord étudié le coronographe de Lyot apodisé (ALC) destiné à l'instrument SPHERE (Spectro Polarimetric High contrast Exoplanet REsearch), instrument de seconde génération du VLT (Very Large Telescope) dédié à l'imagerie d'exoJupiter et dont la première lumière est prévue pour 2010. Je présente les différentes études relatives au développement de ce système coronographique menées lors de la post-phase A et la phase B de ce projet. Je me suis intéressé tout d'abord au composant novateur et important du coronographe de Lyot apodisé à savoir l'apodiseur, et, plus particulièrement, j'ai étudié par le calcul le chromatisme des propriétés optiques d'un apodiseur fabriqué par dépôt métallique d'un alliage d'Inconel sur un substrat de verre. Puis, afin de valider expérimentalement le concept et les procédés de fabrication retenus, j'ai ensuite caractérisé en laboratoire un premier prototype de coronographe de Lyot apodisé à 3λ/D sur le banc d'imagerie visible à très haute dynamique du laboratoire. J'ai ensuite participé aux études numériques de dimensionnement du prototype de l'ALC infrarouge susceptible d'être installé sur l'instrument. Je termine cette partie par la présentation des tests en laboratoire du prototype d'ALC infrarouge pour SPHERE, tests qui ont été réalisés sur le banc coronographique infrarouge du LESIA à l'Observatoire de Paris-Meudon. Le deuxième volet de ce manuscrit nous envoie dans un autre endroit particulier sur Terre sur un continent où les conditions atmosphériques sont quasi-spatiales : la station Concordia sur le plateau du Dôme C en Antarctique. C'est ici qu'a été implanté en décembre 2005, CORONA, le premier coronographe stellaire antarctique à couteaux de phase. Après une description de l'instrument et de ses motivations, je présente les tests en laboratoire du coronographe puis les résultats de la première lumière de l'instrument lors de la campagne d'été 2005 au Dôme C.

Une future mission spatiale (Darwin, TPF-I) est en préparation pour étudier les planètes extrasolaires telluriques dans les zones habitables respectives de leurs étoiles, notamment, pour établir combien, parmi ces exoplanètes, ont une composition atmosphérique indiquant la présence de la photosynthèse biotique. Travaillant dans la bande spectrale de 6 à 18 m, l'interfèrométrie en frange noire doit permettre de distinguer le flux lumineux de l'exoplanète de celui de son étoile ainsi que des sources diffuses. La thèse résume les travaux expérimentaux conduits sur le banc Synapse à l'Institut d'Atrophysique Spatiale à Orsay. Le banc a été testé dans la bande K, de 2.0 à 2.5 µm, ainsi qu'avec une source laser à 3.39 µm. Les fibres optiques monomodes sont employées comme filtres du front d'onde. Le banc utilise deux paires (une dans chacun des deux bras) de prismes dispersifs qui servent de compensateur du chromatisme et de d´ephaseur achromatique. Les résultats confirment la tendance observée par d'autres équipes : les performances sont meilleures en lumière monochromatique qu'en bande large (taux d'extinction : 1E-5 monochromatique et 3E-4 bande large). Des études expérimentales extensives de ce phénomène sont décrites. A part ces travaux portant sur le principe de l'interférométrie en frange noire, nous avons testé un prototype du déphaseur achromatique basé sur le passage par un foyer optique. Nous avons d´eveloppé une technique pour stabiliser la différence de marche, mesurant le flux recombiné en modulant la différence de marche. Nous avons obtenu des niveaux de stabilité comparables à ceux qui sont nécessaires pour la future mission spatiale.

L'interférométrie des tavelures permet de restaurer des images à la limite de résolution angulaire (quelques dizaines de millisecondes d'arc dans le visible) des plus grands télescopes terrestres malgré les effets de la turbulence atmosphérique. Je présente différentes méthodes de l'interférométrie des tavelures (méthodes de Labeyrie, de Knox et Thompson, du bispectre et de l'holographie auto-référencée) pour mettre en évidence la rigueur nécessaire à leur exploitation. L'application en astronomie visible de ces méthodes nécessite un détecteur à comptage de photons. J'explique comment je compense le défaut dit du "trou du comptage" de photons en intégrant des intercorrélations. Je propose une approche robuste pour résoudre le problème de la restauration d'image à partir de mesures très bruitées et/ou lacunaires. Je montre que cette approche générale peut être adaptée à la nature des mesures, en particulier à celles de l'interférométrie des tavelures. Cela me permet de dériver ou d'améliorer un certain nombre d'algorithmes : déconvolution, déconvolution en aveugle, restauration d'image en interférométrie des tavelures, etc. Ces algorithmes me permettent d'obtenir des résultats fiables et d'intérêt astrophysique : la découverte en Halpha de la base du jet émanant de T-Tau, la première mise en évidence du mouvement orbital d'une étoile double pré-séquence principale pour DF-Tau, la détection dans le visible du compagnon dit "infrarouge" de ZCMa et le sondage de l'atmosphère étendue de chi-Cygni dans les bandes du TiO.

Dans le cadre de la recherche de planètes extrasolaires et de naines brunes, cette thèse innove en se focalisant sur le cas d'étoiles naines de type spectral A et F, plus chaudes que le Soleil. J'ai développé une nouvelle méthode de mesure de vitesses radiales, que j'ai testée puis appliquée lors de recherches systématiques avec les spectrographes ELODIE et HARPS, qui a abouti pour le moment à la découverte de deux planètes et d'une naine brune, et de nombreux candidats. J'ai aussi développé des diagnostics de la présence de pulsations ou d'activité affectant la surface stellaire et les vitesses radiales mesurées. J'ai aussi conduit cette recherche en imagerie directe à haute résolution angulaire, en utilisant les instruments PUEO et NACO. Les compagnons candidats détectés doivent être confirmés. Cette recherche permettra d'établir les caractéristiques des planètes et naines brunes autour d'étoiles A et F, et l'influence de la masse de l'étoile-hôte sur les processus de formation.