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À l’Observatoire de Paris est installé en 1863 un grand cercle méridien, nouvel équipement commandé chez Secretan, complétant l’instrumentation méridienne déjà présente. Cet instrument réunit deux mesures (ascension droite et déclinaison) réalisées jusqu’alors séparément. Mais cet assemblage instrumental transforme aussi la relation des astronomes aux mesures méridiennes. En 1877, l’Observatoire se dote d’un second grand cercle méridien, construit par Wilhelm Eichens, et installé dans le jardin. Cet instrument apporte de nouvelles complexités et pousse les astronomes à interroger la qualité de leurs mesures et les causes possibles des imprécisions constatées. Au travers des rapports des directeurs de l’Observatoire se révèle la transformation de la mesure méridienne, assemblage progressif matériel et immatériel où la précision s’érige lentement. In 1863 a large meridian circle is installed at the Paris Observatory, a new equipment ordered from Secretan, completing the existing meridian instrumentation. This instrument joins two measurements (declination and right ascension) that had been performed separately until then. But this instrumental assemblage also transformed the relationship of astronomers to meridian measurements. In 1877, a second great meridian circle, built by Wilhelm Eichens, is installed in the garden of the Observatory, which brings new complexities and leads the astronomers to question the quality of their measurements and the possible causes of the noted inaccuracies. Through the reports of the directors of the Observatory, the transformation of the meridian measurement reveals itself, a progressive material and immaterial assemblage where precision is slowly built up.

The first modern meridian circle after Rømer’s Rota Meridiana (1704) was constructed by Johann Georg Repsold (1770-1830) in 1802, used in the first Hamburg observatory, restored for Göttingen, 1818. A new meridian circle, made by A. & G. Repsold for the Hamburg-Millerntor Observatory (1825), was installed in 1836. The large 19-cm-meridian circle for the new Hamburg Observatory in Bergedorf, was made by Adolf Repsold & Sons (1909) with impersonal micrometers, levels, mires. In 1967 the Hamburg meridian circle was equipped with photoelectric reading and computerized, and used in Perth, Australia, for a catalogue of stars of the southern hemisphere (until 1987). The topic is discussed in the context of Repsold meridian circles all over the world — the Repsold company as a global player. Le premier cercle méridien moderne après la Rota Meridiana de Rømer (1704) a été construit par Johann Georg Repsold (1770-1830) en 1802, utilisé dans le premier observatoire de Hambourg, restauré pour Göttingen en 1818. Un nouveau cercle méridien, réalisé par A. & G. Repsold pour l’observatoire de Hambourg-Millerntor (1825), a été installé en 1836. Le grand cercle méridien de 19cm pour le nouvel observatoire de Hambourg à Bergedorf, a été réalisé par Adolf Repsold & Sons en 1909 avec des micromètres impersonnels, des niveaux, des mires. En 1967, le cercle méridien de Hambourg a été équipé d’un enregistrement photoélectrique, assisté par ordinateur, et utilisé à Perth en Australie pour un catalogue d’étoiles de l’hémisphère sud (jusqu’en 1987). Le sujet est discuté dans le contexte des cercles méridiens Repsold du monde entier — l’entreprise Repsold en tant qu’acteur mondial.

Asteroids are involved in understanding several key issues in Solar System science and the space environment of our planet, such as the conditions of the Solar System during its formation, the delivery of water and organic molecules to Earth, the potential danger of NEA and their role in affecting Earth's climate.Stellar occultation events are a unique opportunity to obtain from the ground very accurate asteroid astrometry, close to the performance of Gaia, and shapes/sizes. When an asteroid hides the light of a star, the uncertainty of its instantaneous position can be similar to that of the target star. By exploiting the accuracy of Gaia DR2 on both asteroids and stars, stellar occultation prediction and exploitation becomes an effective method to systematically collect asteroid astrometry.The improvement of predictions through Gaia DR2 is proven via statistics of real predictions and comparison between stellar occultation predictions with Gaia DR2 for asteroids and other, such as Astorb and MPCORB, to verify which fit better to observed chords of past occultations.At the same time, asteroid occultations can offer the possibility to confirm or discover double stars, in a range of small angular separations very complementary to the resolution accessible to Gaia itself. We will present statistics and simulations showing the improvement expected in the prediction of asteroid occultations thanks to Gaia astrometry, in particular regarding the smaller uncertainties on the proper motion of target stars.Through a bayesian approach, the Bayesian Inference Method (BIM), we determine in the parameter space (duration; centre epoch; flux drop; star brightness) the domain of detectable events from a single site. Our study prepares the exploitation of the 0.5-m robotic telescope at "Plateau de Calern" (Southern France) UniversCity, for which we determine the range of asteroid size and star brightness that we expect to reach. This facility will start operations after this work is over. The results obtained regarding the performance were compared with the previously used method to deriving all the relevant parameters (Least Squares Fit), with false positive signals to determine when these are most likely, and with several real observations, to verify the viability of this new method.After this work simulating the expected performance of UniversCity with the available equipment, the plan is to apply these limitations to predicted events and maximize the efficiency of the telescope's use. For that end, and accounting for all these factors, a survey was made to estimate how many events would be observable with a robotic telescope in a 1-year period with the current star and asteroid catalogues. To account for improvements in the asteroid uncertainties thanks to Gaia, for each event we checked what the impact on the likelihood would be if the asteroid had an uncertainty 2, 5, 10 or 20 times smaller, and results for each regime were compiled.We also analyzed the data of the 14 099 asteroids present DR2, how this impacted the semi-major axis (a) uncertainty, and how that would translate into improvements on stellar occultation predictions. This was made for two different weighting schemes, the one used for AstDyS (Farnocchia et al.) and one developed by the team, using observation residuals and occultations from the past to verify that the new weighting scheme would bring an improvement.Thanks to the collaboration with several astronomers, 16 observations were made throughout this work, with the three positives being analyzed with the new bayesian approach, which was also used for a few other observations where the photometric data was shared.; Les astéroïdes participent à la compréhension de plusieurs problèmes clés liés à la science du système solaire et à l’environnement spatial de notre planète, tels que les conditions du système solaire lors de sa formation, l’apport d’eau et de molécules organiques sur la Terre, le danger potentiel des astéroïdes proches de la Terre et leur rôle dans l’influence du climat de la Terre.Les occultations stellaires sont une occasion unique d’obtenir du sol une astrométrie astéroïde très précise, proche de la performance de Gaia, ainsi que des formes pour les astéroïdes. Lorsqu’un astéroïde cache la lumière d’une étoile, l’incertitude de sa position instantanée peut être similaire à celle de l’étoile cible. En exploitant la précision de Gaia DR2 sur les astéroïdes et les étoiles, la prédiction et l’exploitation des occultations stellaires deviennent une méthode efficace pour collecter systématiquement l’astrométrie des astéroïdes.L’amélioration des prévisions via Gaia DR2 est prouvée par des statistiques de prévisions réelles et une comparaison entre les prédictions d’occultations stellaires avec Gaia DR2 pour les astéroïdes et autres données, comme Astorb et MPCORB, afin de vérifier lesquelles correspondent le mieux aux cordes observées d’occultations passées.En même temps, les occultations d’astéroïdes peuvent offrir la possibilité de confirmer ou de découvrir des étoiles doubles, dans une gamme de petites séparations angulaires très complémentaires de la résolution accessible à Gaia elle-même. Nous présentons des statistiques et des simulations montrant l’amélioration attendue de la prédiction des occultations d’astéroïdes grâce à l’astrométrie de Gaia, en particulier en ce qui concerne les incertitudes plus petites sur le mouvement propre des étoiles cibles.Par une approche bayésienne, le Modèle d’Inférence bayésienne, nous déterminons dans l’espace des le domaine des événements détectables à partir d’un site unique. Notre étude prépare l’exploitation du télescope robotique de 0,5 m UniversCity dans le "Plateau de Calern" (sud de la France), pour lequel nous déterminons l’étendue de la taille de l’astéroïde et de la luminosité de l’étoile que nous espérons atteindre. Cette installation ne sera pas opérationnelle qu’après le fin de ce travail. Les résultats obtenus concernant la performance du système sont comparés avec le méthode utilisé avant (Moindres Carrés), avec des signaux faux positifs, pour déterminer quand ils sont plus probables, et avec des observations réelles, pour vérifier la viabilité de de nouveau méthode.Après ce travail de simulation des performances attendues d’UniversCity avec le matériel disponible, il est prévu d’appliquer ces limitations aux événements prévus et d’optimiser l’efficacité de l’utilisation du télescope. Avec cet objectif, et compte tenu de tous ces facteurs, on a fait une estimation du nombre d’événements qui peuvent être observés pendant un période d’1 année avec les catalogues actuels d’étoiles et d’astéroïdes. Pour prendre en compte les améliorations des incertitudes des astéroïdes grâce à Gaia, pour chaque événement, on a vu l’impact sur ça probabilité si l’incertitude de l’astéroïde soit 2, 5, 10 ou 20 fois plus petite, et les résultats sont compilés pour chaque régime.Nous avons aussi analysé les données de DR2 pour les 14 099 astéroïdes sur le catalogue, comment ça impacte leur incertitude du demi-axe majeur, et comment ça change les prévisions d’occultations stellaires. Ça a été fait pour 2 méthodes de pondération, ce qui est utilisé dans AstDyS et un autre développé par l’équipe de Nice. En utilisant des résidus d’observation et occultations archivées, on a vérifié si ce nouveau méthode améliore les orbites.Grâce a des collaborations avec plusieurs astronomes, 16 observations ont été faîtes pendant ce travail, avec 3 occultations positives analysées par le méthode bayésien, qui a été utilisé aussi pour des autres observations avec les données de photométrie partagés avec nous

Asteroids are involved in understanding several key issues in Solar System science and the space environment of our planet, such as the conditions of the Solar System during its formation, the delivery of water and organic molecules to Earth, the potential danger of NEA and their role in affecting Earth's climate.Stellar occultation events are a unique opportunity to obtain from the ground very accurate asteroid astrometry, close to the performance of Gaia, and shapes/sizes. When an asteroid hides the light of a star, the uncertainty of its instantaneous position can be similar to that of the target star. By exploiting the accuracy of Gaia DR2 on both asteroids and stars, stellar occultation prediction and exploitation becomes an effective method to systematically collect asteroid astrometry.The improvement of predictions through Gaia DR2 is proven via statistics of real predictions and comparison between stellar occultation predictions with Gaia DR2 for asteroids and other, such as Astorb and MPCORB, to verify which fit better to observed chords of past occultations.At the same time, asteroid occultations can offer the possibility to confirm or discover double stars, in a range of small angular separations very complementary to the resolution accessible to Gaia itself. We will present statistics and simulations showing the improvement expected in the prediction of asteroid occultations thanks to Gaia astrometry, in particular regarding the smaller uncertainties on the proper motion of target stars.Through a bayesian approach, the Bayesian Inference Method (BIM), we determine in the parameter space (duration; centre epoch; flux drop; star brightness) the domain of detectable events from a single site. Our study prepares the exploitation of the 0.5-m robotic telescope at "Plateau de Calern" (Southern France) UniversCity, for which we determine the range of asteroid size and star brightness that we expect to reach. This facility will start operations after this work is over. The results obtained regarding the performance were compared with the previously used method to deriving all the relevant parameters (Least Squares Fit), with false positive signals to determine when these are most likely, and with several real observations, to verify the viability of this new method.After this work simulating the expected performance of UniversCity with the available equipment, the plan is to apply these limitations to predicted events and maximize the efficiency of the telescope's use. For that end, and accounting for all these factors, a survey was made to estimate how many events would be observable with a robotic telescope in a 1-year period with the current star and asteroid catalogues. To account for improvements in the asteroid uncertainties thanks to Gaia, for each event we checked what the impact on the likelihood would be if the asteroid had an uncertainty 2, 5, 10 or 20 times smaller, and results for each regime were compiled.We also analyzed the data of the 14 099 asteroids present DR2, how this impacted the semi-major axis (a) uncertainty, and how that would translate into improvements on stellar occultation predictions. This was made for two different weighting schemes, the one used for AstDyS (Farnocchia et al.) and one developed by the team, using observation residuals and occultations from the past to verify that the new weighting scheme would bring an improvement.Thanks to the collaboration with several astronomers, 16 observations were made throughout this work, with the three positives being analyzed with the new bayesian approach, which was also used for a few other observations where the photometric data was shared.; Les astéroïdes participent à la compréhension de plusieurs problèmes clés liés à la science du système solaire et à l’environnement spatial de notre planète, tels que les conditions du système solaire lors de sa formation, l’apport d’eau et de molécules organiques sur la Terre, le danger potentiel des astéroïdes proches de la Terre et leur rôle dans l’influence du climat de la Terre.Les occultations stellaires sont une occasion unique d’obtenir du sol une astrométrie astéroïde très précise, proche de la performance de Gaia, ainsi que des formes pour les astéroïdes. Lorsqu’un astéroïde cache la lumière d’une étoile, l’incertitude de sa position instantanée peut être similaire à celle de l’étoile cible. En exploitant la précision de Gaia DR2 sur les astéroïdes et les étoiles, la prédiction et l’exploitation des occultations stellaires deviennent une méthode efficace pour collecter systématiquement l’astrométrie des astéroïdes.L’amélioration des prévisions via Gaia DR2 est prouvée par des statistiques de prévisions réelles et une comparaison entre les prédictions d’occultations stellaires avec Gaia DR2 pour les astéroïdes et autres données, comme Astorb et MPCORB, afin de vérifier lesquelles correspondent le mieux aux cordes observées d’occultations passées.En même temps, les occultations d’astéroïdes peuvent offrir la possibilité de confirmer ou de découvrir des étoiles doubles, dans une gamme de petites séparations angulaires très complémentaires de la résolution accessible à Gaia elle-même. Nous présentons des statistiques et des simulations montrant l’amélioration attendue de la prédiction des occultations d’astéroïdes grâce à l’astrométrie de Gaia, en particulier en ce qui concerne les incertitudes plus petites sur le mouvement propre des étoiles cibles.Par une approche bayésienne, le Modèle d’Inférence bayésienne, nous déterminons dans l’espace des le domaine des événements détectables à partir d’un site unique. Notre étude prépare l’exploitation du télescope robotique de 0,5 m UniversCity dans le "Plateau de Calern" (sud de la France), pour lequel nous déterminons l’étendue de la taille de l’astéroïde et de la luminosité de l’étoile que nous espérons atteindre. Cette installation ne sera pas opérationnelle qu’après le fin de ce travail. Les résultats obtenus concernant la performance du système sont comparés avec le méthode utilisé avant (Moindres Carrés), avec des signaux faux positifs, pour déterminer quand ils sont plus probables, et avec des observations réelles, pour vérifier la viabilité de de nouveau méthode.Après ce travail de simulation des performances attendues d’UniversCity avec le matériel disponible, il est prévu d’appliquer ces limitations aux événements prévus et d’optimiser l’efficacité de l’utilisation du télescope. Avec cet objectif, et compte tenu de tous ces facteurs, on a fait une estimation du nombre d’événements qui peuvent être observés pendant un période d’1 année avec les catalogues actuels d’étoiles et d’astéroïdes. Pour prendre en compte les améliorations des incertitudes des astéroïdes grâce à Gaia, pour chaque événement, on a vu l’impact sur ça probabilité si l’incertitude de l’astéroïde soit 2, 5, 10 ou 20 fois plus petite, et les résultats sont compilés pour chaque régime.Nous avons aussi analysé les données de DR2 pour les 14 099 astéroïdes sur le catalogue, comment ça impacte leur incertitude du demi-axe majeur, et comment ça change les prévisions d’occultations stellaires. Ça a été fait pour 2 méthodes de pondération, ce qui est utilisé dans AstDyS et un autre développé par l’équipe de Nice. En utilisant des résidus d’observation et occultations archivées, on a vérifié si ce nouveau méthode améliore les orbites.Grâce a des collaborations avec plusieurs astronomes, 16 observations ont été faîtes pendant ce travail, avec 3 occultations positives analysées par le méthode bayésien, qui a été utilisé aussi pour des autres observations avec les données de photométrie partagés avec nous

The central parsec is one of the most interesting regions of our Galaxy. It is populated by a nuclear stellar cluster where massive, energetic and young stars coexist with colder evolved stars, hot plasma and streams of interstellar matter. A compact object called SgrA* with a mass of several million solar masses lies in its center becoming the closest supermassive black hole candidate, but being fainter in all wavelengths than other galactic nuclei. One of the closest stars to SgrA*, S2, completes an orbit around it in just 16 years and is bright enough to be used as a robust probe the gravitational potential of the central source by orbit tracking. In the infrared, SgrA* presents a quiescent emission with random short episodes called flares where its brightness sharply increases up to a factor 4, lasting several hours before dimming. The origin of these flares is likely due to the presence of accretion processes in the close environment of the black hole and their study can provide essential information about the exotic nature of SgrA*. Unfortunately, these events are random and require a sufficiently sampled monitoring over time.The GRAVITY instrument, part of the second generation of VLTI, enables the use of optical interferometry to study the Galactic Center. It is able to track the orbit of the star S2 with unprecedented accuracy, up to 10 micro-arcseconds. This thesis work is focused on the data analysis of the first products of the GRAVITY instrument in the Galactic Center.In the first part of the thesis, the astrometry of the star S2 is obtained by the use of the first two years of GRAVITY observations, in which I have actively participated. For that purpose, abinary star model is used to reproduce the interferometric data. Right before and after the pericenter passage, who took place in 2018, I have obtained the positions of S2 with respect to SgrA* reaching an astrometric accuracy of 30 micro-arcseconds, comparable with the expected size of the shadow of the supermassive black hole. In addition, I have obtained a new light curve of SgrA* which complements the data already published and confirms the quiescent-flare scenario. The results obtained are part of a larger study involving orbit fitting where several tests of General Relativity have been successfully performed, as well as interpretations of the flares as a product of accretion processes in the near SgrA* orbit.The second part of the thesis is focused on an evolved star called GCIRS 7, which is also located in the central parsec and serves as a reference for GRAVITY observations. This star, which has a large variability in the infrared, is known to contribute to the interstellar medium of the Galactic Center. By complementing GRAVITY archival data from 2017 with observations I have taken in 2019, I have implemented an atmosphere model, widely used for the study of other advanced stars, to explain the visibility curves of GCIRS 7 obtained by GRAVITY. The model consists of a photosphere and a thin molecular shell. The results show that the data can be interpreted as a photosphere with the same diameter for both epochs, but with a shell being colder and larger in 2019 compared to 2017. An estimation of the density of the thin shell reveals a saturation of the model for 2017 due to a high density, but 2019 data is partially reproduced. The results can be explained by a layer expansion and cooling likely due to an episode of mass loss.; Le parsec central est l'une des régions les plus intéressantes de notre Galaxie. Il est peuplé d'un amas stellaire nucléaire où coexistent des étoiles massives, énergétiques et jeunes, des étoiles évoluées plus froides, du plasma chaud et des flux de matière interstellaire. Un objet compact appelé SgrA*, d'une masse de plusieurs millions de masses solaires, se trouve en son centre, devenant ainsi le plus proche candidat au trou noir supermassif, mais étant plus faible dans toutes les longueurs d'onde que les autres noyaux galactiques. L'une des étoiles les plus proches de SgrA*, S2, effectue une orbite autour d'elle en 16 ans seulement et est suffisamment brillante pour être utilisée comme une sonde robuste du potentiel gravitationnel de la source centrale par suivi d'orbite. Dans l'infrarouge, SgrA* présente une émission quiescente avec de courts épisodes aléatoires appelés sursauts où sa luminosité augmente fortement jusqu'à un facteur 4, durant plusieurs heures avant de s'affaiblir. L'origine de ces éruptions est probablement due à la présence de processus d'accrétion dans l'environnement proche du trou noir et leur étude peut fournir des informations essentielles sur la nature exotique de SgrA*. Malheureusement, ces événements sont aléatoires et nécessitent un suivi suffisamment échantillonné dans le temps. L'instrument GRAVITY, qui fait partie de la deuxième génération de VLTI, permet d'utiliser l'interférométrie optique pour étudier le Centre Galactique. Il est capable de suivre l'orbite de l'étoile S2 avec une précision sans précédent, jusqu'à 10 microsecondes d'arc. Ce travail de thèse est axé sur l'analyse des données des premiers produits de l'instrument GRAVITY au Centre Galactique.Dans la première partie de la thèse, l'astrométrie de l'étoile S2 est obtenue par l'utilisation des deux premières années d'observations de la GRAVITY, auxquelles j'ai participé activement. Pour cela, un modèle d’étoile binaire est utilisé pour reproduire les données interférométriques. Juste avant et après le passage du péricentre, qui a eu lieu en 2018, j'ai obtenu les positions de S2 par rapport à SgrA* atteignant une précision astrométrique de 30 microsecondes d’arc, comparable à la taille attendue de l'ombre du trou noir supermassif. En outre, j'ai obtenu une nouvelle courbe de lumière de SgrA* qui complète les données déjà publiées et confirme le comportement quiescent avec des sursauts. Les résultats obtenus font partie d'une étude plus large impliquant l'ajustement de l'orbite où plusieurs tests de relativité générale ont été effectués avec succès, ainsi que des interprétations des sursauts comme produit des processus d’accrétion dans l’orbite proche de SgrA*.La deuxième partie de la thèse est centrée sur une étoile évoluée appelée GCIRS 7, qui est également située dans le parsec central et qui sert de référence pour les observations de GRAVITY. Cette étoile, qui présente une grande variabilité dans l’infrarouge (1 magnitude), est connue pour contribuer au milieu interstellaire du Centre Galactique. En complétant les données d'archives de GRAVITY de 2017 par des observations que j'ai effectuées en 2019, j'ai mis en place un modèle d'atmosphère, largement utilisé pour l'étude d'autres étoiles évoluées, afin d'expliquer les courbes de visibilité de GCIRS 7 obtenues par GRAVITY. Le modèle s'agit d'une photosphère et d'une fine couche moléculaire. Les résultats montrent que les données peuvent être interprétées comme une photosphère avec le même diamètre pour les deux époques, mais la couche étant plus froide et plus grande en 2019 par rapport à 2017. Une estimation de la densité de la couche révèle une saturation du modèle pour 2017 en raison d'une densité élevée, mais les données de 2019 sont partiellement reproduites. Les résultats peuvent être expliqués par une expansion et un refroidissement de la couche probablement dus à un épisode de perte de masse.

Au XIXe siècle, le cercle méridien est l’instrument majeur de l’astrométrie. Il mesure des positions d’étoiles, et contrôle la course des horloges. Une politique ambitieuse en équipe tous les observatoires institutionnels français au seuil du XXe siècle. La maison Eichens-Gautier produit l’instrument pour tous les observatoires ; celui de Toulouse est installé à l’observatoire de Jolimont en 1891.Mais le cercle méridien est instrument de mesure tout autant qu’objet mesuré. On adjoint à l’instrument mires et accessoires, qui permettent de connaître les déviations subies au moment de la mesure. Ces quotités mesurées permettent de corriger les résultats de l’instrument, soit par le calcul, soit par sa calibration. L’installation des accessoires se fait progressivement, ceux-ci sont même parfois améliorés, au gré des progrès techniques et scientifiques. L’instrument se comprend donc dans ce contexte, l’environnement technique, rendu indispensable au fonctionnement optimal de l’objet ; l’en sortir rompt l’usage et la compréhension de l’instrument.Les cercles méridiens deviennent, au fil de leurs modifications, une fausse-série d’instruments uniques. Impossible à rassembler physiquement, sans la décontextualiser, cette série ne témoigne cependant de toutes ses qualités que dans la comparaison entre instruments, traduisant une dynamique invisible à l’examen des seuls individus.Les possibilités nouvelles apportées par le numérique nous ont permis de modéliser les lunettes et ainsi de mieux comprendre la série. La construction d’un double virtuel de l’objet, par agrégation d’informations et de documentation offre une vision transversale et donne corps à cette série physiquement éclatée. Meridian circles are the main instrument for astrometry during the 19th century. With it, one can measure positions of stars, as well as clocks functioning. At the verge of the 20th century, an ambitious policy leads to a successive installation of meridian circles in every French institutional observatory, all of them made by the same builder, Eichens-Gautier. In Toulouse such an instrument is installed in 1891 in the observatory of Jolimont.Meridian circles perform measurements, but also need to be measured. They are fitted with scopes and accessories to measure the deviations affecting the measurements. Such indications could lead to post-processing corrections, or to the instrument calibration. The accessories are added gradually, and updated, according to technical and scientific progress. To understand the instrument, context is needed and the technical environment plays a key role in the proper functioning of the object. Looking at the telescope only, without its accessories, means ignoring vital components of its use, and eventually misunderstandings.With these incremental modifications, the meridian circles form a false-series of unique objects. The instrument’s need for context make their physical gathering impossible. Yet, the dynamics of the series, invisible through the life of an individual instrument, can only reveal itself through instruments comparisons.By the use of digital technologies, we were able to model the telescopes in their environment and to better understand the series. Digital twins, virtual models of the objects, built through aggregation of information and documents offer transverse vision, and embody this physically spread series.

The numerical integration ephemeris, which are convenient to download from online service of IMCCE, or Horizons of JPL have very good precision based on recent observations. Meanwhile, another kind, the analytical ephemeris like TASS, describes in detail the dynamical system by combination representation of proper frequencies. We plan to make a connection between those two different type ephemeris, that it ’s benefited us to study the rotation of natural satellites with its high precision ephemeris, those instantaneous positions, velocity, and those system characteristics like proper frequencies. The main difficulty is to avoid the shortcoming of the limited interval of observation ephemeris.In our work, we take the combination representation of Titan with 10,000 years TASS ephemeris as an example and standard. Then, we experiment to obtain both the analytical representation of the mean longitude of Titan and the proper frequencies involved in it with 1,000 years TASS ephemeris by analysis frequency. Due to limited timespan, we extend the method with a least square method, especially for the long period terms. We verify the effectiveness and exactness of the whole method in rebuilt the combination representation.Finally and most important, we get the combination representation of Titan with 1000 years JPL ephemeris. Between the solution of JPL and the representation of TASS, there exists a 60 km difference in the amplitude of the major component, that is considered as a system difference. The limited interval ephemeris makes the influence of the proper frequency, which brings the error into the long period term like the one from the node of Titan. For nearly all other components, those amplitudes and phases are similar with the relative terms of TASS. The error of our representation is less than 100 kilometres over 1,000 years and the standard deviation is about 26 kilometres.; Les éphémérides issues d'intégrations numériques qui peuvent être facilement téléchargées des sites de l'IMCCE ou du JPL, ont une très bonne précision pour les observations récentes. En même temps, un autre type d'éphémérides, celles analytiques comme TASS, décrivent en détail le système dynamique par une représentation en combinaison de fréquences propres. Notre but est d'associer ces deux types d'éphémérides pour l'utiliser dans les études de la rotation des satellites naturelles. Cela signifie qu'il faut reconstruire des éphémérides à long terme et de haute précision montrant les caractéristiques du système comme les fréquences propres à partir des intégrations numériques. La principale difficulté est d'éviter l'intervalle de temps limité des éphémérides numériques. Dans notre travail, nous partons de la représentation des éléments d'orbite de Titan sur 10 000 ans issues de TASS comme exemple et comme standard. Nous expérimentons comment obtenir les fréquences propres sur 1000 ans d'éphémérides de TASS, et comment obtenir la représentation analytique de la longitude moyenne de Titan sur cet intervalle limité. A cause de cette durée de 1000 ans, au lieu de l'analyse en fréquence, nous utilisons la méthode des moindres carrées, en particulier pour les termes à longue période. L'efficacité et l’exactitude de l'ensemble de la méthode sont vérifiées en comparant les représentations de la longitude moyenne de Titan issue de TASS par la méthode des moindres carrées et par la représentation standard de TASS sur 10 000 ans. Finalement et c'est ce qui importe, nous obtenons une représentation du mouvement de Titan pour les 1000 ans d'éphémérides du JPL. Il existe une différence de 60 km dans l'amplitude du terme principal entre les représentations du JPL et de TASS. Cette différence est considérée comme issue du système. L'intervalle de temps limité des éphémérides influence les fréquences propres et induit des erreurs dans les termes à longues périodes comme contenant la longitude du nœud de Titan. Pour toutes les autres composantes ou presque, leurs amplitudes et phases sont similaires à celles de TASS. L'erreur de représentation est inférieure à 100 km sur 1000 ans et la déviation standard est de 26 km environ.

The numerical integration ephemeris, which are convenient to download from online service of IMCCE, or Horizons of JPL have very good precision based on recent observations. Meanwhile, another kind, the analytical ephemeris like TASS, describes in detail the dynamical system by combination representation of proper frequencies. We plan to make a connection between those two different type ephemeris, that it ’s benefited us to study the rotation of natural satellites with its high precision ephemeris, those instantaneous positions, velocity, and those system characteristics like proper frequencies. The main difficulty is to avoid the shortcoming of the limited interval of observation ephemeris.In our work, we take the combination representation of Titan with 10,000 years TASS ephemeris as an example and standard. Then, we experiment to obtain both the analytical representation of the mean longitude of Titan and the proper frequencies involved in it with 1,000 years TASS ephemeris by analysis frequency. Due to limited timespan, we extend the method with a least square method, especially for the long period terms. We verify the effectiveness and exactness of the whole method in rebuilt the combination representation.Finally and most important, we get the combination representation of Titan with 1000 years JPL ephemeris. Between the solution of JPL and the representation of TASS, there exists a 60 km difference in the amplitude of the major component, that is considered as a system difference. The limited interval ephemeris makes the influence of the proper frequency, which brings the error into the long period term like the one from the node of Titan. For nearly all other components, those amplitudes and phases are similar with the relative terms of TASS. The error of our representation is less than 100 kilometres over 1,000 years and the standard deviation is about 26 kilometres.; Les éphémérides issues d'intégrations numériques qui peuvent être facilement téléchargées des sites de l'IMCCE ou du JPL, ont une très bonne précision pour les observations récentes. En même temps, un autre type d'éphémérides, celles analytiques comme TASS, décrivent en détail le système dynamique par une représentation en combinaison de fréquences propres. Notre but est d'associer ces deux types d'éphémérides pour l'utiliser dans les études de la rotation des satellites naturelles. Cela signifie qu'il faut reconstruire des éphémérides à long terme et de haute précision montrant les caractéristiques du système comme les fréquences propres à partir des intégrations numériques. La principale difficulté est d'éviter l'intervalle de temps limité des éphémérides numériques. Dans notre travail, nous partons de la représentation des éléments d'orbite de Titan sur 10 000 ans issues de TASS comme exemple et comme standard. Nous expérimentons comment obtenir les fréquences propres sur 1000 ans d'éphémérides de TASS, et comment obtenir la représentation analytique de la longitude moyenne de Titan sur cet intervalle limité. A cause de cette durée de 1000 ans, au lieu de l'analyse en fréquence, nous utilisons la méthode des moindres carrées, en particulier pour les termes à longue période. L'efficacité et l’exactitude de l'ensemble de la méthode sont vérifiées en comparant les représentations de la longitude moyenne de Titan issue de TASS par la méthode des moindres carrées et par la représentation standard de TASS sur 10 000 ans. Finalement et c'est ce qui importe, nous obtenons une représentation du mouvement de Titan pour les 1000 ans d'éphémérides du JPL. Il existe une différence de 60 km dans l'amplitude du terme principal entre les représentations du JPL et de TASS. Cette différence est considérée comme issue du système. L'intervalle de temps limité des éphémérides influence les fréquences propres et induit des erreurs dans les termes à longues périodes comme contenant la longitude du nœud de Titan. Pour toutes les autres composantes ou presque, leurs amplitudes et phases sont similaires à celles de TASS. L'erreur de représentation est inférieure à 100 km sur 1000 ans et la déviation standard est de 26 km environ.

The similar age of the stars in star cluster system makes them interesting objects for the study of stellar evolution. However, for such studies, it is essential to reduce the field star contamination. Proper motion of the stars in the region of star clusters provides a unique possibility of getting membership information of the stars. The mean absolute proper motion of the globular cluster NGC 4590 is derived as -2.95 ± 0.54 mas yr-1 and 2.03 ± 0.52 mas yr-1 along right ascension (RA) and declination (DEC) respectively using, 111,000 stars having an error less than 7 mas yr-1. We propose a similar study of globular clusters with the CCD imager mounted on the 3.6m Devasthal Optical telescope (DOT).

The next decade will see the first light of the new Extremely Large Telescopes (ELTs). Those giant telescopes with an aperture for its primary mirror from 25 meters up to 40 meters across, will address fundamental questions of modern astrophysics from exoplanet direct imaging to the study of the first galaxies.Their large diameter, increases both their sensitivity and their angular resolution, which is the ability to discern the very small details. However, the angular resolution of all sizes ground-based telescope is always strongly limited by the atmospheric turbulence. These movements of air layers with different temperatures induce fluctuation in the optical index and alter the shape of the incident wavefront.To tackle this problem and fully exploit their capabilities, large optical telescopes had become indissociable of their Adaptive Optics (AO) instruments. AO is a technic that consists in analyzing the effects of turbulence on the wavefront and compensating for it in real time, thanks to one or several deformable mirrors in order to restore the initial angular resolution of optical telescopes. In addition, most of the 8-10 meters telescopes are supplied with laser guide stars systems in order to increase the portion of the sky that can benefit for such an AO correction.Lately, a Wide Field AO system has been implemented on the 8 meters Gemini South telescope: the Gemini Multi-Conjugated AO (GeMS) instrument. With its five laser guides stars, it corrects turbulence at different altitudes and provides AO corrected images over much larger a field of view than regular AO.In a first part of this PhD, I collected data with the GeMS instrument in order to study the formation of massive stars in a young cluster. Such science cases should largely benefit from the new performance offered by Wide field AO at near infrared wavelengths. Thanks to these observations, we detected a large number of very young stellar objects, as well as several massive stars. We also developed a possible triggered formation scenario for the stellar population in this region.In addition to new science results, the study carried out on these observations has enable to highlight the critical parameters that limit the scientific analyses of Wide Field AO data. Indeed, despite the excellent performance of such systems, the correction performed is not perfect and some residuals still limit the image quality. In order to get the best science results out of the Wide Field AO images, dedicated and optimized reduction and analyses tools are needed.In this context, I paid a particular attention to variable distortion observed on Wide Field AO data, which was identified as a limiting factor which affects astrometry and photometry studies. I present in this document a new and original method of distortion correction based on an inverse problem approach. I detail the formalism as well as the whole validation steps, from the characterization on simulated data to the application on real data. While this last application is specifically valid for GeMS data, the proposed method remains relevant to correct distortion in any image affected by this phenomenon, and especially in science observations from the future ELTs., Nous allons assister au cours de la prochaine décennie, à la première lumière des nouveaux Extremely Large Telescope (ELTs). Ces télescopes géants, mesurant entre 25 m et 40 m de diamètres vont permettre de répondre à des questions fondamentales de l'astrophysique contemporaine, depuis l'imagerie directe d'exoplanètes jusqu'à l'étude des galaxies primordiales. Leur grande taille permet non seulement d’augmenter leur sensibilité, mais également leur résolution angulaire, c’est à dire leur capacité à distinguer les détails fins de l'objet observé. Cependant, la résolution angulaire d'un télescope terrestre, quelque soit sa taille, est toujours fortement limitée par la turbulence atmosphérique. En effet, ces mouvements de masses d'air à différentes températures induisent une variation de l’indice optique et déforment le front de l’onde incidente.Pour pallier à ce problème et exploiter pleinement leur potentiel, les grands télescopes sont désormais indissociables de leurs instruments d’Optique Adaptative (OA). L’OA est une technique qui permet d’analyser les effets de la turbulence sur le front d’onde et de les compenser en temps réel à l’aide d’un ou plusieurs miroirs déformables, dans le but de retrouver la limite théorique de résolution d’un télescope optique. En complément, la plupart des télescopes de la génération 8-10 m sont maintenant équipés de systèmes d’étoiles lasers qui permettent d’augmenter la proportion du ciel pouvant bénéficier d’une correction par OA. Dernièrement, un système d’OA Grand Champ a été installé sur le télescope de 8 m de Gemini Sud. Il s’agit de l’instrument GeMS (Gemini Multi-Conjugate Adaptive Optics), qui permet avec ses cinq étoiles lasers, de corriger la turbulence de l’atmosphère à plusieurs altitudes et ainsi, d’augmenter significativement la taille du champ de vue corrigé par OA.Au cours des premiers mois de cette thèse, j'ai utilisé l'instrument GeMS pour étudier la formation des étoiles massives dans un jeune amas, domaine dans lequel les performances de l’OA Grand Champ dans le proche infrarouge promettent de grandes avancées. Grâce à ces observations, nous avons pu détecter un grand nombre d'objets stellaires très jeunes ainsi que plusieurs étoiles massives inaccessibles à des télescopes dépourvus d'OA. Nous avons également pu proposer un processus de formation séquentiel des étoiles au sein de cette région. Au delà des résultats astrophysiques nouveaux, le travail réalisé sur ces observations a permis de mettre en évidence les paramètres principaux limitant l’analyse scientifique des données issues d’OA Grand Champ. Car malgré les excellentes performances de ces systèmes, la correction apportée aux images reste partielle et des résidus de correction limitent encore leur qualité. Pour extraire les meilleurs résultats scientifiques des images issues de l'OA Grand Champ, il est donc essentiel d'optimiser au maximum les outils de réduction et d'analyse de données. Dans ce contexte, je me suis en particulier intéressée à la distorsion variable observée dans les données d’OA Grand Champ, et identifiée comme facteur limitant les analyses photométriques et astrométriques. Je présente dans ce document une méthode originale de correction de la distorsion basée sur la résolution d'un problème inverse. Je détaille son formalisme complet ainsi que l’ensemble des étapes qui ont permis sa validation sur des données de simulation dans un premier temps, puis sur des données réelles. Alors que cette dernière application concerne spécifiquement les données issues de l'instrument GeMS, la méthode proposée reste pertinente pour corriger la distorsion sur toute image soufrant de ce phénomène, et en particulier sur les données issues des futurs ELTs.

The origin and evolution of stellar populations is one of the greatest challenges in modern astrophysics. It is known that the majority of the stars has its origin in stellar clusters (Carpenter 2000; Porras et al. 2003; Lada & Lada 2003). However, only less than one tenth of these clusters remains bounded after the first few hundred million years (Lada & Lada 2003). Ergo, the understanding of the origin and evolution of stars demands meticulous analyses of stellar clusters in these crucial ages.The project Dynamical Analysis of Nearby Clusters (DANCe, Bouy et al. 2013), from which the present work is part of, provides the scientific framework for the analysis of Nearby Young Clusters (NYC) in the solar neighbourhood (< 500 pc). The DANCe carefully designed observations of the well known Pleiades cluster provide the perfect case study for the development and testing of statistical tools aiming at the analysis of the early phases of cluster evolution.The statistical tool developed here is a probabilistic intelligent system that performs Bayesian inference for the parameters governing the probability density functions (PDFs) of the cluster population (PDFCP). It has been benchmarked with the Pleiades photometric and astrometric data of the DANCe survey. As any Bayesian framework, it requires the setting up of priors. To avoid the subjectivity of these, the intelligent system establish them using the Bayesian Hierarchical Model (BHM) approach. In it, the parameters of prior distributions, which are also inferred from the data, are drawn from other distributions in a hierarchical way.In this BHM intelligent system, the true values of the PDFCP are specified by stochastic and deterministic relations representing the state of knowledge of the NYC. To perform the parametric inference, the likelihood of the data, given these true values, accounts for the properties of the data set, especially its heteroscedasticity and missing value objects. By properly accounting for these properties, the intelligent system: i) Increases the size of the data set, with respect to previous studies working exclusively on fully observed objects, and ii) Avoids biases associated to fully observed data sets, and restrictions to low-uncertainty objects (sigma-clipping procedures).The BHM returns the posterior PDFs of the parameters in the PDFCPs, particularly of the spatial, proper motions and luminosity distributions. In the BHM each object in the data set contributes to the PDFs of the parameters proportionally to its likelihood. Thus, the PDFCPs are free of biases resulting from typical high membership probability selections (sampling bias).As a by-product, the BHM also gives the PDFs of the cluster membership probability for each object in the data set. These PDFs together with an optimal probability classification threshold, which is obtained from synthetic data sets, allow the classification of objects into cluster and field populations. This by-product classifier shows excellent results when applied on synthetic data sets (with an area under the ROC curve of 0.99). From the analysis of synthetic data sets, the expected value of the contamination rate for the PDFCPs is 5.8 ± 0.2%.The following are the most important astrophysical results of the BHM applied tothe Pleiades cluster. First, used as a classifier, it finds ∼ 200 new candidate members, representing 10% new discoveries. Nevertheless, it shows outstanding agreement (99.6% of the 105 objects in the data set) with previous results from the literature. Second, the derived present day system mass distribution (PDSMD) is in general agreement with the previous results of Bouy et al. (2015).Thus, by better modelling the data set and eliminating unnecessary restrictions to it, the new intelligent system, developed and tested in the present work, represents the state of the art for the statistical analysis of NYC populations., Il semble maintenant établi que la majorité des étoiles se forment dans des amas (Carpenter 2000; Porras et al. 2003; Lada & Lada 2003). Comprendre l'origine et l'évolution des populations stellaires est donc l'un des plus grands défis de l'astrophysique moderne. Malheureusement, moins d'un dixième de ces amas restent gravitationellement liés au delà de quelques centaines de millions d'années (Lada & Lada 2003). L’étude des amas stellaires doit donc se faire avant leur dissolution dans la galaxie.Le projet Dynamical Analysis of Nearby Clusters (DANCe, Bouy et al. 2013), dont le travail fait partie, fournit le cadre scientifique pour l'analyse des amas proches et jeunes (NYC) dans le voisinage solaire. Les observations de l'amas ouvert des Pléiades par le projet DANCe offrent une opportunité parfaite pour le développement d'outils statistiques visant à analyser les premières phases de l'évolution des amas.L'outil statistique développé ici est un système intelligent probabiliste qui effectue une inférence bayésienne des paramètres régissant les fonctions de densité de probabilité (PDF) de la population de l'amas (PDFCP). Il a été testé avec les données photométriques et astrométriques des Pléiades du relevé DANCe. Pour éviter la subjectivité de ces choix des priors, le système intelligent les établit en utilisant l'approche hiérarchique bayésienne (BHM). Dans ce cas, les paramètres de ces distributions, qui sont également déduits des données, proviennent d'autres distributions de manière hiérarchique.Dans ce système intelligent BHM, les vraies valeurs du PDFCP sont spécifiées par des relations stochastiques et déterministes représentatives de notre connaissance des paramètres physiques de l'amas. Pour effectuer l'inférence paramétrique, la vraisemblance (compte tenu de ces valeurs réelles), tient en compte des propriétés de l'ensemble de données, en particulier son hétéroscédasticité et des objects avec des valeurs manquantes.Le BHM obtient les PDF postérieures des paramètres dans les PDFCP, en particulier celles des distributions spatiales, de mouvements propres et de luminosité, qui sont les objectifs scientifiques finaux du projet DANCe. Dans le BHM, chaque étoile du catalogue contribue aux PDF des paramètres de l'amas proportionnellement à sa probabilité d'appartenance. Ainsi, les PDFCP sont exempts de biais d'échantillonnage résultant de sélections tronquées au-dessus d'un seuil de probabilité défini plus ou moins arbitrairement.Comme produit additionnel, le BHM fournit également les PDF de la probabilité d'appartenance à l'amas pour chaque étoile du catalogue d'entrée, qui permettent d'identifier les membres probables de l'amas, et les contaminants probables du champ. La méthode a été testée avec succès sur des ensembles de données synthétiques (avec une aire sous la courbe ROC de 0,99), ce qui a permis d'estimer un taux de contamination pour les PDFCP de seulement 5,8 %.Ces nouvelles méthodes permettent d'obtenir et/ou de confirmer des résultats importants sur les propriétés astrophysiques de l'amas des Pléiades. Tout d'abord, le BHM a découvert 200 nouveaux candidats membres, qui représentent 10% de la population totale de l'amas. Les résultats sont en excellent accord (99,6% des 100 000 objets dans l'ensemble de données) avec les résultats précédents trouvés dans la littérature, ce qui fournit une validation externe importante de la méthode. Enfin, la distribution de masse des systèmes actuelle (PDSMD) est en général en bon accord avec les résultats précédents de Bouy et al. 2015, mais présente l'avantage inestimable d'avoir des incertitudes beaucoup plus robustes que celles des méthodes précédentes.Ainsi, en améliorant la modélisation de l'ensemble de données et en éliminant les restrictions inutiles ou les hypothèses simplificatrices, le nouveau système intelligent, développé et testé dans le présent travail, représente l'état de l'art pour l'analyse statistique des populations de NYC.

With the arrival of the second generation instrument GRAVITY, the Very Large Telescope Interferometer (VLTI) has entered a new era of optical interferometry. This instrument pushes the limits of accuracy and sensitivity by orders of magnitude. GRAVITY has achieved phase-referenced imaging at approximately milliarcsecond (mas) resolution and down to ~ 100-microarcsecond astrometry on objects that are several hundred times fainter than previously observable. The cutting-edge design presented in Eisenhauer et al. (2011) has become reality. This article sketches out the basic principles of the instrument design and illustrates its performance with key science results obtained during commissioning: phase-tracking on stars with K ~ 10 mag, phase-referenced interferometry of objects fainter than K ≳ 17 mag, minute-long coherent integrations, a visibility accuracy of better than 0.25 %, and spectro-differential phase and closure phase accuracy better than 0.5 degrees, corresponding to a differential astrometric precision of a few microarcseconds (μas)., Published in The Messenger vol. 170, pp. 10-15, December 2017.

The reference nutation model (MHB2000) and the International Celestial Reference Frame (ICRF2) was established in 2000 and 2009 respectively. VLBI observations are being accumulated since and these are all new data to refine the nutation and better characterize the instability of radio sources constituting the celestial frame. The lengthening of the available data reveals defects in the reference wobble and fluctuations in the position of radio sources.It is important to adjust the nutation terms while assessing the impact of the instability of the celestial reference frame on it. Initially, we obtain significant corrections in terms of nutation model MHB2000 up to 50 micro-seconds of degree on the basis of IVS operational nutation time series. We also evaluate their uncertainty. Our interest is focused on the the free core nutation and a term closed in frequency, the retrograde annual term. We try to characterize the multi-annual variability, on amplitude, phase and period, despite correlation that affects both terms.Secondly, we study the stability of the celestial reference frame by a comprehensive study of the potential sources to define the frame. Such defining sources are selected by analysis using Allan variance of their astrometric displacements. This analysis gives the "color" of the random noise that affects positions based on different time scales corresponding to 30 years of VLBI observations. Specifically, we select radio sources with white noise. It follows that on 123 sources from those chosen for ICRF2 in 2009, only 40 meet this criterion of stability over the period 1985-2016. This number is too small to build a new celestial reference frame and compromises are necessary. Finally, errors propagation of radio position on nutation has been characterized, explaining the noise unusually large of some nutation time series diffused by the IVS.; Le modèle de nutation de référence (MHB2000) et le repère céleste international (ICRF2) ont été établis en 2000 et en 2009 respectivement. Les observations VLBI s’étant accumulées depuis, ce sont autant de nouvelles données permettant d’affiner la nutation et de mieux caractériser l’instabilité des radiosources constituant le repère céleste. L’allongement des données disponibles révèle des défauts dans la nutation de référence comme des fluctuations dans la position des radiosources. Il importe donc de réajuster les termes de nutation, tout en évaluant l’impact de l’instabilité du repère de référence céleste sur celle-ci. Dans un premier temps, nous déterminons des corrections significatives des termes de nutation du modèle MHB2000 jusqu'à 50 micro-seconde d'arc sur la base des séries opérationnelles de l'IVS. Nous en évaluons aussi l'incertitude. Notre intérêt s’est focalisé sur la nutation libre du noyau et un terme spectralement proche, le terme annuel rétrograde. Nous tentons de caractériser leur variabilité multi-annuelle, en amplitude, phase et fréquence, malgré la corrélation qui les affecte.Dans un second temps, nous avons étudié la stabilité du repère céleste par une étude approfondie des sources susceptibles de définir ce repère. De telles sources sont sélectionnées par analyse de variance d'Allan de leurs déplacements astrométriques. Cette analyse donne la « couleur » du bruit aléatoire qui affecte leurs positions en fonction des différentes échelles de temps correspondant à 30 ans d’observations VLBI. Plus précisément, nous sélectionnons les radiosources présentant un bruit blanc. Il en résulte que sur 123 sources parmi celles choisies pour l'ICRF2 en 2009, seules 40 respectent ce critère de stabilité sur la période 1985-2016. Ce nombre est insuffisant pour construire un repère céleste stable et des compromis sont nécessaires. Enfin, la propagation des erreurs des positions des radiosources sur la nutation a été caractérisée, expliquant le bruit anormalement grands de certaines séries de nutation diffusées par l'IVS.

Research in solar and stellar physics has been tremendously influenced these past decades by the use of seismic techniques that allowed us for the first time to explore the interior of stars. For the Sun, it is possible to go even further with high resolution and high cadence imaging. Thus, since the years 2000 a new field as emerged called “local helioseismology” that gives us the ability to probe in details and in quasi real time the most superficial layers beneath the solar photosphere.The first part of this document reports my activities and contribution in the field of local helioseismology. I show how I actively contributed to the development of the numerical tools that were needed to analyze the new high resolution images provided by the American ground-based network GONG and the NASA/ESA S0HO spacecraft. Then, I worked to set new constraints on the Kinematic flux transport solar dynamo models by studying the meridional circulation, active zones dynamics or the torsional oscillations of the rotation rate. This led me to contribute to the debate on the seat of the solar dynamo and the various characteristics of its main components. In the second part, I present my contribution to the development of the new solar astrometry facility PICARD-SOL that was set up at Calern observatory (OCA) in the framework of the space mission PICARD dedicated to the measurement and monitoring of the solar diameter. Solar astrometry from direct high resolution imaging has replaced the traditional astrolabe technics and has raised new challenges in order to take into account turbulence and astronomical refraction effects in ground based data analysis. My future work is then placed in perspective within the framework of the new instrumental projects and the development of space weather.; La recherche en physique solaire et stellaire a été très largement influencée ces dernières décennies par l’application des techniques de sismologie permettant pour la première fois de sonder l’intérieur des étoiles. Pour le Soleil, il est possible d’aller encore plus loin avec l’imagerie à haute résolution et haute cadence. Ainsi depuis les années 2000 s’est développée une branche particulière de l’héliosismologie appelée «héliosismologie locale» permettant de sonder en détails et en temps quasi-réel notamment les couches les plus superficielles de la photosphère.La première partie de ce manuscrit concerne mes activités dans le domaine de l’héliosismologie à haute résolution. Je montre comment j’ai contribué activement au développement des outils nécessaires à l’exploitation des nouvelles observations à haute résolution des réseaux américains GONG et sonde spatiale SOHO. Avec ces outils, j’ai ensuite cherché à apporter des contraintes aux modèles cinématiques de la dynamo en étudiant notamment la circulation méridienne, la dynamique autour des zones actives et les oscillations de torsion. J’ai ainsi pu contribuer aussi au débat sur le siège possible de la dynamo et la caractérisation de ses composantes. Dans la seconde partie, je présente ma contribution aux développements de la base instrumentale PICARD-SOL développée sur le site de Calern (OCA) dans le cadre de la mission spatiale PICARD pour la mesure et le suivi à long terme durayon solaire. L’astrométrie solaire par imagerie directe est venue se substituer aux techniques d’astrolabe utilisées auparavant en posant de nouveaux challenges pour la prise en compte des effets de turbulence et de réfraction. La poursuite de ces travaux est placée ensuite en perspective dans le cadre des projets instrumentaux actuels et le développement de la météorologie de l’espace.

In this thesis, the research focuses on the recalibration of historical observations of Phoebe, the 9th satellite of Saturn, and its orbit improvement based on the re-calibrated data. The accuracy of orbit predictions depends on the theoretical model's quality (internal error) and on the quantity and accuracy of the observations used to fit the model (external error). Phoebe is far away from its planet and other major satellites, so that the theoretical model is not very complicated and the internal error is well known and generally good. However, the external error is generally unknown and is the main cause of the global error. Since the brightness of Phoebe is faint (Vmag=16.5), not so many observations have been made in the past time. The accuracy of its ephemeris is not as good as those of other major satellites of Saturn. A most adequate model of satellite motion should be built not only based on high-accurate recent observations but also on data over a period of time as long as possible. The observations of Phoebe over one hundred years have been calibrated with different catalogs. There are some inconsistencies in observational data obtained from different authors at different epochs. Many observations have been published in different formats; they cannot be used directly to fit the dynamical model, should be re-input into unified data format, and be corrected for systematic differences, with the latest astronomical constants and reference frame. The earliest observations of Phoebe have bad accuracy and not fit the models very well. At that time, the catalogues they used did not contain enough stars with a precise accuracy, so there were not many catalogue stars on the plate. Because of the unsatisfactory precision of the old catalogues at the epoch, the positions of the reference stars were not very precise. This brings today inaccuracy on the position of Phoebe. In the present work, we introduce a method, even if we do not have real plates, to reduce the positions of the natural satellites with modern astrometric catalogues, such as UCAC or GAIA in the future. After the re-calibration of historical observation data, reduction of observations has been completed and the new ephemeris Phoebe was derived. Then the synthetic representation of Phoebe's orbital motion from the ephemeris was provided.; Dans cette thèse, la recherche se concentre sur le re-calibrage des observations historiques de Phoebe, le 9ème satellite de Saturne, et l'amélioration de son orbite sur la base des données re-calibrés. La précision de calcul de l'orbite dépend de la qualité du modèle théorique (erreur interne) et de la précision des observations utilisées pour ajuster le modèle (erreur externe). Phoebe est loin de sa planète et des satellites majeurs. Le modèle théorique n'est pas très compliqué et l'erreur interne est bien connu et généralement bonne. Toutefois, l'erreur externe est en général inconnue et est la principale cause de l'erreur globale. Comme la luminosité de Phoebe est faible (Vmag = 16,5), il n'y a pas beaucoup d'observations faites dans le temps passé. La précision de son orbite n'est pas aussi bonne que celles des autres grands satellites de Saturne. Un modèle plus adéquat du mouvement du satellite devrait être construit non seulement sur la base des observations de haute-précision, mais aussi sur des données couvrant une période aussi longue que possible. Les observations de Phoebe sur plus de cent ans ont été calibré avec différents catalogues. Il y a quelques incohérences dans les données d'observation obtenues à partir de différents auteurs à différentes époques. De nombreuses observations ont été publiées dans différents formats; elles ne peuvent pas être utilisées directement pour ajuster le modèle dynamique; elles doivent être converties dans un format de données unifié et être corrigées pour des erreurs systématiques, avec les dernières constantes astronomiques dans le système de référence. Les premières observations de Phoebe ont une mauvaise précision et ne collent pas bien aux modèles. A cette époque, les catalogues utilisés ne contenaient pas assez d'étoiles avec une précision suffisante, donc il n'y avait pas beaucoup de étoiles du catalogue sur la plaque. En raison de la précision insatisfaisante des catalogues à l'époque, les positions des étoiles de référence ne sont pas très précises. Cela influe sur la position de Phoebe. Dans le présent travail, nous introduisons une méthode permettant, même si nous ne disposons pas des vraies plaques, de réduire les positions des satellites naturels avec des catalogues astrométriques modernes, tels que UCAC ou GAIA dans le futur. Après la re-calibration des données d'observation historiques, la réduction des observations a été effectuée et la nouvelle éphéméride de Phoebe on a été dérivée. La représentation synthétique au mouvement orbital de Phoebe à partir des éphémérides a été réalisée.

International audience; Context. The planetary system discovered around the young A-type HR 8799 provides a unique laboratory to: a) test planet formation theories; b) probe the diversity of system architectures at these separations, and c) perform comparative (exo)planetology.Aims. We present and exploit new near-infrared images and integral-field spectra of the four gas giants surrounding HR 8799 obtained with SPHERE, the new planet finder instrument at the Very Large Telescope, during the commissioning and science verification phase of the instrument (July–December 2014). With these new data, we contribute to completing the spectral energy distribution (SED) of these bodies in the 1.0–2.5 μm range. We also provide new astrometric data, in particular for planet e, to further constrain the orbits.Methods. We used the infrared dual-band imager and spectrograph (IRDIS) subsystem to obtain pupil-stabilized, dual-band H2H3 (1.593 μm, 1.667 μm), K1K2 (2.110 μm, 2.251 μm), and broadband J (1.245 μm) images of the four planets. IRDIS was operated in parallel with the integral field spectrograph (IFS) of SPHERE to collect low-resolution (R ~ 30), near-infrared (0.94–1.64 μm) spectra of the two innermost planets HR 8799 d and e. The data were reduced with dedicated algorithms, such as the Karhunen-Loève image projection (KLIP), to reveal the planets. We used the so-called negative planets injection technique to extract their photometry, spectra, and measure their positions. We illustrate the astrometric performance of SPHERE through sample orbital fits compatible with SPHERE and literature data.Results. We demonstrated the ability of SPHERE to detect and characterize planets in this kind of systems, providing spectra and photometry of its components. The spectra improve upon the signal-to-noise ratio of previously obtained data and increase the spectral coverage down to the Y band. In addition, we provide the first detection of planet e in the J band. Astrometric positions for planets HR 8799 bcde are reported for the epochs of July, August, and December 2014. We measured the photometric values in J, H2H3, K1K2 bands for the four planets with a mean accuracy of 0.13 mag. We found upper limit constraints on the mass of a possible planet f of 3–7 MJup . Our new measurements are more consistent with the two inner planets d and e being in a 2d:1e or 3d:2e resonance. The spectra of HR 8799 d and e are well matched by those of L6-8 field dwarfs. However, the SEDs of these objects are redder than field L dwarfs longward of 1.6 μm.

The reference nutation model (MHB2000) and the International Celestial Reference Frame (ICRF2) was established in 2000 and 2009 respectively. VLBI observations are being accumulated since and these are all new data to refine the nutation and better characterize the instability of radio sources constituting the celestial frame. The lengthening of the available data reveals defects in the reference wobble and fluctuations in the position of radio sources.It is important to adjust the nutation terms while assessing the impact of the instability of the celestial reference frame on it. Initially, we obtain significant corrections in terms of nutation model MHB2000 up to 50 micro-seconds of degree on the basis of IVS operational nutation time series. We also evaluate their uncertainty. Our interest is focused on the the free core nutation and a term closed in frequency, the retrograde annual term. We try to characterize the multi-annual variability, on amplitude, phase and period, despite correlation that affects both terms.Secondly, we study the stability of the celestial reference frame by a comprehensive study of the potential sources to define the frame. Such defining sources are selected by analysis using Allan variance of their astrometric displacements. This analysis gives the "color" of the random noise that affects positions based on different time scales corresponding to 30 years of VLBI observations. Specifically, we select radio sources with white noise. It follows that on 123 sources from those chosen for ICRF2 in 2009, only 40 meet this criterion of stability over the period 1985-2016. This number is too small to build a new celestial reference frame and compromises are necessary. Finally, errors propagation of radio position on nutation has been characterized, explaining the noise unusually large of some nutation time series diffused by the IVS., Le modèle de nutation de référence (MHB2000) et le repère céleste international (ICRF2) ont été établis en 2000 et en 2009 respectivement. Les observations VLBI s’étant accumulées depuis, ce sont autant de nouvelles données permettant d’affiner la nutation et de mieux caractériser l’instabilité des radiosources constituant le repère céleste. L’allongement des données disponibles révèle des défauts dans la nutation de référence comme des fluctuations dans la position des radiosources. Il importe donc de réajuster les termes de nutation, tout en évaluant l’impact de l’instabilité du repère de référence céleste sur celle-ci. Dans un premier temps, nous déterminons des corrections significatives des termes de nutation du modèle MHB2000 jusqu'à 50 micro-seconde d'arc sur la base des séries opérationnelles de l'IVS. Nous en évaluons aussi l'incertitude. Notre intérêt s’est focalisé sur la nutation libre du noyau et un terme spectralement proche, le terme annuel rétrograde. Nous tentons de caractériser leur variabilité multi-annuelle, en amplitude, phase et fréquence, malgré la corrélation qui les affecte.Dans un second temps, nous avons étudié la stabilité du repère céleste par une étude approfondie des sources susceptibles de définir ce repère. De telles sources sont sélectionnées par analyse de variance d'Allan de leurs déplacements astrométriques. Cette analyse donne la « couleur » du bruit aléatoire qui affecte leurs positions en fonction des différentes échelles de temps correspondant à 30 ans d’observations VLBI. Plus précisément, nous sélectionnons les radiosources présentant un bruit blanc. Il en résulte que sur 123 sources parmi celles choisies pour l'ICRF2 en 2009, seules 40 respectent ce critère de stabilité sur la période 1985-2016. Ce nombre est insuffisant pour construire un repère céleste stable et des compromis sont nécessaires. Enfin, la propagation des erreurs des positions des radiosources sur la nutation a été caractérisée, expliquant le bruit anormalement grands de certaines séries de nutation diffusées par l'IVS.

Active Galactic Nuclei (AGN) are located in the center of extremely distant and bright galaxies. Their luminosity comes from the interaction between a super-massive central blackhole and an accretion disk, producing a relativistic collimated jet of matter. Thanks to the extremely high resolution achieved by Very Long Base line Interferometry (VLBI), the jet structure may be studied in detail, while the astrometric position of the AGN is determined with ahigh accuracy. Because of their location at cosmological distances, no proper motions are detected for those objects, making them ideal fiducial points for building highly-precise celestial reference frames.Instabilities up to a few hundreds of micro arc seconds are yet often observed in astrometricpositions on time scales from months to years. This is generally thought to be caused by theevolution of source structure. The study presented here investigates the correlation between the two phenomena on a statistical basis. Based on regular VLBI observations conducted between1994 and 2003, astrometric position variations and source structure evolution are compared fora sample of 68 AGN over a period of 10 years. The results indicate that a correlation between the two phenomena does exist but it is not as strong as expected. Additionally, a simulation of the effects caused by the precession of the accretion disc and the potential presence of abinary black hole in the center of the AGN is presented. Applied to the source 1308+326, the simulation shows that the magnitude of the effects is consistent with the oscillations of the jet trajectory observed on VLBI scale.; Les Noyaux Actifs de Galaxies (AGN) se situent au centre de galaxies extrêmement lointainesdont la luminosité provient de l’interaction d’un trou noir central supermassif et d’undisque d’accrétion. Il en résulte l’éjection à des vitesses relativistes de jets de matière collimatés.L’interférométrie à très longue base (VLBI) permet, grâce aux très grandes résolutionsatteintes, d’observer finement la structure de ces jets et de déterminer très précisément laposition astrométrique des objets. En raison de leur distance, les AGN ne présentent pas demouvements propres, ce qui les rend idéaux pour la construction de systèmes de référenceultra-précis et très stables.Des instabilités en position de quelques centaines de microsecondes d’arc, généralementimputées aux variations de la structure des jets, sont toutefois souvent observées sur des échellesde temps de quelques mois à quelques années. Le travail présenté ici étudie le lien entre les deuxphénomènes de façon statistique. Sur la base d’observations VLBI régulières conduites entre1994 et 2003, nous comparons l’évolution de la position astrométrique et de la structure des jetspour un échantillon de 68 AGN sur une période de 10 ans. Les résultats de l’étude indiquent quela corrélation entre les deux phénomènes existe mais n’est pas aussi forte qu’attendue. Le travailest complété par une simulation des effets causés sur la trajectoire des jets par la précessiondu disque d’accrétion ainsi que par la présence d’un système binaire de trous noirs. Appliquéeau cas de la source 1308+326, l’étude montre que l’amplitude de ces effets est compatible avecles oscillations de la trajectoire observées en VLBI.

With the present state of exoplanet detection techniques, none of the rocky planets of the Solar System would be discovered, yet their presence is a very strong constraint on the scenarios of formation of planetary systems. Astrometry, by measuring the reflex effect of planets on their central host stars, lead us to the mass of planets and to their orbit determination. This technique is used frequently and is very successful to determine the masses and the orbits of binary stars. From space, it is possible to use differential astrometry around nearby Solar-type stars to detect exoplanets down to one Earth mass in habitable zone, where the sensitivity of the technique is optimal. Finding habitable Earths in the Solar neighborhood would be a major step forward for exoplanet detection and these planets would be prime targets for attempting to find life outside of the Solar System, by searching for bio-markers in their atmospheres.A scientific consortium has formed to promote this kind of astrometric space mission. A mission called NEAT (Nearby Earth Astrometric Telescope) has been proposed to ESA in 2010. A laboratory testbed called NEAT-demo was assembled at IPAG, its main goal is to demonstrate CCD detector calibration to the required accuracy. During my PhD, my activities were related to astrophysical aspects as well as instrumental aspects of the mission. Regarding the scientific case, I compiled a catalog of mission target stars and reference stars (needed for the differential astrometric measurements) and I estimated the scientific return of NEAT-like missions in terms of number of detected exoplanets and their parameter distributions. The second aspect of the PhD is relative to the testbed, which mimics the NEAT telescope configuration. I am going to present the testbed itself, the data analysis methods and the results. An accuracy of 3e-4 pixel was obtained for the relative positions of artificial stars and we have determined that measures of pixel positions by the metrology is currently limited by stray light., Dans l’état actuel des techniques de détection des exoplanètes, aucune planète tellurique du Système Solaire ne pourrait être découverte et pourtant leur présence est une contrainte très forte sur les scénarios de formation des systèmes planétaires. L’astrométrie, en mesurant l’effet réflexe des planètes sur leur étoile centrale, permet de remonter à la masse des planètes et aux paramètres orbitaux. C'est une technique très utilisée pour la détermination des masses et des orbites des étoiles binaires et couronnée de succès. Depuis l'espace, il est possible d'utiliser l'astrométrie différentielle autour des étoiles proches de type solaire pour détecter leurs exoplanètes à partir d'une masse terrestre en zone habitable, là ou la sensibilité de cette technique est optimale. Trouver des Terres habitables au voisinage du système solaire constituerait une avancée majeure en terme de détection d'exoplanètes et ces planètes seraient des cibles de 1er choix pour tenter de détecter de la vie au delà du système solaire, en cherchant des bio-marqueurs dans leur atmosphère.Un consortium scientifique s'est formé pour promouvoir une telle mission spatiale astrométrique. Une mission appelée NEAT (Nearby Earth Astrometric Telescope) a été proposée à l'ESA en 2010. Un banc de test appelé NEAT-demo a été assemblé à l'IPAG, son but principal est de démontrer la calibration du détecteur CCD à la précision requise. Mes activités pendant la thèse se sont portées à la fois sur les aspects astrophysiques et instrumentaux de la mission. En ce qui concerne le cas scientifique, j'ai établi un catalogue des étoiles cibles de la mission et des étoiles de référence (pour la mesure astrométrique différentielle), puis estimé le retour scientifique d'une mission spatiale telle que NEAT en terme de nombre d'exoplanètes détectées et de la distribution de leurs paramètres. Le second volet de la thèse est centré autour du banc de test, qui imite la configuration du télescope spatial NEAT. Je vais présenter le banc lui-même, les méthodes d'analyse des données et les résultats obtenus. Une précision de 3e-4 pixel a été obtenue sur les positions relatives des étoiles artificielles et nous avons déterminé que la mesure de position des pixels par la métrologie est limité par la lumière parasite.

Sinds enkele maanden draait de Ga¡a-satel]¡et van Esa op anderhalf miljoen kilometer van de aarde. Doel is om een zeer nauwkeurige driedimensionale kaart te maken van ongeveer een miljard sterren in ons Melkwegstetsel. Aan boord zijn twee meetsystemen, door TNO ontwikketd en gebouwd, verantwoordelijk voor de nauwkeurigheid waarmee de exacte positie en beweging van deze sterren worden waargenomen en vastgelegd. Een revolutie in astrometrie.

Sinds enkele maanden draait de Ga¡a-satel]¡et van Esa op anderhalf miljoen kilometer van de aarde. Doel is om een zeer nauwkeurige driedimensionale kaart te maken van ongeveer een miljard sterren in ons Melkwegstetsel. Aan boord zijn twee meetsystemen, door TNO ontwikketd en gebouwd, verantwoordelijk voor de nauwkeurigheid waarmee de exacte positie en beweging van deze sterren worden waargenomen en vastgelegd. Een revolutie in astrometrie.

Modern space projects currently under development, such as BepiColombo for the exploration of Mercury or Gaia for space astrometry, have the goal of getting high precision data about their main targets. It is then necessary to conceive several independant relativistic models to perform data analysis ensuring the appropriate treatment of all effects important at the required level of accuracy. The first part of this thesis is dedicated to the study of light propagation. We use the Time Transfer Functions (TTF) formalism to characterize the influence of gravitational light deflection on the Ranging, Doppler and astrometric observables for applications to these future projects. We obtain these observables as integrals depending on the metric tensor and its derivates only. This very general form is particularly adapted to numerical computation and to test of alternative theories of gravity. We also propose several analytical applications of our results up to the 2PM order. In the second part of this thesis, we focus on high precision astrometry in the context of the Gaia mission, scheduled for launch in late 2013. We use an original procedure to get an analytical comparison of our light propagation model with the two approaches developed for Gaia, namely GREM and RAMOD. Following this validation, we use the TTF and the Gaia tetrad developed for RAMOD to simulate a series of astrometric observations within the GSR software. The study is finally completed by the reconstruction of a celestial sphere using 5 years of observations simulated with our model. These applications to astrometry are the result of a French-Italian collaboration between the SYRTE and OATO.; Actuellement, les projets spatiaux en cours de développement, tel que BepiColombo pour l'exploration de Mercure ou Gaia pour l'astrométrie spatiale, ont pour objectif d'obtenir des données de très haute précision sur leur objet d'Etude. Il est donc indispensable de construire plusieurs modèles relativistes indépendantes d'analyse de données afin d'assurer une correcte prise en compte des effets remarquables à ce niveau de précision. La première partie de ce manuscrit est dédiée à l'Etude de la propagation de la lumière, par le biais du formalisme des Fonctions de Transfert Temps (TTF), afin de caractériser les effets de courbure de rayons lumineux sur les observables Ranging, Doppler et astrométriques de ces futurs projets. Nous obtenons ainsi ces observables sous la forme d'intégrales, ne dépendant que du tenseur métrique et de ses dérivées. Cette forme très générale est particulièrement adaptée pour le calcul numérique et les tests des théories de la gravitation. Des applications analytiques sont aussi données jusqu'à l'ordre 2PM. Dans la seconde partie de ce travail, nous focalisons notre étude sur l'astrométrie de haute précision dans le contexte de la future mission Gaia qui sera lancée fin 2013. Nous confrontons donc notre modèle de propagation de la lumière avec les deux approches adaptées pour Gaia, à savoir les modèles GREM et RAMOD, par une procédure originale. Suite à cette validation analytique, nous utilisons la TTF avec la tétrade Gaia de RAMOD afin de simuler une série d'observations astrométriques dans le software GSR. Le travail est complété par la reconstruction d'une sphère céleste à partir de 5 ans d'observations simulées avec notre modèle.

Modern space projects currently under development, such as BepiColombo for the exploration of Mercury or Gaia for space astrometry, have the goal of getting high precision data about their main targets. It is then necessary to conceive several independant relativistic models to perform data analysis ensuring the appropriate treatment of all effects important at the required level of accuracy. The first part of this thesis is dedicated to the study of light propagation. We use the Time Transfer Functions (TTF) formalism to characterize the influence of gravitational light deflection on the Ranging, Doppler and astrometric observables for applications to these future projects. We obtain these observables as integrals depending on the metric tensor and its derivates only. This very general form is particularly adapted to numerical computation and to test of alternative theories of gravity. We also propose several analytical applications of our results up to the 2PM order. In the second part of this thesis, we focus on high precision astrometry in the context of the Gaia mission, scheduled for launch in late 2013. We use an original procedure to get an analytical comparison of our light propagation model with the two approaches developed for Gaia, namely GREM and RAMOD. Following this validation, we use the TTF and the Gaia tetrad developed for RAMOD to simulate a series of astrometric observations within the GSR software. The study is finally completed by the reconstruction of a celestial sphere using 5 years of observations simulated with our model. These applications to astrometry are the result of a French-Italian collaboration between the SYRTE and OATO., Actuellement, les projets spatiaux en cours de développement, tel que BepiColombo pour l'exploration de Mercure ou Gaia pour l'astrométrie spatiale, ont pour objectif d'obtenir des données de très haute précision sur leur objet d'Etude. Il est donc indispensable de construire plusieurs modèles relativistes indépendantes d'analyse de données afin d'assurer une correcte prise en compte des effets remarquables à ce niveau de précision. La première partie de ce manuscrit est dédiée à l'Etude de la propagation de la lumière, par le biais du formalisme des Fonctions de Transfert Temps (TTF), afin de caractériser les effets de courbure de rayons lumineux sur les observables Ranging, Doppler et astrométriques de ces futurs projets. Nous obtenons ainsi ces observables sous la forme d'intégrales, ne dépendant que du tenseur métrique et de ses dérivées. Cette forme très générale est particulièrement adaptée pour le calcul numérique et les tests des théories de la gravitation. Des applications analytiques sont aussi données jusqu'à l'ordre 2PM. Dans la seconde partie de ce travail, nous focalisons notre étude sur l'astrométrie de haute précision dans le contexte de la future mission Gaia qui sera lancée fin 2013. Nous confrontons donc notre modèle de propagation de la lumière avec les deux approches adaptées pour Gaia, à savoir les modèles GREM et RAMOD, par une procédure originale. Suite à cette validation analytique, nous utilisons la TTF avec la tétrade Gaia de RAMOD afin de simuler une série d'observations astrométriques dans le software GSR. Le travail est complété par la reconstruction d'une sphère céleste à partir de 5 ans d'observations simulées avec notre modèle.

Conçu au début du XVIIIe siècle, le cercle méridien commence véritablement à équiper les observatoires astronomiques seulement vers 1850. Il devient alors rapidement un instrument indispensable à l’astronomie de position et son usage intensif durera plus d’un siècle. A l’occasion de l’opération d’inventaire du patrimoine astronomique entreprise récemment dans le cadre d’un protocole entre les ministères de la Culture et de la Recherche, nous avons étudié onze de ces instruments ainsi que l’architecture des abris techniques qui les protègent.Although it was first designed at the beginning of the eighteenth century, the meridian circle only really began to equip astronomical observatories around 1850. It rapidly became an essential instrument for positional astronomy and its intense use lasted for more than a century. A recent inventory of France's heritage of astronomical instruments and sites, carried out under the auspices of the Ministry of Culture and the Ministry of Research, offered the chance to study eleven of these instruments, along with the architectural and technical aspects of the buildings which house them.

The current study deals with the astrometric reduction of old photographic plates : we observe in the past. The main objective is to demonstrate that it is now possible to provide high-precise astrometric positions, by reducing a new time old photographic observations. We used photographic plates of the Galilean satellites taken at the McCormick Observatory and the U.S. Naval Observatory between 1967 and 1998, and resulting in 2650 observations. Of course we had to create a complete procedure of analysis. We first digitized the entire plates archive with taking care of the process itself, not to decrease the accuracy at this point. Then we created a procedure in order to provide astrometric positions. Softwares were developed to identify, extract and correct the positions, from the digitizations. A new astrometric reduction method by linking the stars was especially developed for the photographic plates' analysis to determine high-precise (RA,Dec) astrometric positions and intersatellite positions of the Galilean satellites. We also corrected the data for various instrumental and spherical effects, such as the coma-magnitude effect or the total atmospheric refraction, due to the small number of reference stars available. For the first time with these plates, we were able to provide ICRS (RA,Dec) astrometric positions, while only relative positions could be calculated. For the Jovian system, we now provide an accuracy about of 75 mas for (RA,Dec) positions, and about of 36 mas for intersatellite positions. Note that the previous accuracy was about of 90 mas and only for intersatellite positions. More, the observations provide satellite positions and Jupiter positions too. Thus we used these results to compare star catalogs, Galilean and planetary ephemerides. They were also used to fit the last Galilean ephemeris provided by the IMCCE, with the observations.; L'étude présentée dans cette thèse concerne principalement la réduction astrométrique de plaques photographiques anciennes : nous observons dans le passé. L'objectif étant de montrer qu'il est désormais possible d'obtenir des observations astrométriques de grande précision pour des périodes anciennes, en effectuant une nouvelle réduction d'observations photographiques. Nous avons utilisé à cet effet des plaques photographiques des satellites galiléens réalisées au McCormick Observatory et à l'U.S. Naval Observatory entre 1967 et 1998 (2650 observations). Il nous aura été indispensable de reprendre complètement l'analyse de ces plaques. Nous avons numérisé l'ensemble des données analogiques en prenant soin de bien comprendre le mécanisme de digitalisation pour ne pas perdre de précision durant le traitement. Nous avons ensuite établi une procédure de détermination de positions astrométriques. Plusieurs programmes ont été développés pour identifier les objets, extraire les positions et les corriger, depuis les images numérisées. Une méthode de réduction astrométrique par rattachement aux étoiles du champ, adaptée aux plaques photographiques, a aussi été produite pour pouvoir calculer très précisément les positions astrométriques équatoriales (RA, Dec) et intersatellites des satellites galiléens, tout en corrigeant nécessairement de nombreux effets instrumentaux et physiques tels la coma-magnitude ou encore la réfraction atmosphérique totale. L'ensemble de cette procédure a été optimisé pour que le faible nombre de références stellaires dont nous disposons suffise à la précision recherchée. Pour la première fois depuis ces plaques, nous avons déterminé des positions équatoriales (RA, Dec) dans le système de référence ICRS, là où les positions n'étaient que relatives entre satellites. Aussi et pour le système jovien, nous avons obtenu des données d'une précision de 75 mas en (RA, Dec) et 36 mas en intersatellite, alors que la précision n'était que de 90 mas à l'époque et en intersatellite seulement. De plus, les observations obtenues fournissent non seulement des positions des satellites galiléens, mais aussi des positions de la planète Jupiter. Les résultats produits nous ont ainsi permis de comparer différents catalogues d'étoiles et différentes éphémérides satellitaires et planétaires. Ils ont aussi été utilisés pour ajuster aux observations la dernière théorie dynamique des satellites produite par l'IMCCE.

Surface brightness asymmetries are a very common feature of stars. Among other effects they cause a difference between the projected centre of mass and the photocentre. The evolution of those surface features makes this difference time-dependent. In some cases the displacement can be a non-negligible fraction of the star radius R, and if R>1 AU, of the parallax. We investigate the impact of surface brightness asymmetries on the Gaia astrometric solution and on the data processing flow. In particular we derive analytical expressions for the change in the derived astrometric parameters for a single-star, with respect to the parameters for a uniformly-bright star, as a function of the characteristics of the surface brightness asymmetries. These predictions are confirmed by the results of the processing of simulated astrometric Gaia data where a photocentre motion caused by surface brightness asymmetries has been added using a Gaussian Markovian model.In the case of a red supergiant star, the average photocentre shift is about 0.1 AU. Such a photocentric noise translates in a 10% inaccuracy on the parallax (independently of the distance), which becomes larger than the statistical error on the parallax derived from the data reduction for stars that are up to about 4 kpc away. For the most nearby stars, we derive an inaccuracy on the parallax that can be 10 times its statistical error. Finally we estimate that up to about 4000 stars among red supergiants and bright giants may have astrometric parameters that are inaccurate at levels bigger than expected because of the surface brightness asymmetries. In the determination of this number, a crucial role is played by the Gaia observable magnitude range. The fact that Gaia will not observe stars brighter than 5.6 in the Gaia G band means that the closest stars will not be observed. Yet, the impact of the surface brightness asymmetries is proportional to their angular size, meaning that the stars whose astrometric accuracy would be most affected are not observed.Various non-Gaussian spot models (as applicable in the case of magnetic spots) have been implemented and analytical predictions for the effects of such magnetic spots are computed for the most representative classes of magnetic stars.Another effect of the presence of surface brightness asymmetries is their impact on Gaia data processing flow. The quality of the fit of the data is evaluated with the F2 parameter that is a transformation of χ2 such that it has a unit normal distribution when the model is adequate and it is independent of the number of measurements. If the goodness-of-fit F2 of the single-star solution is not good enough (F2>3), a chain of solution of growing complexity is tried until a satisfactory one (with F2/Les asymétries de brillance de surface sont une caractéristique commune des étoiles. Parmi d'autres effets, elles provoquent une différence entre la projection du centre de masse et le photocentre. L'évolution de ces structures de surface rend cette différence variable avec le temps. Dans certains cas, le déplacement du photocentre peut être une fraction non négligeable du rayon de l'étoile R et, si R>1 UA, de la parallaxe. Nous examinons l'impact des asymétries de brillance de surface sur la solution astrométrique de Gaia et sur le processus de traitement des données. En particulier nous dérivons des expressions analytiques pour le changement des paramètres astrométriques déerivées pour une étoile simple, par rapport aux paramètres pour une étoile uniformément lumineuse, en fonction des caractéristiques des asymétries de brillance de surface. Ces prévisions sont confirmées par les résultats de simulations du traitement des données astrométriques de Gaia, auxquelles des mouvements du photocentre causés par des asymétries de brillance de surface ont été ajoutés en utilisant un modèle gaussien markovien.Dans le cas d'une étoile super-géante rouge, le décalage moyen du photocentre est d'environ 0.1 UA. Un bruit photocentrique de cette amplitude se traduit dans une imprécision de 10% sur la parallaxe (indépendamment de la distance), qui peut devenir plus grande que l'erreur statistique sur la parallaxe déerivée par la réduction des données, pour les étoiles plus proches d'environ 4 kpc. Pour les étoiles les plus proches, nous évaluons une imprécision sur la parallaxe qui peut être 10 fois leur erreur statistique. Finalement, nous estimons que jusqu'à environ 4000 étoiles parmi les super-géantes rouges et géantes brillantes peuvent avoir des paramètres astrométriques inexactes à des niveaux plus grands que prévu en raison des asymétries de brillance de surface. Dans la détermination de ce nombre, la gamme de magnitudes observables par Gaia joue un rôle crucial. Le fait que Gaia n'observera pas les étoiles plus brillantes que 5.6 mag (en bande Gaia) signifie que les étoiles les plus proches ne seront pas observées. Pourtant, l'impact des asymétries de brillance de surface est proportionnel à leur taille angulaire, ce qui signifie que les étoiles dont la précision astrométrique seraient la plus affecté ne seront pas observées.Différents modèles de taches ont été réalisés et des prédictions analytiques pour les effets de ces taches magnétiques sont calculés pour les classes les plus représentatives des étoiles magnétiques. Un autre effet de la présence des asymétries de brillance de surface est leur impact sur le traitement des données de Gaia. La qualité de l'ajustement des données est évaluée avec le paramètre F2 qui est une transformation de χ2 telle qu'il ait une distribution normale lorsque le modèle est adéquat. Si la qualité de l'ajustement F2 de la solution étoile-simple n'est pas acceptable (F2>3), une chaîne de solutions de complexité croissante est essayée jusqu'à ce qu'une solution satisfaisante (avec F2, Doctorat en Sciences, info:eu-repo/semantics/nonPublished

International audience; Le château observatoire d'Abbadia, propriété de l'Académie des sciences, fut un laboratoire de géophysique et d'astronomie pendant 150 ans. Ouvert aujourd'hui au public, ce lieu de mémoire expose une collection unique d'instruments scientifiques. Une réflexion muséographique est en cours autour de ce patrimoine et de son usage avec le public. Les enjeux sont nombreux mais l'objectif principal est d'initier le public à un regard critique et constructif sur la science. En proposant la manipulation d'un objet scientifique patrimonial, un contact nouveau avec le public peut être créé.L'instrument est utilisé comme témoin signifiant de l'activité scientifique. Une carte de son "biotope" est proposée, sur laquelle se fonde le discours au public. Enfin, plusieurs expériences "jalons" sont analysées afin d'ouvrir une voie originale.

L’astrométrie mesure la position, la distance et le déplacement des astres. Pratique séculaire, cette discipline scientifique a peu à peu construit ses codes, ses méthodes, créé son vocabulaire et fédéré sa communauté de passionnés. François Mignard esquisse les raisons du désamour des jeunes chercheurs au cours du XXe siècle au profit d’une astrophysique naissante et triomphante mais croit en un nouvel âge d’or de l’astrométrie initié en 1975. The measurement of star positions is the realm of astrometry and is nearly as old as astronomy itself. In the first half of the 20th century astrometry went out of fashion compared to the rising astrophysics. A major change took place in France around 1970 with the start of CERGA and later the successful ESA Hipparcos mission which moved astrometry to space. With Gaia nearing launch now it is not excessive to talk of a new golden age of astrometry.

graph. Darst.

graph. Darst.

The accuracy of the predicted orbital positions depends on the quality of the theorical model (internal error) and of the observations used to fit the model (external error). The internal error is often well known and generally good. However, the external error is generally unknown and is the main cause of the global error. The accuracy of an ephemeris can be estimated by comparison with observations (O-C) but just during the observational period. Outside the observational period, particularly in the future, the estimation of the accuracy remains difficult. The main purpose is to highlight statistical methods in order to estimate the accuracy of an ephemeris at any time. We deal particularly with two of the eight major Saturnian satellites but the case of an asteroid is also studied. We show that one of the methods, the bootstrap resampling, is easy to implement and allows this estimation with minimal assumptions on the distribution of observation errors. The determination of this accuracy helps to better understand how to use observations to fit models. Thus, the impact of Gaia mission on ephemerides can also be measured. Among the tools used for this study, a catalogue of observations of Saturnian satellites has been compiled not only to fit model. The large period covered by this database allows the detection of secular acceleration of the mean longitude of some satellites caused by tidal forces. The measure of this acceleration can be related to the value of these tidal forces.; La précision globale des éphémérides est déterminée à la fois par la précision du modèle dynamique (précision interne) et par la qualité (précision et distribution) des observations utilisées pour l'ajustement du modèle (précision externe). La précision interne est bien estimée et de bonne qualité. En revanche, la précision externe est mal connue et tend à dégrader la qualité globale de l'éphéméride. L'un des moyens d'estimer la précision d'une éphéméride est la comparaison aux observations (O-C) qui n'est toutefois valable que pendant une période d'observations. En dehors de ces périodes, l'estimation de la précision reste difficile. L'objectif de ce travail est donc de mettre en lumière des méthodes statistiques qui permettent d'estimer la précision d'une éphéméride au cours du temps. Notre étude porte en particulier sur deux des huit satellites principaux de Saturne mais le cas d'un astéroîde est également étudié. Nous montrons que l'une des méthodes, le bootstrap, possède une implémentation simple et permet cette estimation en utilisant des hypothèses minimales sur la distribution des erreurs d'observations. La détermination de cette précision permet de mieux appréhender la manière d'utiliser les observations pour ajuster des théories. L'impact de la mission Gaia sur la précision des éphémérides peut également être mesurée. Un catalogue d'observations des satellites de Saturne, dont l'utilisation ne s'est pas limitée à l'ajustement du modèle, a été compilé. La longue période couverte par cette base de données autorise ainsi une mesure des forces de marées de Saturne, à travers la détection de l'accélération séculaire de la longitude moyenne de certains satellites.

The Radial Velocity Spectrometer (RVS) of Gaia will collect spectra for about 100-200 million stars up to magnitude V~17 over the wavelength range 847 to 874 nm with a resolving power R = 11 500. The RVS possess no calibration device (such lamps or absorption cells). It cannot be calibrated with the "classical" approach based on dedicated calibration exposure. The aim of this thesis is to provides an efficient alternative to calibrate the RVS instrument. This new method is called Spectroscopic Global Iterative Solution (SGIS). The principle of SGIS is to use a set of "well-behaved stars" (bright, stable and of a well-suited spectral type). This method iteratively derive the radial velocity of the stars and the wavelength scale of the RVS instrument. During this thesis, a prototype of SGIS has been developed in order to validate the concept of SGIS and to evaluate the performances within the context of Gaia. The method of the wavelength scale calibration is a part of the spectroscopic data processing of Gaia. The developped prototype has been tested on 6 months of simulated data. After 6 iterations, the precision over the wavelength scale is about 50 meters per second., Le spectromètre de GAIA, le "Radial Velocity Spectrometer" (RVS), va collecter les spectres d'environ 100-200 millions d'étoiles jusqu'à la magnitude V~17 dans le domaine spectral [847,874] nm. Le RVS ne possède pas de module de calibration (e.g. pas de lampe de calibration) à bord du satellite. L'instrument ne peut pas être calibré en utilisant une approche "classique". L'objectif de cette thèse est de développer une méthode de calibration originale de l'instrument RVS à partir de ses propres observations spectroscopiques. Cette méthode, appelée "Spectroscopic Global Iterative Solution" est inspirée du processus itératif de calibration de l'instrument astrométrique de GAIA. Le principe de SGIS est d'utiliser la stabilité de certaines étoiles pour mesurer l'évolution de l'instrument au cours du temps. Cette méthode estime itérativement les vitesses radiales des étoiles et les calibrations en longueurs d'onde du RVS. Durant la thèse, un prototype de SGIS a été développé afin de valider le principe de la méthode SGIS et d'évaluer ses performances dans le cadre de Gaia. Ce travail est effectué dans le cadre de la préparation de la réduction des données du satellite GAIA. La méthode de calibration développée fait partie de la chaîne de traitement des données spectroscopiques de Gaia. Le prototype développé a été testé sur 6 mois de données Gaia simulées. Après 6 itérations, la précision des échelles en longueurs d'onde atteint environ une cinquantaine de mètres par seconde.

The ESA astrometric mission Gaia, due for a launch in 2011, will observe 350,000 asteroids brighter than V = 20 with an unprecedented positional precision (at the sub-milliarcsecond level for single observation). The aim of this thesis is the investigation of the science that Gaia will allow with such precise observations of asteroids and the elaboration of reduction methods for treating this future huge pool of data, in particular regarding mass determination. In the first part, we relate the characteristics of the Gaia mission and the state-of-the-art of the current asteroid mass determination. The second part describes the selection of the interesting close approaches between the few massive asteroids (perturbers) and numerous smaller asteroids (targets) in order to analyse the resulting orbital perturbations and thus, to derive the masses of the perturbers from global processing detailed in the third chapter. The expected number of asteroid masses and their associated precisions are given from realistic simulated data between 2011 and 2016. Besides, the expected precisions on the orbital elements of the targets are presented. The fourth and fifth chapters open tracks on the fundamental science from the asteroid positions with the possible derivation of the solar quadrupole moment J2, the PPN parameters β, γ, the Nordtvedt parameter η, the variation of the gravitational constant dG/dt and a study of the so-called Yarkovsky effect. The two last chapters illustrate the contribution of asteroid mass determination by Gaia to several fields of the astronomy through a study about the perturbers of Mars and the hypothetical law between density and taxonomic class.; La mission de l’agence spatiale européenne Gaia, dont le lancement est prévu en 2011, observera 350 000 astéroïdes avec une précision inégalée (au niveau du milli-arseconde).Le but de la thèse est l’investigation de la science que les données très précises de Gaia permettront de traiter et l’élaboration des méthodes de réduction notamment pour la détermination de masses des astéroïdes. Dans le premier chapitre, nous présentons la mission Gaia et une synthèse de la détermination de masses des astéroïdes jusqu’à nos jours. La seconde partie décrit la sélection des passages proches entre les astéroïdes massifs (perturbateurs) et les plus petits (cible) afin d’analyser les perturbations orbitales résultantes, qui permettront d’estimer la masse des perturbateurs à partir d’un traitement global, détaillé dans le chapitre 3. Le nombre de masses attendues et la précision de leur mesure sont donnés à partir de données simulées réalistes. De plus, la précision sur les éléments osculateurs des astéroïdes cibles est présentée. Les chapitres 4 et 5 abordent des questions de physique fondamentale, avec la détermination de l’aplatissement dynamique du soleil J2, des paramètres relativistes β, γ et celui de Nordtvedt η la variation de la constante de gravitation, et aussi de paramètres physiques de certains astéroïdes à partir de leur sensibilité à l’effet Yarkovsky. Les deux derniers chapitres illustrent la contribution de Gaia avec les masses d’astéroïdes dans différents domaines de l’astronomie : une étude a été menée sur les astéroïdes les plus perturbateurs de Mars et sur l’amélioration de la loi hypothétique entre densité et classe taxonomique.

Building upon its success with the Hipparcos space astrometry mission launched in 1989, the European Space Agency has agreed to fund the construction of its successor, Gaia, and its launch in 2011. Despite the similarities between the two missions, Gaia will be orders of magnitude more powerful, more sensitive, but also more complex in terms of data processing. Growing from 120,000 stars with Hipparcos to about 120,000E4 stars with Gaia does not simply mean pushing the computing resources to their limits (1 second of processing per star yields 38 years for the whole Gaia-sky). It also means facing situations that did not occur with Hipparcos either by luck or because those cases were carefully removed from the Hipparcos Input Catalogue.This manuscript illustrates how some chunks of the foreseen Gaia data reduction pipeline can be trained and assessed using the Hipparcos observations. This is especially true for unresolved binaries because they pop up so far down in the Gaia pipeline that, by the time they get there, there is essentially no difference between Hipparcos and Gaia data. Only the number of such binaries is different, going from two thousand to ten million.Although the computing time clearly becomes an issue, one cannot sacrifice the robustness and correctness of the reduction pipeline for the sake of speed. However, owing to the requirement that everything must be Gaia-based (no help from ground-based results), the very robustness of the reduction has to be assessed as well. For instance, the underlying assumptions of some statistical tests used to assess the quality of the fits used in the Hipparcos pipeline might no longer hold with Gaia. That may not affect the fit itself but rather the quality indicators usually accompanying those fits. For the final catalogue to be a success, these issues must be addressed as soon as possible., Agrégation de l'enseignement supérieur, Orientation sciences, info:eu-repo/semantics/nonPublished

The ESA astrometric mission Gaia, due for a launch in 2011, will observe 350,000 asteroids brighter than V = 20 with an unprecedented positional precision (at the sub-milliarcsecond level for single observation). The aim of this thesis is the investigation of the science that Gaia will allow with such precise observations of asteroids and the elaboration of reduction methods for treating this future huge pool of data, in particular regarding mass determination. In the first part, we relate the characteristics of the Gaia mission and the state-of-the-art of the current asteroid mass determination. The second part describes the selection of the interesting close approaches between the few massive asteroids (perturbers) and numerous smaller asteroids (targets) in order to analyse the resulting orbital perturbations and thus, to derive the masses of the perturbers from global processing detailed in the third chapter. The expected number of asteroid masses and their associated precisions are given from realistic simulated data between 2011 and 2016. Besides, the expected precisions on the orbital elements of the targets are presented. The fourth and fifth chapters open tracks on the fundamental science from the asteroid positions with the possible derivation of the solar quadrupole moment J2, the PPN parameters β, γ, the Nordtvedt parameter η, the variation of the gravitational constant dG/dt and a study of the so-called Yarkovsky effect. The two last chapters illustrate the contribution of asteroid mass determination by Gaia to several fields of the astronomy through a study about the perturbers of Mars and the hypothetical law between density and taxonomic class., La mission de l’agence spatiale européenne Gaia, dont le lancement est prévu en 2011, observera 350 000 astéroïdes avec une précision inégalée (au niveau du milli-arseconde).Le but de la thèse est l’investigation de la science que les données très précises de Gaia permettront de traiter et l’élaboration des méthodes de réduction notamment pour la détermination de masses des astéroïdes. Dans le premier chapitre, nous présentons la mission Gaia et une synthèse de la détermination de masses des astéroïdes jusqu’à nos jours. La seconde partie décrit la sélection des passages proches entre les astéroïdes massifs (perturbateurs) et les plus petits (cible) afin d’analyser les perturbations orbitales résultantes, qui permettront d’estimer la masse des perturbateurs à partir d’un traitement global, détaillé dans le chapitre 3. Le nombre de masses attendues et la précision de leur mesure sont donnés à partir de données simulées réalistes. De plus, la précision sur les éléments osculateurs des astéroïdes cibles est présentée. Les chapitres 4 et 5 abordent des questions de physique fondamentale, avec la détermination de l’aplatissement dynamique du soleil J2, des paramètres relativistes β, γ et celui de Nordtvedt η la variation de la constante de gravitation, et aussi de paramètres physiques de certains astéroïdes à partir de leur sensibilité à l’effet Yarkovsky. Les deux derniers chapitres illustrent la contribution de Gaia avec les masses d’astéroïdes dans différents domaines de l’astronomie : une étude a été menée sur les astéroïdes les plus perturbateurs de Mars et sur l’amélioration de la loi hypothétique entre densité et classe taxonomique.

This thesis presents a detailed study of the angular distance in relativistic astrometry of high precision, i.e. how to define and calculate the angle formed by two light sources such as it is measured by a moving observer. In the first part of this work, we recall the definition of an angular distance, then we show that it is necessary to know only three quantities explicitly at the point of observation : the metric tensor, the motion of the observer and three ratios l̂i. We build the tools allowing to determine these ratios by using the Synge’s world function and by introducing two time transfer functions. In the second part of this work, we determine the expression of the world function and the time transfer functions in the parametrized post Newtonian approximation. We apply these results to the case of the gravitational field of an axisymmetric body ; in this particular situation we determine the influence of all mass multipole moments of the body on the deflection of light., Cette thèse présente une étude détaillée de la distance angulaire en astrométrie relativiste de haute précision, c'est-à-dire comment définir et calculer dans un espace-temps courbe l'angle, formé par deux sources lumineuses distinctes, tel qu'il est mesuré par un observateur en mouvement arbitraire. Tout d'abord, dans la première partie de ce travail, nous rappelons la définition d'une distance angulaire puis nous montrons qu'il est seulement nécessaire de connaître explicitement trois quantités au point d'observation : le tenseur métrique, le mouvement de l'observateur et trois rapports l̂i relatifs à la déviation des rayons lumineux. Nous construisons ensuite les outils permettant de déterminer ces rapports d'une part en utilisant la fonction d'univers de Synge, d'autre part en introduisant deux fonctions de transfert de temps. Dans la seconde partie de ce travail, nous nous intéressons à l'approximation post-newtonienne. Nous déterminons les expressions explicites de la fonction d'univers et des fonctions de transfert de temps dans le cadre du formalisme post-newtonien paramétré de Will & Nordtvedt. Nous achevons cette partie par une application, où nous déterminons les rapports li dans le champ gravitationnel d'un corps à symétrie axiale. Dans la troisième partie, nous construisons la fonction d'univers et les fonctions de transfert de temps dans le cadre de l'approximation post-minkowskienne généralisée, c'est-à-dire en représentant ces fonctions par des séries de termes perturbatifs en puissances ascendantes de la constante universelle de la gravitation G. Nous montrons en particulier que les déterminations de ces termes perturbatifs s'obtiennent par un un procédé itératif où les seules données nécessaires sont les coordonnées spatio-temporelles des événements d'émission et de réception des rayons lumineux. Nous achevons ce travail par une application dans le champ gravitationnel d'un corps à symétrie sphérique jusqu'en G2/c4 où nous calculons le transfert de temps et les rapports l̂i.

Ill., graph. Darst.

Bei von Sternen verursachten Mikrolinsen-Ereignissen beobachtet man meist symmetrische Lichtkurven einer einzelnen Linse oder asymmetrische Lichtkurven (oftmals mit Kaustik-Crossing), die durch Doppel-Linsen hervorgerufen werden. Im Prinzip kann aus der Zahl der gemessenen unsymmetrischen Ereignisse der Anteil der Doppelstern-Systeme in Abhängigkeit vom Winkelabstand abgeschätzt werden. Allerdings kann auch ein Doppelsystem Lichtkurven erzeugen, die gut mit einer Einzellinsen-Lichtkurve gefittet werden können. Die gilt insbesondere bei lückenhafter Messung oder grossen Messfehlern. In dieser Arbeit wird für verschiedene Beobachtungsbedingungen untersucht, wie häufig Lichtkurven, die von Doppellinsen mit unterschiedlichen Abständen erzeugt werden, gut mit Einzellinsen-Lichtkurven gefittet werden können und damit fehlinterpretiert werden. Es wurde herausgefunden, dass der Anteil fehlinterpretierter Lichtkurven stark von der Separation der Komponenten abhängig ist: das Minimum liegt zwischen 2 A.E. and 5 A.E. , wobei der Anteil immer noch 5% beträgt..., thesis

date de rédaction: 31-12-2005; Par objet sans atmosphère nous considérons tout objet qui gravite autour du Soleil, de dimension inférieure à 2000 km de diamètre, qui ne peut développer ni garder une atmosphère. Du fait de leur nombre, cette définition englobe essentiellement les astéroïdes (ou les petits corps), les objets trans-neptuniens, les comètes, et certains satellites des planètes. L'intérêt pour les études des petits corps réside principalement dans son apport essentiel à la cosmogonie du Système Solaire. Les deux dernières décennies nous ont permis d'accéder à une connaissance jamais encore atteinte concernant notre système solaire en général et plus particulièrement le domaine des corps de taille réduite (diamètre inférieur à 1000 km). L'image actuelle des petits corps dans le système solaire nous montre une variété de familles et de populations, aussi bien d'objets situés à l'intérieur de l'orbite de la Terre qu' au-delà du système Pluton-Charon. En fonction des orbites des objets sans atmosphère, on parle d'astéroïdes géocroiseurs, de Mars croiseurs, d'astéroïdes de la ceinture principale, d'astéroïdes situés dans des points de stabilité Lagrange, de Centaures, de trans-neptuniens, de comètes à courte ou à longue période. Plusieurs questions fondamentales ont jalonnées les acquis scientifiques concernant les petits corps. Voici celles que l'on peut citer parmi les plus importantes: • Pourquoi n'y a-t-il pas une planète massive entre les orbites de Mars et de Jupiter plutôt que des milliers de planétésimaux ? • Quel est le lien entre les différents catégories de petits corps (astéroïdes, comètes et méteors) ? • Quelle est leur masse volumique ? Que sait-on de leur composition minéralogique ? • S'agit-il de corps massifs ou de « tas de gravas » maintenus par un faible champ gravitationnel ? • Peuvent-ils nous fournir la clé permettant de déchiffrer la composition de la nébuleuse planétaire précédant le système planétaire actuel ? • Comment s'effectue et se répartit le transfert de moment cinétique entre la nébuleuse primordiale, le Soleil et les planètes ? • Comment leur influence a-t-elle marqué l'histoire du système planétaire en général et celle de la Terre en particulier ? Quels sont les moments les plus importants de notre civilisations marqués par leur présence ? Chacune de ces questions est génératrice d'un domaine scientifique distinct, en particulier en cosmogonie du système solaire. Plus concrètement, connaître la nature de la surface des astéroïdes et leur minéralogie, étudier les phénomènes de transfert radiatif dans les cas d'objets sans atmosphère, déterminer leur période de rotation propre (synodique), leur forme, le sens de rotation propre ainsi que la position de l'axe ou des axes de rotation, observer les astéroïdes « in situ » dans plusieurs longueurs d'onde grâce aux sondes spatiales, analyser les mécanismes de résonance ainsi que les processus de collisions mutuelles, font partie de ces « détails » qui permettent de mieux connaître la population astéroïdale et finalement de construire des modèles physiques plus fiables. L'intérêt pour la population de petits corps du système solaire s'est accru aussi grâce à l'important nombre de missions spatiales ayant comme objectif leur étude « in situ ». Le succès des sondes spatiales Galileo, NEAR, a marqué la fin de la dernière décennie du XXème siècle. Pour la première fois, les images et des paramètres physiques obtenus ont permis l'obtention des formes d'astéroïdes, l'analyse de leur surface et de leur « relief », la présence d'un possible champ magnétique ainsi que leur environnement proche. De par son grand nombre, la population astéroïdale représente un « champ d'expérimentation » aussi bien pour des mécanismes dynamiques (résonances, mécanismes de transfert et évolution chaotique des orbites) que pour des modèles physiques. L'analyse poussée des observations de haute qualité obtenues aussi bien « in situ » que par les grands télescopes au sol nous montre une population d'objets d'une grande variété, considérés quelques décennies auparavant simplement comme hypothèses de travail « peu probables ». Les scientifiques se sont rendus à l'évidence de la présence de systèmes doubles parmi les astéroïdes, ils ont accepté également l'astéroïde comme agglomération de petits cailloux maintenus ensemble par un faible champ gravitationnel afin d'expliquer leur faible masse volumique. Les astéroïdes survolés par des sondes spatiales nous ont montré des surfaces criblées de cratères, signe que les collisions dans le système solaire est un phénomène qui a eu une grande importance dans l'état actuel du système solaire. La séparation du noyau de la comète SL9 en plus de 20 parts sous l'effet de marée du champ gravitationnel de Jupiter nous a permis pour la première fois l'observation d'une prévision théorique (la limite Roche) et la mise en évidence de l'aspect « fragile » d'un noyau cométaire, confirmant en partie le modèle de « neige(glace) sale » de Fred Whipple. La recherche scientifique présentée s'inscrit dans l'effort quotidien des scientifiques pour l'exploitation de nouvelles données fournies par des instruments au sol, en utilisant de nouvelles techniques. Cette activité vise également l'obtention de résultats issus de nouveaux intervalles de longueur d'onde (comme celui de l'infrarouge proche dans le cas d'objets sans atmosphère du système solaire) mais également l'amélioration des techniques d'observations et d'optimisation des processus de réduction des données. Plusieurs des ces travaux ont été faits dans le cadre des recherches au sol liées aux missions spatiales en cours (ROSETTA) et futurs (DAWN et VENUS EXPRESS). J'ai employé plusieurs techniques d'observation afin de mieux comprendre les propriétés physiques et dynamiques des corps sans atmosphère de notre système solaire : observations photographiques, photoélectriques ainsi qu'imagerie et spectroscopie par l'intermédiaire des cameras CCD. Les images astronomiques m'ont permis l'étude de leur rotation propres ainsi que leur couleurs (chapitre I.2.). La spectroscopie à la longueur d'onde du visible et du proche infrarouge (chapitre I.3.) ont permis l'analyse plus détaillée de la composition de la surface des objets, la connaissance plus précise de la composition minéralogique et la mise en valeur de la diversité des spectres. La dynamique des petit corps a été abordée également sur plusieurs aspects (chapitre I.4.). L'analyse des spectres des petits corps en proche infrarouge m'a permis d'approfondir davantage les connaissances sur les différents techniques d'observations (chapitre I.1). Ainsi, j'ai pu démarré un projet de création d'un Centre d'Observation à Distance en Astronomie à Meudon, alternative aux campagnes d'observations, sans effectuer la mission au télescope (souvent nécessaires et peu pratiques). Un autre volet dans mes préoccupations scientifiques a été aussi l'exploitation des résultats issus des observations. L'analyse des couleurs et des albédos m'a permis des études statistiques sur des échantillons significatifs d'astéroïdes de la ceinture principale, mais également sur la population des objets trans-neptuniens(chapitre II.1). J'ai pu affiner les taxonomies modernes ainsi que les méthodes d'analyse statistique. Pour la première fois, notre équipe de recherche a effectué des études statistiques sur des couleurs d'objets transneptuniens avec des résultats notables, références pour la caractérisation de cette population mais également pour les scénarios de formation du système solaire.

Nowadays, CCD observations are widely used to determine astrometric positions of minor planets differentially. Especially, follow-up observational programs require to produce and analyse a large number of CCD frames. This dissertation discusses the methods which are used to process such astrometrical CCD frames and extract scientific information from them. These methods are then combined into a complete astrometric software package. Among all corrections which have to be taken into consideration, special attention is given to the effects of differential chromatic refraction (DCR). It is demonstrated how the influence of DCR can be reduced using the photometric data of reference stars taken from the UCAC2 catalogue. In this way, for several test frames a gain in positional accuracy of about 15 percent has been achieved at a zenith distance of 65 degrees. Furthermore, different measurement algorithms of the image positions as well as the properties of several transformation models for the conversion between measured and tangential coordinates are analysed. In addition, the algorithm for automatic identification of reference stars is improved. With respect to the analysis of frames taken through follow-up observations of minor planets, software requirements are formulated. Considering these aspects the automatic universal computer program MpCCD has been developed and is presented and tested here. Particularly, it is compared to other astrometric applications, which are advised to be employed for the determination of minor planet positions by the IAU's Minor Planet Center. The developed software is able to measure positions of minor planets with high accuracy. For a series of test frames an average uncertainty of 62mas in the positions was achieved. This uncertainty is similar to the accuracy level of the UCAC2 catalogue used for the analysis. Für Zwecke der differentiellen astrometrischen Positionsbestimmung von Kleinplaneten werden heutzutage verbreitet CCD-Beobachtungen eingesetzt. Insbesondere im Rahmen von Follow-up-Beobachtungsprogrammen sind eine Vielzahl von Aufnahmen herzustellen und auszuwerten. In dieser Arbeit werden Verfahren zur Auswertung solcher astrometrischer CCD-Aufnahmen diskutiert und später zu einem kompletten Messsystem für Kleinplaneten zusammengefügt. Unter den zu berücksichtigenden Korrekturen erhalten die Effekte der differentiellen chromatischen Refraktion (DCR) besondere Aufmerksamkeit. Es wird demonstriert, wie sich der Einfluss der DCR verringern lässt, indem die fotometrischen Angaben des Referenzsternkataloges UCAC2 hinzugezogen werden. Für Testaufnahmen ergaben sich so Verbesserungen der Lagegenauigkeit von 15 Prozent bei einer Zenitdistanz von 65 Grad. Des Weiteren werden verschiedene Messalgorithmen für Bildpositionen sowie die Eigenschaften diverser Transformationsmodelle für die Überführung von gemessenen in Tangentialkoordinaten untersucht. Außerdem erfolgt eine Weiterentwicklung des Algorithmus zur automatischen Identifikation von Referenzsternen. In Hinblick auf die Auswertung von Follow-up-Beobachtungen von Kleinplaneten werden Anforderungen an Software formuliert. Das nach diesen Gesichtspunkten entwickelte automatische universelle Computerprogramm MpCCD wird vorgestellt und getestet. Insbesondere findet ein Vergleich mit anderen astrometrischen Programmen statt, die vom Minor Planet Center der IAU zur Positionsbestimmung von Kleinplaneten empfohlen werden. Die entwickelte Software ist in der Lage, Positionen von Kleinplaneten mit hoher Genauigkeit zu ermitteln. Die für eine Reihe von Testaufnahmen verbliebenen Positionsunsicherheiten der Neupunkte von durchschnittlich 62mas liegen im Bereich der Koordinaten-Unsicherheiten des zur Auswertung verwendeten Referenzsternkataloges UCAC2.

Ill., graph. Darst.

Tidal effects induce a secular acceleration of planetary satellites. Such accelerations have not been detected yet with enough reliability for Jovian and Saturnian satellites, but we can hope a close detection for J-1 Io and S-3 Thetys thanks to the progress of dynamical modelisation and the improvement of astrometric observations. This work deals with the two topics. The main purpose is to improve the modelisation of motions and our understanding of resonances. This thesis also contributes to the study of the dynamical history of the Galilean satellites while studying the consequences of De Haerdtl’s inequality 7:3 between Ganymede and Callisto. It is shown that this inequality induces a stochastic layer recently crossed by the system. Thanks to a frequency analysis, it is proved that this chaos is in fact Chirikov diffusion induced by overlaps of several resonances, which are clearly identified. This result leads to the conclusion that De Haerdtl’s inequality has to be taken into account in every study on the formation of the laplacian resonance between Io, Europa and Ganymede. Moreover this work, as a first approach of the observational signature of tidal effects, deals with reduction of mutual events which occurred in 1995 in the Saturnian system and with observation and reduction of mutual events of Galilean satellites of the last PHEMU campaign, in 2003. This reductions contribute to the improvement of ephemerides.; Les effets de marée induisent une accélération séculaire des satellites planétaires. Dans le cas des satellites de Jupiter et de Saturne, de telles accélérations n'ont pas encore été détectées avec une fiabilité suffisante, mais tant les progrès de la modélisation dynamique que l'amélioration des observations astrométriques laissent espérer une détection prochaine pour J-1 Io et S-3 Téthys. Ce travail aborde les deux thèmes. L'objectif principal est de mieux modéliser les mouvements et mieux comprendre les résonances. Cette thèse apporte ainsi une contribution à l'étude de l'histoire dynamique du système des satellites Galiléens en examinant les conséquences de l'inégalité de De Haerdtl 7:3 entre Ganymède et Callisto. Il est démontré que cette inégalité est responsable d'une couche chaotique, traversée récemment par le système. Cette couche chaotique, causée par plusieurs recouvrements de résonances, est mise en évidence par la technique de l'analyse en fréquences, et les arguments responsables du chaos par diffusion de Chirikov sont clairement identifiés. Ainsi, il apparaît que l'inégalité de De Haerdtl doit maintenant être prise en compte dans l'étude de la formation de la résonance laplacienne. Par ailleurs ce travail, en tant que première approche de la signature observationnelle des effets de marée, rend également compte des réductions d'observations de phénomènes mutuels de satellites de Saturne réalisées en 1995 ainsi que des observations et réductions de phénomènes de satellites de Jupiter que nous avons réalisées en 2003. Ces réductions contribuent également à l'amélioration des modèles.