Cette thèse a pour objectif de comprendre les différents aspects de l'évolution des amas d’étoiles massives NGC3603 et R136 qui possèdent les étoiles les plus massives connues de l'univers local. L'analyse photométrique des noyaux de R136 et NGC3603 utilisant l’imagerie infrarouge de l’instrument SPHERE sur VLT et son système d’optique adaptative extrême de SPHERE, m’a permis de détecter pour la 1ière fois un grand nombre d’étoiles de faibles masse et luminosité au coeur de ces amas et pour la plupart au voisinage des étoiles les plus lumineuses et massives. La comparaison des données de SPHERE de NGC3603 à celles du HST montre l’absence de ségrégation de masse dans le noyau de cet amas. De plus la pente de la fonction de masse de cette région est la même que celle de la région suivante et similaire aux valeurs de la MF correspondant aux régions extérieures de l’amas connues jusqu’ici. L’amas R136 est partiellement résolu par SPHERE/IRDIS dans l’IR. La majorité de ses étoiles massives ont des compagnons visuels. En prenant compte des mesures spectroscopiques et photométriques et leurs erreurs sur l'extinction et l'âge des membres de l’amas, j’ai estimé une gamme de masse pour chaque étoile identifiée. La MF a été calculée pour différents âges ainsi que les erreurs sur les masses stellaires. J’ai simulé des séries d'images de R136 grâce au code Nbody6, et les ai comparées aux observations du HST/WFPC2. Ces simulations permettent de vérifier l'effet de la binarité initiale des étoiles de l’amas, la ségrégation de masse et l'évolution des étoiles sur l'évolution dynamique propre à R136. / This thesis aims at studying 2 massive clusters NGC3603 and R136, and the mechanisms that govern their physics, These clusters host the most massive stars known in the local universe so far and are important clues to understand the formation and fate of very massive star clusters. The manuscript outlines the photometric analysis of the core of R136 and NGC3603 on the basis of HST data in the visible and the VLT high dynamic imaging that I obtained in the infrared thanks to the SPHERE focal instrument operated since 2015 and its extreme Adaptive Optics, In an extensive photometric study of these data I discovered a significantly larger number of faint low-mass stars in the core of both these clusters compared to previous works. These stars are often detected in the vicinity of known massive bright objects. By comparing HST and SPHERE measures, NGC3603 does not show any signature of mass segregation in its core since the MF slope of the very core and the next radial bin are similarly flat and agree well with the MF found in previous works of the outer regions. On the other hand R136 is partially resolved using the SPHERE/IRDIS mode with most of the massive stars having visual companions. Considering the spectroscopic and photometric errors on the extinction and the age of cluster members, I estimate a mass range for each detected star. The MF is plotted at different ages with given errors on stellar masses. Finally I demonstrate that we need more resolution to go further on studying R136 which is 7-8 times further than NGC3603.

Avec l’avènement de la prochaine génération de télescope de plus de 30m de diamètre, il devient primordial de réduire le coût des observations et d’améliorer leur rendement scientifique. De plus il est essentiel de construire ces instruments sur des sites disposant d’une qualité optique maximale. J’ai donc essayé, au cours de ma thèse, de développer un outil fiable, facile d’utilisation et économique permettant de satisfaire ces exigences. J’ai donc utilisé le modèle de prévision météorologique Weather Research and Forecasting et le modèle de calcul de la turbulence optique Trinquet-Vernin pour prédire, plusieurs heures à l’avance, les conditions optiques du ciel tout au long de la nuit. Cette information permettrait d’améliorer la gestion du programme d’observation, appelée "flexible scheduling", et ainsi de réduire les pertes dues à la variation des conditions atmosphériques. Les résultats obtenus et les améliorations apportées au modèle WRF-TV lui permettent de présenter un bon accord entre les mesures et les prévisions ce qui est prometteur pour une utilisation réelle. Au delà de cette gestion, nous avons voulu créer un moyen d’améliorer la recherche et le test de sites astronomiquement intéressants. Nous avons donc définit un paramètre de qualité qui prend en compte les conditions météorologiques et optiques. Ce paramètre a été testé au-dessus de l’île de La Palma aux Canaries et a montré que l’Observatorio del Roque de los Muchachos est situé au meilleur emplacement de l’île. Enfin nous avons créé une routine d’automatisation du modèle WRF-TV afin d’avoir un outil opérationnel fonctionnant de manière autonome. / With the next generation of extremely large telescope having mirror with a diameter larger than 30m, it becomes essential to reduce the cost of observations and to improve their scientific efficiency. Moreover it is fundamental to build these huge infrastructures in location having the best possible optical quality. The purpose of my thesis is to bring a solution easier and more economical than before. I used the Weather Research and Forecasting (WRF) model and the Trinquet-Vernin parametrization, which computes the values of the optical turbulence, to forecast a couple of hours in advance the evolution of the sky optical quality along the coming night. This information would improve the management of observation program, called "flexible scheduling", and thereby reduce losses due to the atmospheric variations. Our results and improvements allow the model us WRF-TV to have a good agreement between previsions and in-situ measurements in different sites, which is promising for a real use in an observatory. Beyond the flexible scheduling, we wanted to create a tool to improve the search for new sites or site testing for already existing sites. Therefore we defined a quality parameter which takes into account meteorological conditions (wind, humidity, precipitable water vapor) and optical conditions (seeing, coherence time, isoplanatic angle). This parameter has been tested above La Palma in Canary island showing that the Observatorio del Roque de los Muchachos is located close to the best possible location of the island. Finally we created an automated program to use WRF-TV model in order to have an operational tool working routinely.

Ma thèse s'inscrit dans le contexte du développement de GRAVITY, instrument de deuxième génération du VLTI, dont la première lumière est prévue pour 2014. GRAVITY pourra recombiner jusqu'à quatre télescopes en bande K (~2,2 µm). Par stabilisation de la phase sur une étoile de référence de magnitude aussi faible que K=10, il permettra de réaliser des mesures astrométriques avec une précision de 10 µas sur des objets jusqu'à K=15, et des images à référence de phase jusqu'à K=16 avec une résolution de 4 mas. Mon travail de thèse consiste à développer les algorithmes du suiveur de franges de GRAVITY, sous-système essentiel pour permettre à l'instrument d'atteindre ces limites de sensibilité inégalées en interférométrie longue base infrarouge. Pour rendre possible des intégrations supérieures à 100 s sur la voie scientifique, il devra stabiliser les différences de marche à des résidus inférieurs à 350 nm rms sur l'étoile de référence, malgré les perturbations provoquées par le piston atmosphérique, des vibrations instrumentales, et des variations de flux des faisceaux recombinés. Dans ce but, j'ai réalisé des simulations numériques de la boucle de contrôle dans son ensemble, en modélisant de façon réaliste les différentes sources de perturbations générant des fluctuations de différence de marche et des variations de flux dans les faisceaux recombinés. J'ai ainsi démontré que, par l'utilisation d'un contrôleur prédictif basé sur un filtre de Kalman utilisant un modèle des perturbations pour calculer les commandes aux actionneurs, les franges seront stabilisées à 310 nm rms sur une étoile de magnitude 10 dans les conditions d'observation attendues au VLTI en 2014. J'ai montré cependant que ces performances diminuaient fortement pour des conditions moins favorables. De plus, j'ai analysé l'efficacité du contrôleur Kalman pour compenser le piston atmosphérique et les vibrations par rapport aux algorithmes actuellement utilisés au VLTI. À partir de mesures sur ciel avec l'instrument PRIMA, j'ai montré que les perturbations sont mieux corrigées avec un contrôleur Kalman qu'avec le suiveur de franges de PRIMA. De plus, j'ai démontré par des simulations numériques que le filtre Kalman est plus efficace pour compenser les vibrations que l'algorithme VTK, consacré à leur correction au VLTI. J'ai également développé un démonstrateur de laboratoire du suiveur de franges de GRAVITY, dans le but d'en valider expérimentalement la boucle de contrôle. J'ai ainsi pu analyser des spécificités absentes des simulations initiales, telles que la procédure d'étalonnage, et l'analyse de biais induits par une dispersion spectrale imparfaite. Enfin, j'ai participé à un programme astrophysique pour lequel j'ai réalisé et analysé des observations interférométriques de la binaire X à forte masse Vela X-1 en infrarouge. J'ai mesuré un vent stellaire de tailles differentes dans les bandes H et K, démontrant la présence soit d'un fort gradient de température, soit d'évènements temporaires dans le vent. Une fois GRAVITY opérationnel, cette étude préliminaire sera étendue à des binaires X moins lumineuses, grâce à sa sensibilité inédite en interférométrie infrarouge. Pour conclure, mon travail de thèse a permis de démontrer que les performances du suiveur de franges sont compatibles avec les spécifications de GRAVITY, en faisant par conséquent le premier suiveur de franges à quatre télescopes à fonctionner sur des sources faibles, et ce malgré des perturbations importantes. GRAVITY et son suiveur de franges ouvrent ainsi la voie à des observations astrophysiques inédites en interférométrie optique.