Grâce à la spectroscopie des vitesses radiales, on connaît en 2003 plus d'une centaines d'exoplanètes géantes autour d'étoiles de type solaire. Les limites de cette technique poussent à utiliser d'autres méthodes pour caractériser complètement les planètes connues, détecter des planètes de taille terrestre, et accéder à des informations statistiques sur une grande population d'objets. Cette thèse porte sur deux de ces techniques complémentaires : d'une part la photométrie des transits et d'autre part l'interférométrie infrarouge à très longue base. La photométrie des transits a été étudiée dans le cadre de la mission spatiale COROT : on a mis en oeuvre un algorithme de détection par filtrage adapté afin de déterminer (i) l'efficacité de détection de l'instrument pour différentes distributions orbitales des planètes, et (ii) la répartition des détections en fonction du type spectral et de la magnitude de l'étoile hôte. En outre, on a étudié l'utilisation des canaux photométriques de COROT pour discriminer les fausses détections et pour réduire la part du bruit de variabilité stellaire. Un traitement global des mesures par interférométrie à très longue base et par spectroscopie permet la caractérisation complète des systèmes doubles. On a appliqué ce traitement à des observations réelles d'étoiles binaires spectroscopiques, puis on a étudié la faisabilité d'observations de couples du type de 51 Pegasi. Par ailleurs, on a contribué à l'effort vers la très haute précision en interférométrie infrarouge par la réalisation d'un catalogue d'étoiles-étalons, et par la caractérisation instrumentale d'un prototype de fibre monomode à 10 µm, un composant essentiel pour les missions spatiales dédiées aux exoplanètes telluriques comme Darwin/TPF.

La turbulence atmosphérique est la principale limitation à la haute<br />résolution angulaire pratiquée en astronomie. Elle se traduit par des<br />variations de la phase du champ rayonné par l'astre observé. En<br />interférométrie, ce problème a été résolu par l'utilisation de fibres<br />optiques monomodes qui filtrent le front d'onde de manière à rendre<br />le rayonnement parfaitement cohérent. Cette technique, appliquée sur<br />l'interféromètre IOTA, nous a permis de mesurer avec une grande<br />précision les fréquences spatiales de sept étoiles évoluées. A partir<br />d'une technique de déconvolution en aveugle, nous avons imagé la<br />surface de ces sept objets. Bételgeuse et Mu Cep, deux<br />supergéantes rouges, ainsi que R leo, Mira et Chi Cyg, trois étoiles<br />variables de type Mira, mais également l'étoile symbiotique CH Cyg ont montré<br />des structures très diverses, avec des photosphères d'apparence<br />fortement dissymétriques. Seule la géante rouge Arcturus n'a pas<br />présenté ces caractéristiques. Nous avons, notamment, pu estimer la<br />masse de Chi Cyg à 0,88 +/- 0,04 Msol à partir de la trajectoire<br />balistique de la haute atmosphère de l'étoile.<br /><br />Au vu de ces résultats, nous proposons d'utiliser les techniques de<br />filtrage spatial interférométrique pour corriger l'effet de la<br />turbulence au sein de la pupille d'un télescope. Cette technique, le<br />réarrangement de pupille, a requis le développement d'un algorithme<br />spécifique de réduction des données. Nous montrons qu'il permet de<br />reconstruire des images affranchies de l'influence de la turbulence<br />atmosphérique et limitées uniquement par le bruit de photon dans le<br />domaine visible. Nos simulations montrent qu'un tel système peut<br />fournir des images à la limite de diffraction des grands télescopes<br />avec des dynamiques d'au moins le million. Cette technique est<br />en cours de validation expérimentale par la construction d'un<br />démonstrateur en laboratoire.

Dans ce mémoire, nous analysons les critères qu'une source laser doit rencontrer pour être utilisée dans la génération d'impulsions UWB. L'écriture de la forme des impulsions est faite dans le domaine fréquentiel à l'aide de réseaux de Bragg (FBGs) et la conversion au domaine temporel se produit suite à la propagation à travers un milieu dispersif, dans ce cas une fibre monomode. Cette technique permet le contrôle précis de la forme des impulsions au détriment de la complexité et d'un coût élevé provenant du laser à fibre mode-locked. Dans ce mémoire, d'autres sources possibles basées principalement sur des lasers à semi-conducteurs sont examinées et analysées. La modulation directe de lasers à réflecteur distribué fournit des impulsions courtes mais il faut optimiser les conditions d'opération afin d'obtenir un spectre en fréquence étendu et assez uniforme. Cela constitue l'objectif principal de ce mémoire. Deux solutions ont été étudiées. D'abord, un laser à réflecteur distribué de 10 GHz de modulation dans un régime de commutation de gain (gain switched, GS-DFB) a été caractérisé en détail et son point d'opération a été optimisé afin de répondre aux exigences. La source puisée a été intégrée au sein de l'émetteur UWB et des impulsions UltraWideBand (UWB) à 1 GHz de taux de répétition ont été générées. La deuxième option est composée de deux lasers GS-DFB de 2.5 GHz de modulation. Les positions temporelles des impulsions générées par les deux lasers sont contrôlées pour réduire le bruit au détecteur et les réponses fréquentielles sont ajustées pour être adjacentes de telle façon que la bande passante totale utilisable s'en trouve doublée. Une façon simple de mesurer la phase d'impulsions optiques a été développée et vérifiée. Les impulsions de lasers GS-DFB présentent un glissement en fréquence principalement linéaire et elles peuvent être compressées de façon efficace. Cependant puisque la conversion fréquence-à-temps exige des impulsions fortement dispersées, la compression d'impulsion n'améliore pas la performance globale du système UWB et n'est donc pas nécessaire.

L'utilisation de matériaux originaux, à forts indices de réfraction linéaires et non-linéaires et à faibles énergies de phonon, tels que les verres de sulfures, permet d'envisager des applications comme l'amplification large bande (1,3-1,5 µm), la régénération et la commutation tout-optique en télécommunication. Les travaux de recherche présentés ici concernent l'étude de fibres optiques et verres de chalcogénures transmettant dans l'infrarouge. La fenêtre optique des verres appartenant au système de référence GeGaS a été élargie dans le domaine du visible par addition de chlorures de métaux et d'alcalino-terreux. Les caractérisations physico-chimiques en termes de propriétés thermiques, optiques, de durabilité chimique et l'étude de l'organisation structurale des compositions mettent en lumière l'impact de l'insertion d'halogènes dans les verres de sulfures. Les verres de sulfures du système Ge-Ga-Sb-S présentent une potentialité pour l'amplification optique entre 1,3 et 1,47 µm par dopage terre-rare. La loi du gap, établissant la probabilité de relaxation multiphonon à l'écart d'énergie entre un niveau excité et un niveau immédiatement inférieur, a été démontrée dans les verres de sulfures du système GeGaSbS. L'étude des propriétés spectroscopiques de Yb3+ dans différentes matrices sulfures et halogéno-sulfures a permis d'établir le diagramme d'énergie de l'ytterbium dans chacune de ces matrices et de choisir celle la plus adaptée aux études de refroidissement optique. Les verres du système GeGaSbS ont fait l'objet d'études de mise en forme. Une fibre monomode, d'ouverture numérique 0,44 et de diamètre de mode 2 µm a été obtenue et caractérisée à la longueur d'onde de 1,55 µm. La fluorescence infrarouge du dysprosium et du thulium sur des fibres multimode a été étudiée. La bonne aptitude de ces verres au fibrage a conduit à la réalisation de fibres microstructurées, de types bande interdite photonique et à trous. La caractérisation optique de ces fibres a révélé le caractère quasi-monomode d'une des fibres à trous à la longueur d'onde de 1,55 µm.

Les fibres optiques monomodes apportent une solution au filtrage spatial des défauts du front d'onde et à l'étalonnage des visibilités en interférométrie stellaire. L'instrument de recombinaison FLUOR (Fiber Linked Unit for Optical Recombination), installé sur l'interféromètre IOTA en Arizona, est fondé sur ce principe. De grands interféromètres au sol actuellement en projet utiliseront des fibres optiques monomodes et des systèmes d'Optique Adaptative afin de garantir de meilleures précisions et une meilleure sensibilité. L'interfaçage de ces systèmes d'Optique Adaptative avec des fibres optiques a été étudié. Des lois analytiques de dimensionnement et de prédiction des performances ont été dérivées et confirmées par des simulations numériques. Une comparaison qualitative entre le filtrage spatial opéré par une fibre monomode et celui opéré par un trou permet de conclure sur la supériorité de la première méthode dans le cadre d'une utilisation interférométrique. Des limitations en cadence d'acquisition réduisaient les possibilités de l'instrument FLUOR. Un système de balayage rapide de la différence de marche a été implanté afin de mieux échantillonner la fonction de transfert et de diminuer l'erreur statistique sur l'estimation des visibilités. En parallèle à ces améliorations techniques, la version antérieure de l'instrument a été utilisée pour des observations scientifiques. Des campagnes de mesures ont été menées sur des étoiles pulsantes. Les visibilités sont estimées avec une précision meilleure que le pourcent et permettent une comparaison aux modèles théoriques représentant ces objets.

A débit de données élevé, typiquement supérieur à 10 Gsymboles/s, les lignes de<p>télécommunication optique à fibre monomode souffrent de façon accrue des distorsions<p>inhérentes à la fibre et à l’architecture de transmission. Nous pouvons classer les<p>effets de fibre en plusieurs catégories:<p>– Les effets linéaires. La dispersion chromatique est entraînée par la dépendance en<p>fréquence de l’indice de réfraction de la fibre. Il en résulte un élargissement des<p>bits optiques. La dispersion des modes de polarisation prend son origine dans<p>la biréfringence de la fibre. La modélisation de cet effet est compliquée par son<p>caractère stochastique et variable dans le temps.<p>– Les effets non linéaires prennent leur origine dans un indice de réfraction de<p>fibre qui dépend du champ optique. Ces effets peuvent être classés en deux<p>catégories. Premièrement, les effets intérieurs à un canal dont le plus influant<p>est l’automodulation de phase qui découle de l’effet Kerr optique :l’intensité<p>d’une impulsion lumineuse influence sa propre propagation. Deuxièmement, il<p>existe des conséquences de l’effet Kerr par lesquelles les différents canaux, se<p>propageant au sein de la même fibre, s’influencent mutuellement. Le phénomène<p>le plus influent parmi ces derniers est la modulation de phase croisée :l’intensité<p>d’un canal influence la propagation dans un canal voisin.<p>– Les pertes par diffusion Rayleigh sont compensées par les amplificateurs distribués<p>le long de la ligne de transmission. L’amplification optique par l’intermédiaire<p>d’émission stimulée dans des dispositifs dopés aux ions Erbium est<p>accompagnée d’émission spontanée amplifiée. Ceci entraîne la présence d’un<p>bruit blanc gaussien se superposant au signal à transmettre.<p>– La gestion des canaux dans le réseau optique implique la présence dans les noeuds<p>du réseau de filtres de sélection, des multiplexeurs et démultiplexeurs.<p>Nous examinerons aussi les effets de ligne non inhérents à la fibre mais à l’architecture<p>de transmission. Les modèles de l’émetteur et du récepteur représentent les imperfections<p>d’implémentation des composants optiques et électroniques.<p>Un premier objectif est de définir et évaluer un format de modulation robuste aux<p>imperfections introduites sur le signal par la fibre optique et par l’émetteur/récepteur.<p>Deux caractéristiques fondamentales du format de modulation, determinants pour la<p>performance du système, sont étudiés dans ce travail :<p>– La forme d’ onde. Les symboles complexes d’information sont mis en forme par<p>un filtre passe-bas dont le profil influence la robustesse du signal vis-à-vis des<p>effets de ligne.<p>– La distribution des fréquences porteuses. Les canaux de communication sont<p>disposés sur une grille fréquentielle qui peut être définie de manière électronique<p>par traitement de signal, de manière optique ou dans une configuration hybride.<p>Lorsque des porteuses optiques sont utilisées, le bruit de phase relatif entre lasers<p>entraîne des effets d’ influence croisée entre canaux. En revanche, les limites des<p>implémentations électroniques sont données par la puissance des architectures<p>numériques.<p>Le deuxième objectif est de concevoir des techniques de traitement numérique du<p>signal implémentées après échantillonnage au récepteur afin de retrouver l’information<p>transmise. Les fonctions suivantes seront implémentées au récepteur :<p>– Les techniques d’estimation et d’égalisation des effets linéaires introduits par la<p>fibre optique et par l’émetteur et le récepteur. Le principe de l’égalisation dans<p>le domaine fréquentiel est de transformer le canal convolutif dans le domaine<p>temporel en un canal multiplicatif qui peut dès lors être compensé à une faible<p>complexité de calcul par des multiplications scalaires. Les blocs de symboles<p>émis doivent être rendus cycliques par l’ajout de redondance sous la forme d’un<p>préfixe cyclique ou d’une séquence d’apprentissage. Les techniques d’égalisation<p>seront comparées en termes de performance (taux d’erreurs binaires, efficacité<p>spectrale) et en termes de complexité de calcul. Ce dernier aspect est particulièrement<p>crucial en vue de l’optimisation de la consommation énergétique du<p>système conçu.<p>– Les techniques de synchronisation des signaux en temps/fréquence. Avant de<p>pouvoir égaliser les effets linéaires introduits dans la fibre, le signal reçu devra<p>être synchronisé en temps et en fréquence sur le signal envoyé. La synchronisation<p>est généralement accomplie en deux étapes principales :l’acquisition réalisée<p>avant de recevoir les symboles d’information don’t l’objectif est une première<p>estimation/compensation des effets de manière "grossière", le tracking réalisé en<p>parallèle à l’estimation des symboles d’information dont l’objectif est l’estimation<p>/compensation des effets de manière "fine". Les algorithmes d’acquisition et<p>de tracking peuvent nécessiter l’envoi d’informations connues du récepteur.<p>– Les techniques d’estimation et de compensation des imperfections de fonctionnement<p>de l’émetteur et du récepteur. Une structure de compensation des effets<p>introduits par les composants optiques et électroniques sera développée afin de<p>relâcher les contraintes d’implémentation de l’émetteur et du récepteur.<p>Etant donné la très haute cadence à laquelle les échantillons du signal sont produits<p>(plusieurs dizaines de Gech/s), une attention particulière est portée à la complexité de<p>calcul des algorithmes proposés. / Doctorat en Sciences de l'ingénieur / info:eu-repo/semantics/nonPublished

La dissertation explore différentes applications des fibres optiques en ingénierie quantique. Deux thématiques sont développées :d'une part l'utilisation des fibres optiques monomodales en silice pour l'implémentation d'algorithmes et de protocoles de communication quantiques et d'autre part l'utilisation de la non-linéarité de ces fibres pour réaliser des sources de paires de photons corrélés. L'étude est à la fois théorique et expérimentale./ The dissertation explores various uses of optical fibers for quantum engineering. Two topics are developed :first the use of single-mode silica fibers for implementing quantum algorithms and communication protocols, second the use of these fibers for generating correlated photon-pairs. / Doctorat en sciences appliquées / info:eu-repo/semantics/nonPublished

L'interférométrie visible longue base est une technique d'observation en astronomie permettant de sonder les objets avec une résolution spatiale qu'il est impossible d'atteindre avec un télescope seul. La mise en œuvre au sol de cette méthode est limitée en sensibilité et précision de mesure à cause de la turbulence atmosphérique. Or les nouveaux besoins scientifiques, tels que la détermination des paramètres fondamentaux, l'étude de l'environnement proche ou de la surface des étoiles, requièrent la capacité d'observer des objets de moins en moins brillants et de faire des mesures de plus en plus précises, en interférométrie visible. Pour s'affranchir de la turbulence, l'interférométrie multimode a été développée en reprenant le concept de l'interférométrie des tavelures utilisée sur un seul télescope. Aujourd'hui, pour améliorer davantage les performances des futurs instruments, cette instrumentation évolue vers l'utilisation de la nouvelle génération de détecteur, l'Electron Multiplying Charge-Coupled Device (EMCCD), et de l'emploi des fibres optiques interfacées avec des optiques adaptatives. Cette avancée est motivée par le succès de l'utilisation conjointe de l'optique adaptative et du suivi de franges pour s'affranchir partiellement de la turbulence en interférométrie infrarouge, en 2017 avec l'instrument GRAVITY (Gravity Collaboration et al. 2017). Le prototype FRIEND (Fibered and spectrally Resolved Interferometer - New Design) a été conçu pour caractériser et évaluer les performances de la combinaison de ces éléments, dans le domaine visible. L'amélioration de la précision des instruments interférométriques est apportée par les fibres optiques et par la dynamique du signal délivré par une EMCCD. L'inconvénient de l'emploi des fibres dans le visible est une perte de la sensibilité du fait que le taux d'injection du flux dans celles-ci est très faible à cause de la turbulence atmosphérique. Mais il se trouve que l'optique adaptative et l'EMCCD permettent d'améliorer la sensibilité. En effet, l'optique adaptative maximise l'injection en réduisant l'influence de la turbulence atmosphérique, et l'EMCCD est capable de détecteur de faibles flux. FRIEND prépare ainsi le développement du futur instrument SPICA, recombinant jusqu'à six télescopes (Mourard et al. 2017, 2018). Celui-ci devra explorer la stabilisation des interférences grâce au suivi de franges. Cet aspect n'est pas abordé dans cette thèse. Je présente dans cette thèse le prototype FRIEND, capable de recombiner jusqu'à trois télescopes, opérant dans la bande R en franges dispersées. Il est doté de fibres optiques gaussiennes monomodes à maintien de polarisation et d'une EMCCD. Il est installé sur l'interféromètre visible Center for High Angular Resolution Astronomy (CHARA), au Mount Wilson, en Californie, qui est en train de s'équiper d'optiques adaptatives. J'ai développé des estimateurs de visibilité et de clôture de phase, la méthode de réduction des données de ce prototype et une stratégie d'observation. Grâce à ces outils, j'ai montré que les optiques adaptatives améliorent le taux d'injection dans les fibres. Il est alors apparu que la stabilisation de l'injection est importante pour maximiser le rapport signal-à-bruit dans chaque image. La biréfringence des fibres dégrade les performances de l'instrument mais elle a pu être compensée. J'ai montré qu'un instrument, basé sur la conception de FRIEND, permet d'accéder à des mesures de visibilité faibles avec une précision, inatteignable avec la génération actuelle, grâce au développement et l'utilisation d'un modèle de rapport signal-à-bruit. L'instrument a enfin été testé dans son intégralité sur le système binaire connu ζ Ori A. Cette observation montre la fiabilité et la précision des mesures interférométriques obtenues avec ce prototype, montrant l'intérêt de cette association de technologies pour les futurs interféromètres visibles. / Long baseline visible interferometry in astronomy is an observing technique which allows to get insights of an object with an outstanding angular resolution, unreachable with single-dish telescope. Interferometric measurements with ground-based instrumentation are currently limited in sensitivity and precision due to atmospheric turbulence. However, the new astrophysical needs, particularly the determination of fundamental parameters or the study of the closed environment and the surface of the stars, require to observe fainter objects with a better precision than now in visible interferometry. Ought to overcome the atmospheric turbulence, multispeckle interferometry has been developed by adapting speckle imaging technics used on single-dish telescope. Today, in order to improve the performance of the future combiners, instrumentation progresses to the use of a new generation detector called EMCCD, and the use of optical fibers which are coupled with adaptive optics. This path is chosen thank to the success of the use of the adaptive optics with the fringe tracking in the infrared interferometry in 2017 (Gravity Collaboration et al. 2017), in order to compensate turbulence. FRIEND prototype (Fibered and spectrally Resolved Interferometer - New Design) has been designed to characterize and estimate the performance of such a combination of technologies, in the visible spectral band. The improvement of the precision of the measurements from interferometric instruments is due to optical fibers and the dynamical range of the EMCCD. The counterpart of using the optical fibers is a loss in sensitivity due to a low injection rate of flux into the fibers because of the atmospheric turbulence. On the other hand, sensitivity is improved thanks to adaptive optics and EMCCDs. Indeed, adaptive optics increases the injection rate and EMCCDs can measure low fluxes. Lastly, FRIEND is a pathfinder for the future instrument SPICA which should recombine up to 6 telescopes (Mourard et al. 2017, 2018). Fringe-tracking aspects will have to be studied for SPICA; this topic is not dealt with in this thesis. In this work, I present the FRIEND prototype, which can recombine up to three telescopes and operates in the R band with dispersed fringes. It has Gaussian polarization-maintaining single mode optical fibers and an EMCCD. It is set up at the Center for High Angular Resolution Astronomy (CHARA), at Mount Wilson, in California. CHARA is currently being equipped with adaptive optics. I develop estimators of visibility modulus and closure phase, the data reduction software and an observing strategy. Thanks to that, I am able to show that adaptive optics improves the injection rate. I also demonstrate how important the stabilization of injection is to maximize the signal-to-noise ratio (SNR) per frame. Birefringence of the fibers decreases the performance of the instrument but we manage to compensate it. I show how such an instrument can measure low visibility with a better precision than now by developing and using a SNR model of FRIEND. Finally, FRIEND has entirely been tested on the known binary system ζ Ori A. These observations demonstrate how reliable and accurate the measurements of FRIEND are.

Mon travail de thèse s'inscrit dans le cadre de l'imagerie à haute résolution angulaire et à haute dynamique et a porté plus particulièrement sur le développement de l'instrument FIRST, Fibered Imager foR a Single Telescope. Celui-ci repose sur la technique novatrice du réarrangement de pupille, combinant masquage de pupille et filtrage spatial du front d'onde par fibres optiques monomodes. L'objectif de ma thèse était de porter cet instrument sur le ciel, d'améliorer ses performances et de développer un programme de traitement et d'analyse des données. Après l'obtention de la première lumière de FIRST en juillet 2010 sur le télescope de 3 m de l'observatoire Lick, je me suis dans un premier temps attachée à améliorer certains aspects du montage optique et mécanique, en vue d'accroître ses performances lors des observations. La qualité des données nous a ensuite permis de mener une campagne d'observations répartie sur de nombreuses nuits entre juillet 2011 et décembre 2012. Le programme d'observation a été centré sur les systèmes binaires, cibles idéales pour évaluer dynamique et pouvoir de résolution de l'instrument. Dans ce but, j'ai donc développé un programme de réduction des images d'interférences permettant d'estimer les observables interférométriques et de les ajuster par un modèle binaire. J'ai ainsi traité une partie de la grande quantité de données acquises à l'observatoire Lick, et en particulier les données prises sur le système binaire Capella. Les résultats montrent que le compagnon est détecté, à une séparation de l'ordre de la limite de diffraction du télescope. De plus, nos données fournissent une mesure directe du rapport de flux spectral aux longueurs d'onde visibles, ce qui constitue une donnée totalement nouvelle pour ce système par ailleurs très bien connu. L'analyse que nous avons menée de ce spectre, par un ajustement de modèles d'atmosphères stellaires démontre que les données FIRST apportent des informations précieuses pour caractériser un système binaire et notamment contraindre les températures effectives des deux composantes. Enfin, le succès des observations conduites à l'observatoire Lick nous a permis d'initier une collaboration avec l'équipe SCExAO du télescope Subaru et nous avons ainsi eu l'opportunité d'y intégrer FIRST. La première lumière de FIRST sur le télescope Subaru a été obtenue le 25 juillet 2013. En conclusion, j'ai pu montrer la viabilité du projet FIRST sur le ciel et obtenir de premiers résultats originaux, démontrant la capacité de cette technique à restaurer la limite de diffraction aux longueurs d'onde visibles. Bien que la sensibilité de l'instrument soit encore limitée à ce jour, ces résultats sont prometteurs quant à son exploitation à venir sur le télescope Subaru et aux développements futurs de cette technique, notamment dans le contexte de la détection et caractérisation de systèmes exoplanétaires.