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This thesis presents two research projects that are placed in the context of the two main theories of modern physics:general relativity and the standard model.— The first project aims at measuring the gravitational redshift between the PHARAO clock of the ACES-PHARAOpayload (which will be docked on the ISS) and the best clocks of the different metrology laboratories. As a dataprocessing and analysis center, the SYRTE laboratory is actively preparing the future launch of the mission bydeveloping various dedicated software. This manuscript presents the last stage of processing which allowed tovalidate the expectations of the mission and which will allow to extract the violation parameter of Albert Einstein’stheory.— The second project is a dark matter research experiment located at Paris Observatory. According to the ultra-lightscalar field theory, the dark matter surrounding the Earth would be at the origin of a variation of the fundamentalconstants of Nature. This causes a temporal oscillation of the length of the ultrastable cavity and of the optical fibercomposing the Mach-Zehnder interferometer of the experiment. The development and optimization of the opticaldevice allowed to reach a level of sensitivity low enough to place competitive constraints on the dark matter modelsbut unfortunately did not reveal any trace of this unknown matter in the sensitivity zone of the experiment.; Cette thèse présente deux projets de recherche qui se placent dans le contexte des deux grandes théories de la physiquemoderne : la relativité générale et le modèle standard.— Le premier projet a pour objectif de mesurer le décalage vers le rouge gravitationnel entre l’horloge PHARAOde l’ensemble ACES-PHARAO (qui sera arrimé à l’ISS) et les meilleures horloges des différents laboratoires demétrologie. En tant que centre de traitement et d’analyse des données, le laboratoire SYRTE prépare activementle futur lancement de la mission en développant différents logiciels dédiés. Ce manuscrit présente le dernier étagede traitement qui a permis de valider les attentes de la mission et qui permettra d’extraire le paramètre de violationde la théorie d’Albert Einstein.— Le second projet est une expérience de recherche de matière noire située à l’Observatoire de Paris. Selon lathéorie des champs scalaires ultra-léger, la matière noire entourant la Terre serait à l’origine d’une variation desconstantes fondamentales. Celle-ci entraine une oscillation temporelle de la longueur de la cavité ultrastable et dela fibre optique composant l’interféromètre de Mach-Zehnder de l’expérience. La mise en place, le développementet l’optimisation du dispostif optique ont permis d’atteindre un niveau de sensibilité suffisament faible pour placerdes contraintes compétitives sur les modèles de matière noire mais n’a malheureusement pas révélé de trace decette matière inconnue dans la zône de sensibilité de l’expérience.

This thesis presents two research projects that are placed in the context of the two main theories of modern physics:general relativity and the standard model.— The first project aims at measuring the gravitational redshift between the PHARAO clock of the ACES-PHARAOpayload (which will be docked on the ISS) and the best clocks of the different metrology laboratories. As a dataprocessing and analysis center, the SYRTE laboratory is actively preparing the future launch of the mission bydeveloping various dedicated software. This manuscript presents the last stage of processing which allowed tovalidate the expectations of the mission and which will allow to extract the violation parameter of Albert Einstein’stheory.— The second project is a dark matter research experiment located at Paris Observatory. According to the ultra-lightscalar field theory, the dark matter surrounding the Earth would be at the origin of a variation of the fundamentalconstants of Nature. This causes a temporal oscillation of the length of the ultrastable cavity and of the optical fibercomposing the Mach-Zehnder interferometer of the experiment. The development and optimization of the opticaldevice allowed to reach a level of sensitivity low enough to place competitive constraints on the dark matter modelsbut unfortunately did not reveal any trace of this unknown matter in the sensitivity zone of the experiment.; Cette thèse présente deux projets de recherche qui se placent dans le contexte des deux grandes théories de la physiquemoderne : la relativité générale et le modèle standard.— Le premier projet a pour objectif de mesurer le décalage vers le rouge gravitationnel entre l’horloge PHARAOde l’ensemble ACES-PHARAO (qui sera arrimé à l’ISS) et les meilleures horloges des différents laboratoires demétrologie. En tant que centre de traitement et d’analyse des données, le laboratoire SYRTE prépare activementle futur lancement de la mission en développant différents logiciels dédiés. Ce manuscrit présente le dernier étagede traitement qui a permis de valider les attentes de la mission et qui permettra d’extraire le paramètre de violationde la théorie d’Albert Einstein.— Le second projet est une expérience de recherche de matière noire située à l’Observatoire de Paris. Selon lathéorie des champs scalaires ultra-léger, la matière noire entourant la Terre serait à l’origine d’une variation desconstantes fondamentales. Celle-ci entraine une oscillation temporelle de la longueur de la cavité ultrastable et dela fibre optique composant l’interféromètre de Mach-Zehnder de l’expérience. La mise en place, le développementet l’optimisation du dispostif optique ont permis d’atteindre un niveau de sensibilité suffisament faible pour placerdes contraintes compétitives sur les modèles de matière noire mais n’a malheureusement pas révélé de trace decette matière inconnue dans la zône de sensibilité de l’expérience.

The observation and the characterization of the exoplanets and the circumstellar environment of nearby stars requires instruments with high performances in terms of dynamics and angular resolution. The interferometry offers a solution. In particular, in the nulling interferometry, the flux of the star on the axis of the interferometer is strongly reduced, allowing to reveal fainter structures around it. In this context, the image reconstruction is a fundamental and powerful tool. The advent of the high spectral resolution interferometers such as AMBER, MATISSE and GRAVITY boost the interest in the polychromatic image reconstruction, in order to exploit all the available spectral information.The goal of this thesis is to develop and improve monochromatic and hyperspectral imaging techniques. The work here presented has two main parts. First, we discuss the performances of the nulling in the context of the inverse problem solving. This part is based on simulations and data collected on the nulling test bench PERSEE. Second, we adapted and developed monochromatic and hyperspectral image reconstruction methods. Then, we applied these methods in order to study the circumstellar environment of two evolved objects, Achernar and η Car, from PIONIER and AMBER observations.This work provides elements in the field of the image reconstruction form interferometric observations as well as two specific studies on the circumstellar environment of Achernar and η Car.; L’observation des planètes extrasolaires, ainsi que l’étude de l’environnement circumstellaire demandent des instruments très performants en matière de dynamique et de résolution angulaire. L’interférométrie classique et annulante offrent une solution. En particulier, dans le cas de l’interférométrie annulante, le flux de l’étoile sur l’axe de l’interféromètre est fortement réduit et permet ainsi aux structures plus faibles hors axe d’émerger et être plus facilement détectables. Dans ce contexte, la reconstruction d’image est un outil fondamental afin de restituer sans ambiguïté les structures observées. La mise en service d’interféromètres à haute résolution spectrale tels que AMBER, et bientôt MATISSE et GRAVITY, fait de la reconstruction d’image polychromatique une priorité.Cette thèse a comme objectif de développer et d’améliorer des techniques de reconstruction d’image hyperspectrale. Le travail présenté s’articule en deux parties. En premier, nous discutons le potentiel de l’interférométrie annulante dans le cadre de la résolution du problème inverse. Ce travail repose sur des simulations numériques et sur l’exploitation de données collectées sur le banc interférométrique annulant PERSEE. Ensuite, nous avons adapté et développé des méthodes de reconstruction d’images monochromatique et polychromatique. Ces techniques ont été appliquées pour étudier l’environnement circumstellaire de deux objets évolués, Achernar et η Car, à partir de données PIONIER et AMBER.Ce travail apporte des éléments méthodologiques sur la reconstruction d’image et l’analyse hyperspectrale. Il contribue par ailleurs à deux études spécifiques sur l’environnement d’Achernar et d’η Car.

The observation and the characterization of the exoplanets and the circumstellar environment of nearby stars requires instruments with high performances in terms of dynamics and angular resolution. The interferometry offers a solution. In particular, in the nulling interferometry, the flux of the star on the axis of the interferometer is strongly reduced, allowing to reveal fainter structures around it. In this context, the image reconstruction is a fundamental and powerful tool. The advent of the high spectral resolution interferometers such as AMBER, MATISSE and GRAVITY boost the interest in the polychromatic image reconstruction, in order to exploit all the available spectral information.The goal of this thesis is to develop and improve monochromatic and hyperspectral imaging techniques. The work here presented has two main parts. First, we discuss the performances of the nulling in the context of the inverse problem solving. This part is based on simulations and data collected on the nulling test bench PERSEE. Second, we adapted and developed monochromatic and hyperspectral image reconstruction methods. Then, we applied these methods in order to study the circumstellar environment of two evolved objects, Achernar and η Car, from PIONIER and AMBER observations.This work provides elements in the field of the image reconstruction form interferometric observations as well as two specific studies on the circumstellar environment of Achernar and η Car.; L’observation des planètes extrasolaires, ainsi que l’étude de l’environnement circumstellaire demandent des instruments très performants en matière de dynamique et de résolution angulaire. L’interférométrie classique et annulante offrent une solution. En particulier, dans le cas de l’interférométrie annulante, le flux de l’étoile sur l’axe de l’interféromètre est fortement réduit et permet ainsi aux structures plus faibles hors axe d’émerger et être plus facilement détectables. Dans ce contexte, la reconstruction d’image est un outil fondamental afin de restituer sans ambiguïté les structures observées. La mise en service d’interféromètres à haute résolution spectrale tels que AMBER, et bientôt MATISSE et GRAVITY, fait de la reconstruction d’image polychromatique une priorité.Cette thèse a comme objectif de développer et d’améliorer des techniques de reconstruction d’image hyperspectrale. Le travail présenté s’articule en deux parties. En premier, nous discutons le potentiel de l’interférométrie annulante dans le cadre de la résolution du problème inverse. Ce travail repose sur des simulations numériques et sur l’exploitation de données collectées sur le banc interférométrique annulant PERSEE. Ensuite, nous avons adapté et développé des méthodes de reconstruction d’images monochromatique et polychromatique. Ces techniques ont été appliquées pour étudier l’environnement circumstellaire de deux objets évolués, Achernar et η Car, à partir de données PIONIER et AMBER.Ce travail apporte des éléments méthodologiques sur la reconstruction d’image et l’analyse hyperspectrale. Il contribue par ailleurs à deux études spécifiques sur l’environnement d’Achernar et d’η Car.

Optical long baseline interferometry was recently established as a technique capable of resolving stars and their circumstellar environments at the milliarcsecond (mas) resolution level. This high-resolution opens an entire new window to the study of astrophysical systems, providing information inaccessible by other techniques. Astrophysical disks are observed in a wide variety of systems, from galaxies up to planetary rings, commonly sharing similar physical processes. Two particular disk like systems are studied in the thesis: (i) B He-rich stars that exhibits magnetic fields in order of kG and that trap their winds in structures called magnetospheres; and (ii) Be stars, fast rotating stars that create circumstellar viscous disks. This study uses the interferometric technique to investigate both the photosphere proper and the circumstellar environment of these stars. The objective is to combine interferometry with other observational techniques (such as spectroscopy and polarimetry) to perform a complete and well-constrained physical description of these systems. This description is accompanied by radiative transfer models.; L’interférométrie optique/IR à longue base a été récemment mise en place comme une technique capable de résoudre spatialement les étoiles et leurs environnements circumstellaires au niveau de la milliseconde d'angle (mas). Cette haute résolution ouvre toute une nouvelle fenêtre pour l'étude des systèmes astrophysiques, fournissant des informations inaccessibles par d'autres techniques. Les disques astrophysiques sont observés dans une grande variété de systèmes, de galaxies jusqu'aux anneaux planétaires, partageant communément des processus physiques similaires. Deux disques particuliers sont étudiés dans la thèse: (i) les étoiles B He-riches qui présente des champs magnétiques de l'ordre de kG et que confine leurs vents dans des structures appelées magnétosphères; et (ii) les étoiles Be, rotateurs rapides qui présentent des disques circumstellaires épisodiques. Cette étude utilise la technique interférométrique pour étudier à la fois la photosphère et l'environnement circumstellaire de ces étoiles. L'objectif est de combiner l'interférométrie avec d'autres techniques d'observation (telles que la spectroscopie et la polarimétrie) pour effectuer une description physique complète et bien contraindre ces systèmes. Cette description est acquise par l'interprétation de l'ensemble des observations par des modèles de transfert radiatif.

My PhD was initiated in the framework of the development of GRAVITY, second generation instrument for the VLTI, whose first light is expected for 2014. GRAVITY will combine up to four telescopes in the K infrared spectral band (~2.2 µm). By stabilizing the phase of a reference star of magnitude as faint as K=10, this instrument will enable astrometric measurements with a precision of 10 µas on objects of magnitude up to K=15, and phase referenced imaging on objects as faint as K=16 with about 4mas angular resolution. The goal of my PhD consists in developing the fringe tracker algorithms of GRAVITY, a critical sub-system to reach these sensitivity limits unequaled in infrared long-baseline interferometry. To enable integrations longer than 100 s on the science beam, the fringe tracker will have to stabilize the optical path differences, with residues as low as 350 nm rms on the reference star, despite disturbance due to atmospheric piston, instrumental vibrations, and variations of flux in the recombined beams. In this aim, I performed numerical simulations of the whole control loop, by realistically modeling different disturbance sources inducing path length fluctuations in the beams, and flux variations in the beams. I demonstrated that fringes will be stabilized down to 310 nm rms on a K=10 magnitude star with the expected observing conditions at VLTI in 2014, with a predictive controller based on Kalman filtering that uses a disturbance model to compute the actuator commands. However, I showed that this performance strongly decreases for less optimistic conditions. In addition, I analyzed the efficiency in correcting both atmospheric piston and vibrations of the Kalman controller, compared to the algorithms currently used at VLTI. From on-sky phase measurements with the PRIMA instrument at VLTI, I showed that the disturbances are better corrected with the Kalman controller than with the PRIMA-FSU. Moreover, I performed numerical simulations demonstrating that the Kalman controller is more efficient to compensate vibrations than the VTK algorithm, dedicated to correct vibrations at VLTI. Moreover, I developed a laboratory demonstrator of the GRAVITY fringe tracker, to experimentally validate its algorithms. I thus analyzed instrumental specificities of the fringe tracker with this prototype that are not included in the simulations, such as the calibration process and bias induced by imperfect dispersive optical systems. Finally, I contributed to an astrophysical study, in which I performed and analyzed infrared interferometric observations of the X-ray binary Vela X-1. I measured a stellar wind with different sizes in the H and K spectral bands, revealing either a strong temperature gradient in the stellar wind, or transient events in the accretion process. When GRAVITY is operational, this study will be extended to fainter X-ray binaries, thanks to the unique sensitivity of the instrument in infrared interferometry. To conclude, my PhD demonstrated that the performance of the fringe tracker matches the specifications of the GRAVITY instrument, making it the first four-telescope fringe tracker operational for faint targets, despite strong disturbances. GRAVITY and the fringe tracker thus pave the way to astrophysical observation unprecedented in optical interferometry., Ma thèse s'inscrit dans le contexte du développement de GRAVITY, instrument de deuxième génération du VLTI, dont la première lumière est prévue pour 2014. GRAVITY pourra recombiner jusqu'à quatre télescopes en bande K (~2,2 µm). Par stabilisation de la phase sur une étoile de référence de magnitude aussi faible que K=10, il permettra de réaliser des mesures astrométriques avec une précision de 10 µas sur des objets jusqu'à K=15, et des images à référence de phase jusqu'à K=16 avec une résolution de 4 mas. Mon travail de thèse consiste à développer les algorithmes du suiveur de franges de GRAVITY, sous-système essentiel pour permettre à l'instrument d'atteindre ces limites de sensibilité inégalées en interférométrie longue base infrarouge. Pour rendre possible des intégrations supérieures à 100 s sur la voie scientifique, il devra stabiliser les différences de marche à des résidus inférieurs à 350 nm rms sur l'étoile de référence, malgré les perturbations provoquées par le piston atmosphérique, des vibrations instrumentales, et des variations de flux des faisceaux recombinés. Dans ce but, j'ai réalisé des simulations numériques de la boucle de contrôle dans son ensemble, en modélisant de façon réaliste les différentes sources de perturbations générant des fluctuations de différence de marche et des variations de flux dans les faisceaux recombinés. J'ai ainsi démontré que, par l'utilisation d'un contrôleur prédictif basé sur un filtre de Kalman utilisant un modèle des perturbations pour calculer les commandes aux actionneurs, les franges seront stabilisées à 310 nm rms sur une étoile de magnitude 10 dans les conditions d'observation attendues au VLTI en 2014. J'ai montré cependant que ces performances diminuaient fortement pour des conditions moins favorables. De plus, j'ai analysé l'efficacité du contrôleur Kalman pour compenser le piston atmosphérique et les vibrations par rapport aux algorithmes actuellement utilisés au VLTI. À partir de mesures sur ciel avec l'instrument PRIMA, j'ai montré que les perturbations sont mieux corrigées avec un contrôleur Kalman qu'avec le suiveur de franges de PRIMA. De plus, j'ai démontré par des simulations numériques que le filtre Kalman est plus efficace pour compenser les vibrations que l'algorithme VTK, consacré à leur correction au VLTI. J'ai également développé un démonstrateur de laboratoire du suiveur de franges de GRAVITY, dans le but d'en valider expérimentalement la boucle de contrôle. J'ai ainsi pu analyser des spécificités absentes des simulations initiales, telles que la procédure d'étalonnage, et l'analyse de biais induits par une dispersion spectrale imparfaite. Enfin, j'ai participé à un programme astrophysique pour lequel j'ai réalisé et analysé des observations interférométriques de la binaire X à forte masse Vela X-1 en infrarouge. J'ai mesuré un vent stellaire de tailles differentes dans les bandes H et K, démontrant la présence soit d'un fort gradient de température, soit d'évènements temporaires dans le vent. Une fois GRAVITY opérationnel, cette étude préliminaire sera étendue à des binaires X moins lumineuses, grâce à sa sensibilité inédite en interférométrie infrarouge. Pour conclure, mon travail de thèse a permis de démontrer que les performances du suiveur de franges sont compatibles avec les spécifications de GRAVITY, en faisant par conséquent le premier suiveur de franges à quatre télescopes à fonctionner sur des sources faibles, et ce malgré des perturbations importantes. GRAVITY et son suiveur de franges ouvrent ainsi la voie à des observations astrophysiques inédites en interférométrie optique.

Thanks to its very high angular resolution, optical interferometry is a technic perfectly suited for the study of the most inner regions of complex objects like young stars and their close environment, active galactic nuclei or interacting binaries. Quick and reliable image reconstructions are now possible thanks to the new instruments PIONIER at the VLT Interferometer or MIRC at the CHARA array, combining 4 or 6 telescopes. However interferometers strongly suffer from atmospheric turbulence so that they need fringe trackers, instruments which compensate these disturbances, then allowing to increase the sensitivity of interferometers by a factor of 10 to 1000. In the first part of my thesis, I present the result of different studies aiming at defining an optimized fringe tracker for 2nd generation instruments at the VLTI. I first demonstrate the interest of single-mode filtering in the framework of fringe tracking, as well as the fundamental importance of Adaptive Optics systems for interferometry, even on 1- or 2-m class telescopes. Second, I determine the most efficient ways to measure the fringe position and the telescopes combination scheme with the best compromise between sensitivity and robustness when combining 4, 6 or 8 telescopes. These studies finally led to the fringe sensor cnocept POPS proposed to ESO by the IPAG. In the second part of my thesis, I focused on interacting binaries. Their study could bring a wealth of information into several fields because of the diversity of physical processes at play. Observations of these systems at very high angular resolution with optical interferometry is a complementary tool to more classical techniques. I focused on the system SS Leporis that was observed with the instruments AMBER and PIONIER. We obtained the first image reconstructions of an interacting binary at the VLTI. These observations led us to a fundamentally new view of this particular system and pave the way to the study of interacting binaries at the VLTI., De part sa capacité de très haute résolution angulaire, l'interférométrie optique est une technique d'observation parfaitement adaptée pour l'étude des zones les plus internes d'objets complexes tels que les étoiles jeunes et leur environnement proche, les noyaux actifs de galaxie ou les binaires en interactions. Bien qu'étant entrée dans l'aire de l'imagerie avec des instruments de nouvelle génération tels que PIONIER au VLT Interferometer, ou MIRC à CHARA (combinant 4 ou 6 télescopes), l'interférométrie optique est forte- ment handicapée par les perturbations atmosphériques. Les suiveurs de franges sont des instruments développés spécifiquement dans le but de compenser ces perturbations, permettant ainsi d'augmenter la sensibilité des interféromètres d'un facteur 10 à 1000. Dans la première partie de ma thèse, je présente le résultat d'études visant à définir un concept optimal de suiveur de frange de seconde génération pour le VLTI. Je démontre en premier lieu l'intérêt du filtrage spatial monomode pour le suivi de frange, ainsi que l'importance capitale de l'Optique Adaptative pour l'interférométrie, y compris pour des télescopes de 1 à 2 mètres de diamètre. Je dé- termine ensuite la meilleure méthode de mesure de la position des franges et la configuration de recombinaison des télescopes offrant le meilleur compromis entre sensibilité et robustesse du suivi de frange. Ces études ont finalement menées au concept de suiveur de frange POPS proposé à l'ESO par l'IPAG. Dans la seconde partie de ma thèse, je me suis intéressée aux binaires en interaction, objets en mesure d'apporter des réponses à un vaste champs d'études, du fait de la diversité des processus physiques en jeu. Leur étude à très haute résolution angulaire, permise par l'interférométrie optique, se montre parfaitement complémentaire des techniques classiques employées jusque là. Je me suis intéressé au cas du système SS Leporis, observé avec les instruments AMBER et PIONIER du VLTI. Nous avons obtenu les premières reconstructions d'images d'une binaire en interaction avec le VLTI. Ces observations nous ont permis d'avoir une nouvelle vision de ce système méconnu, ouvrant par la même la voie à l'étude des binaires en interaction au VLTI.

Optical interferometry allows to reach the resolution of a large instrument by coupling several sub-apertures of lower diameter. However, this method requires a very accurate control of the optical paths, especially the differential aberrations between the apertures (so-called cophasing operation). In this context, focal-plane sensing appears to be an advantageous solution with a very simple opto-mechanical setup. The phase retrieval and the phase diversity techniques (based respectively on the acquisition of one or at least two images aberrated with a known phase) are now commonly used with monolithic instruments; their applicability to the cophasing of phased-array systems have also been demonstrated in laboratory. However, these estimators are iterative and consequently potentially time-consuming. In this manuscript, we propose new algorithms which are well-suited for real-time cophasing on extended objects. We demonstrate that a quadratic criterion can be derived, which allows to express the solution under a simple analytical form. We also show that the expression of this new criterion can be obtained in the case of small phase perturbations considering a linear expression of the optical transfer function. The performance we obtained on simulated data demonstrates the possibility of using the analytic algorithms in a closed-loop system at low fluxes and restoring the observed object as well. Experimental validations of both iterative and analytic estimators for various projects confirm that the focal plane approach now can be used for the cophasing of complex phased-array systems.; La Synthèse d'Ouverture Optique permet d'obtenir la résolution d'un instrument de grand diamètre en faisant interférer les faisceaux issus de plusieurs sous-pupilles de diamètre inférieur. Néanmoins, la difficulté principale de cette méthode réside dans le cophasage de l'instrument, c'est-à-dire dans la mesure puis la correction des aberrations différentielles présentes entre les pupilles. Dans ce contexte, les techniques de type plan focal présentent un avantage certain. Ainsi, le phase retrieval et la diversité de phase (basés respectivement sur l'acquisition d'une ou d'au moins deux images dans des conditions de phase différentes) sont aujourd'hui couramment employés avec des instruments monolithiques; leur applicabilité au cophasage de systèmes multipupilles a également été démontrée en laboratoire. Toutefois, ces estimateurs présentent l'inconvénient d'être itératifs donc potentiellement coûteux en temps de calcul. Nous nous proposons dans ce manuscrit de développer de nouveaux estimateurs de cophasage qui soient analytiques, permettant ainsi une estimation en temps-réel des aberrations sur objet étendu. Pour cela, nous démontrons qu'en exprimant le critère à minimiser sous forme quadratique nous aboutissons à une estimée simple de la phase recherchée. Nous montrons également que nous pouvons parvenir à l'expression de ce nouveau critère en considérant une approximation affine de la fonction de transfert optique. Les performances obtenues en simulation révèlent qu'il est possible de fermer une boucle de cophasage à faible flux et par la même occasion de restaurer l'objet observé dans un but d'imagerie. La mise en oeuvre expérimentale de l'ensemble des algorithmes (itératifs et analytiques) dans le cadre de différents projets permet d'affirmer que l'approche plan focal peut désormais être utilisée pour cophaser des systèmes multipupilles complexes.

Optical interferometry allows to reach the resolution of a large instrument by coupling several sub-apertures of lower diameter. However, this method requires a very accurate control of the optical paths, especially the differential aberrations between the apertures (so-called cophasing operation). In this context, focal-plane sensing appears to be an advantageous solution with a very simple opto-mechanical setup. The phase retrieval and the phase diversity techniques (based respectively on the acquisition of one or at least two images aberrated with a known phase) are now commonly used with monolithic instruments; their applicability to the cophasing of phased-array systems have also been demonstrated in laboratory. However, these estimators are iterative and consequently potentially time-consuming. In this manuscript, we propose new algorithms which are well-suited for real-time cophasing on extended objects. We demonstrate that a quadratic criterion can be derived, which allows to express the solution under a simple analytical form. We also show that the expression of this new criterion can be obtained in the case of small phase perturbations considering a linear expression of the optical transfer function. The performance we obtained on simulated data demonstrates the possibility of using the analytic algorithms in a closed-loop system at low fluxes and restoring the observed object as well. Experimental validations of both iterative and analytic estimators for various projects confirm that the focal plane approach now can be used for the cophasing of complex phased-array systems., La Synthèse d'Ouverture Optique permet d'obtenir la résolution d'un instrument de grand diamètre en faisant interférer les faisceaux issus de plusieurs sous-pupilles de diamètre inférieur. Néanmoins, la difficulté principale de cette méthode réside dans le cophasage de l'instrument, c'est-à-dire dans la mesure puis la correction des aberrations différentielles présentes entre les pupilles. Dans ce contexte, les techniques de type plan focal présentent un avantage certain. Ainsi, le phase retrieval et la diversité de phase (basés respectivement sur l'acquisition d'une ou d'au moins deux images dans des conditions de phase différentes) sont aujourd'hui couramment employés avec des instruments monolithiques; leur applicabilité au cophasage de systèmes multipupilles a également été démontrée en laboratoire. Toutefois, ces estimateurs présentent l'inconvénient d'être itératifs donc potentiellement coûteux en temps de calcul. Nous nous proposons dans ce manuscrit de développer de nouveaux estimateurs de cophasage qui soient analytiques, permettant ainsi une estimation en temps-réel des aberrations sur objet étendu. Pour cela, nous démontrons qu'en exprimant le critère à minimiser sous forme quadratique nous aboutissons à une estimée simple de la phase recherchée. Nous montrons également que nous pouvons parvenir à l'expression de ce nouveau critère en considérant une approximation affine de la fonction de transfert optique. Les performances obtenues en simulation révèlent qu'il est possible de fermer une boucle de cophasage à faible flux et par la même occasion de restaurer l'objet observé dans un but d'imagerie. La mise en oeuvre expérimentale de l'ensemble des algorithmes (itératifs et analytiques) dans le cadre de différents projets permet d'affirmer que l'approche plan focal peut désormais être utilisée pour cophaser des systèmes multipupilles complexes.

The on-going revolution due to high angular resolution observations promises to unlock tightly-kept secrets of stellar astrophysics. Complementary polarization diagnostics at high angular resolution will open new opportunities by resolving local polarized features always averaged, and thus lost, in classical spectro-polarimetry. After describing the issue of chemically peculiar stars (Ap) observations, I develop a numerical tool with which I show how interferometric measurements improve the reconstruction of the abundance map and magnetic topology. Observations at GI2T validate this spectro-polarimetric mode on an interferometer. Nevertheless, a first attempt to obtain data on Ap stars failed due to technical and meteorological reasons.Aperture synthesis imaging is the natural extension of this differential methods. Yet, its application to Ap stars requires simultaneously high (u,v) coverage, high spectral resolution and eventually polarisation analysis. In the context of a spectro-imaging interferometer with a large number of telescopes (VITRUV proposition for the VLTI), I confirm the interest of planar optics by mean of VLTI observations. I study different combination concepts and compare there performances. Finally, I start the study of instrumental polarisation and asses the specifications for a polarimetric mode at VLTI., L'avènement des techniques de haute resolution angulaire revolutionne notre connaissance des objets stellaires. En particulier, les diagnostiques de polarisation couples l'interferometrie ouvrent de nouvelles perspectives, en resolvant les structures polarises generalement moyennees sur la surface et donc perdues en spectro-polarimetrie classique. Apres avoir rappele les enjeux de l'observation des etoiles chimiquement particulieres (Ap), je developpe un outil de simulation numerique, avec lequel je montre que l'introduction des mesures interferometriques marginalement rsolues ameliore la reconstruction des cartes d'abondance et de topologie magnetique. Des observations au GI2T valident ce mode spectro-polarimtrique sur un interferometre. Neanmoins, des problemes techniques m'ont empeche d'obtenir des donnees de qualite suffisante pour une exploitation sur les etoiles Ap.L'imagerie par synthese d'ouverture est le prolongement naturel de ces methodes differentielles. Cependant son application aux toiles Ap necessite simultanment une forte couverture du plan (u,v), une haute resolution spectrale et eventuellement une analyse de la polarisation. Dans ce contexte d'un interferometre spectro-imageur a grand nombre de telescopes (proposition VITRUV), je confirme l'interet de l'optique planaire par des observations au VLTI. J'etudie differents concepts de recombinaison et compare leurs performances. Enfin, j'ebauche l'analyse de la polarisation instrumentale et en deduit les specifications pour un mode polarimetrique au VLTI.

Recent progresses of optical interferometry, in terms of spatial resolution, sensitivity and precision of the measurements, made this technique particularly well suited to study the close environment of young stars which hold the keys of stellar and planet formation. As a matter of fact, the first interferometric observations have unveiled many essential informations on the physical nature of the surrounding structure of these objects. The AMBER instrument, the near infrared three beams recombiner of the Very Large Telescope Interferometer (VLTI), will, by pioneering the era of interferometric imaging with both very high spatial and spectral resolution, allow to move one step forward in the understanding of the physical processes governing these stars. This work is organized around the AMBER instrument. After summarizing the general principles of optical interferometry in presence of atmospheric turbulence, I show why introducing waveguides in the recombination scheme allows, by taking advantage of their properties of spatial filtering, to increase the precision and the robustness of the measurements. From this theoretical basis, I then develop the AMBER data reduction procedures, with stressing the innovative specificities of the interferometric signal processing. The algorithms have been tested and validated though simulations and then applied to the observation of the Herbig Be star MWC 297 in medium spectral resolution. This young star presents a strong emission line due to the atomic transition of the hydrogen $\mathrm(Br)\gamma$. The study confirms the existence of an accretion disk around the star and reveal the presence of an atmospherical envelope, twice as broad as the disk, where the atomic transitions of the hydrogen occurs. At last, I analyze in a theoretical framework the methods that investigate the astrophysical parameters of a source observed with single mode interferometers, such as model fitting and image reconstruction techniques. I particularly emphasize the issues that restrain the capacity of AMBER to image circumstellar environment of young stars., Les recents progres de l'interferometrie optique, en termes de resolution spatiale, de sensibilite et de precision des mesures, ont rendu cette technique particulierement bien adaptee a l'etude de l'environnement proche des etoiles jeunes, etoiles qui possedent en leur sein les cles de la formation stellaire et planetaire. De fait, les premieres observations interferometriques ont revele nombre d'informations essentielles sur la nature de la structure etendue entourant ces objets. L'instrument AMBER, le recombinateur proche infra-rouge 3 telescopes du Very Large Telescope Interferometer (VLTI), va, en inaugurant l'ere de l'imagerie interferometrique a tres haute resolution spatiale et spectrale, permettre de franchir une nouvelle etape dans la comprehension des processus physiques regissant ces etoiles. Cette these s'articule autour de l'instrument AMBER. Apres un resume des principes generaux de l'interferometrie optique en presence de turbulence atmospherique, je montre en quoi l'introduction de guides d'ondes dans le schema de recombinaison permet, en utilisant leurs proprietes de filtrage spatial, d'augmenter la precision et la robustesse des mesures. Partant de ces bases theoriques, je developpe ensuite les procedures de reduction de donnees AMBER,soulignant les points specifiques et novateurs concernant le traitement du signal interferometrique. Ces algorithmes ont ete testes et valides a partir de simulations, puis appliques aux mesures a moyenne resolution spectrale de l'etoile de Herbig Be MWC 297, qui presente une forte raie d'emission relative a la transition atomique de l'hydrogene Brackett gamma. Cette etude confirme l'existence d'un disque d'accretion autour de l'etoile et met en evidence la presence d'une enveloppe atmospherique deux fois plus etendue correspondant a la raie d'hydrogene. Enfin j'analyse dans un contexte theorique global, les methodes d'investigation des parametres astrophysiques d'une source observee avec un interferometre optique monomode, respectivement par ajustement de modeles et par reconstruction d'images. Je repertorie notamment les difficultes majeures limitant les capacites d'AMBER en tant qu'imageur de l'environnement circumstellaire des etoiles jeunes.

Dans les techniques de mesure industrielles, les méthodes optiques prennent de plus en plus d’importance, ceci est dû aux contrôles devant être effectués sur de nouveaux matériaux pour lesquels les méthodes classiques ne conviennent pas. La microscopie interférentielle numérique a donné une nouvelle impulsion à l’analyse des surfaces avec une résolution latérale micronique et une résolution longitudinale nanométrique. Ceci est utile pour l’analyse tridimensionnelle des défauts de surface dans beaucoup d’applications sur des matériaux massifs et épitaxiés. Maintenant il est possible d’effectuer un contrôle des matériaux sans contact et non destructif avec une grande résolution locale. Dans cet article nous présentons le dispositif complet de Nanoscopie qui a été réalisé, et utilisant une technique de microscopie interférentielle. Conférence Internationale sur les Systèmes de Télécommunication , d’Electronique Médicale et d’Automatique, CISTEMA’2003

It is nowadays widely accepted that low mass star formation initiated from a molecular cloud undergoes a phase where the central object is surrounded by a disc, in which planets may form later. The study of such a disc aims at the understanding of the evolutionary sequence of star formation and of planet formation. Radiative transfer in this disc is of high importance, for it is heated by viscous dissipation or stellar irradiation for instance. The production and transportation of thermal energy in this disc therefore conditions its chemical and physical properties inside. It has countless consequences in terms of structure. I shall present a study of the discs based on a deep analytical description of the radiative transfer and a delay of the numerical implementation. This method allows a better grasp on processes and physical conditions in these objects. I shall constrain model parameters and establish a new diagnosis combining the spectral energy distribution and the visibilities obtained with optical long-baseline interferometers. The former observable is a well known technique, and the latter new and promising: it provides information at the scale of one astronomical unit for the closest star forming regions. I shall start a generalisation of the analytical studies of the radiative transfer in stellar atmospheres, with two striking discrepancies: viscous heating occurs everywhere in the disc and the surface is illuminated by the star. I apply this formalism in a numerical simulation of a disc heated by viscosity alone. I then develop a simplified version of this transfer in a two-layer disc: the surface is heated by the interior and by the star, and the interior by viscosity and by the surface. This simplification allow to derive a simplified analytical description of the physical conditions in a disc heated by the two processes mentioned above. I shall tackle the interpretation of observations in the end. I shall of the possibilities brought by interferometry concerning marginally resolved objects, as most young star will be. I then shall present best fits of the two-layer models for low mass young stars already observed by interferometers., Il est actuellement admis que la formation des étoiles de faible masse à partir d'un nuage de gaz passe par une étape où l'objet central est entouré d'un disque de matière dans lequel les planètes peuvent ensuite se former. L'étude d'un tel disque a deux objectifs principaux : comprendre la séquence évolutive de formation stellaire et la formation des planètes. Le transfert radiatif dans cet objet revêt une importance primordiale : en raison du frottement visqueux ou de l'éclairement par l'étoile notamment, le disque est chauffé. Les processus de production et de propagation de l'énergie thermique dans ce disque en conditionnent ainsi les propriétés physico-chimiques, ce qui a de multiples conséquences sur sa structure. Je présente une étude de ces disques fondée sur une description analytique poussée du transfert radiatif, afin de retarder l'étape de mise en oeuvre numérique. Cette méthode possède l'avantage de permettre une meilleure compréhension des processus et des conditions physiques dans ces objets. Afin de contraindre les paramètres du modèle, j'ai choisi d'établir un diagnostic observationnel novateur sur la base de la distribution spectrale d'énergie, technique bien connue, et des visibilités obtenues en interférométrie optique à longue base, récentes et prometteuses car elles permettent d'obtenir des informations spatiales à l'échelle de l'unité astronomique pour les étoiles jeunes les plus proches. Je commence par une généralisation des approches analytiques du transfert dans les atmosphères stellaires, en reliant la température en tout point à la profondeur optique, avec deux différences notables : le chauffage visqueux a lieu sur l'ensemble du disque et la surface est éclairée par l'étoile. Ce formalisme est ensuite employé dans une simulation numérique de disque chauffé par la viscosité seule. Ensuite, j'élabore une version simplifiée du transfert dans un disque à deux couches : une surface chauffée par la couche interne et par l'étoile, et un intérieur chauffé par la viscosité et par la couche externe. Cette version permet d'obtenir des formules analytiques simplifiées décrivant les conditions physiques dans un disque présentant les deux sources de chauffage énoncées. Enfin, je m'attèle à l'interprétation des observations. Après une étude prospective concernant les possibilités ouvertes par l'interférométrie pour les objets marginalement résolus, je présente des ajustements du modèle à deux couches aux étoiles jeunes de faible masse déjà observées en interférométrie.

Président du jury: Claude Bertout Rapporteurs: Antonella Natta & Claude Bertout Co-directeur: Fabien Malbet Examinateurs: France Allard & Gerd Weigelt; It is nowadays widely accepted that low mass star formation initiated from a molecular cloud undergoes a phase where the central object is surrounded by a disc, in which planets may form later. The study of such a disc aims at the understanding of the evolutionary sequence of star formation and of planet formation. Radiative transfer in this disc is of high importance, for it is heated by viscous dissipation or stellar irradiation for instance. The production and transportation of thermal energy in this disc therefore conditions its chemical and physical properties inside. It has countless consequences in terms of structure. I shall present a study of the discs based on a deep analytical description of the radiative transfer and a delay of the numerical implementation. This method allows a better grasp on processes and physical conditions in these objects. I shall constrain model parameters and establish a new diagnosis combining the spectral energy distribution and the visibilities obtained with optical long-baseline interferometers. The former observable is a well known technique, and the latter new and promising: it provides information at the scale of one astronomical unit for the closest star forming regions. I shall start a generalisation of the analytical studies of the radiative transfer in stellar atmospheres, with two striking discrepancies: viscous heating occurs everywhere in the disc and the surface is illuminated by the star. I apply this formalism in a numerical simulation of a disc heated by viscosity alone. I then develop a simplified version of this transfer in a two-layer disc: the surface is heated by the interior and by the star, and the interior by viscosity and by the surface. This simplification allow to derive a simplified analytical description of the physical conditions in a disc heated by the two processes mentioned above. I shall tackle the interpretation of observations in the end. I shall of the possibilities brought by interferometry concerning marginally resolved objects, as most young star will be. I then shall present best fits of the two-layer models for low mass young stars already observed by interferometers.; Il est actuellement admis que la formation des étoiles de faible masse à partir d'un nuage de gaz passe par une étape où l'objet central est entouré d'un disque de matière dans lequel les planètes peuvent ensuite se former. L'étude d'un tel disque a deux objectifs principaux : comprendre la séquence évolutive de formation stellaire et la formation des planètes. Le transfert radiatif dans cet objet revêt une importance primordiale : en raison du frottement visqueux ou de l'éclairement par l'étoile notamment, le disque est chauffé. Les processus de production et de propagation de l'énergie thermique dans ce disque en conditionnent ainsi les propriétés physico-chimiques, ce qui a de multiples conséquences sur sa structure. Je présente une étude de ces disques fondée sur une description analytique poussée du transfert radiatif, afin de retarder l'étape de mise en oeuvre numérique. Cette méthode possède l'avantage de permettre une meilleure compréhension des processus et des conditions physiques dans ces objets. Afin de contraindre les paramètres du modèle, j'ai choisi d'établir un diagnostic observationnel novateur sur la base de la distribution spectrale d'énergie, technique bien connue, et des visibilités obtenues en interférométrie optique à longue base, récentes et prometteuses car elles permettent d'obtenir des informations spatiales à l'échelle de l'unité astronomique pour les étoiles jeunes les plus proches. Je commence par une généralisation des approches analytiques du transfert dans les atmosphères stellaires, en reliant la température en tout point à la profondeur optique, avec deux différences notables : le chauffage visqueux a lieu sur l'ensemble du disque et la surface est éclairée par l'étoile. Ce formalisme est ensuite employé dans une simulation numérique de disque chauffé par la viscosité seule. Ensuite, j'élabore une version simplifiée du transfert dans un disque à deux couches : une surface chauffée par la couche interne et par l'étoile, et un intérieur chauffé par la viscosité et par la couche externe. Cette version permet d'obtenir des formules analytiques simplifiées décrivant les conditions physiques dans un disque présentant les deux sources de chauffage énoncées. Enfin, je m'attèle à l'interprétation des observations. Après une étude prospective concernant les possibilités ouvertes par l'interférométrie pour les objets marginalement résolus, je présente des ajustements du modèle à deux couches aux étoiles jeunes de faible masse déjà observées en interférométrie.

Recent progress in sensitivity achieved by the new generation of optical long baseline interfero- meters (VLTI & Keck) allows new fields of astronomy to benefit from very high angular resolution observations at near infrared wavelength. Extragalactic astronomy, through active galactic nuclei observations, is one of those fields.As a preparation to coming active nuclei interferometric observations, I present a toolbox designed for the in- terpretation of the first data, knowing that their amount will stay small at the beginning whereas the observed objects are known to be complex. I will also present one of the two first observations of active nuclei : the Seyfert 2 nucleus NGC 1068 observed with MIDI, the newly commissioned 10 μm instrument of the VLTI. With the Seyfert 1 nucleus NGC 4151 by Keck interferometer, those two observations confirm the forecasted need of higher angular resolution to study the inner parts of the molecular torus found in active galactic nuclei. The broad line region will be one of the next components to be observed with an interferometer, provided that the extra angular resolution becomes available. In order to study the 3D structure of the region, I present an innovative tomographic technique based on reverberation mapping and interferometry : interferometric rever- beration.The ‘OHANA project (Optical Hawaiian Array for Nanoradion Astronomy) is the topic of the second part of this work as it will provide the extra angular resolution. The project also aims at demonstrating the use of single mode fibers in J, H and K bands to coherently combine adaptive corrected telescopes, already present on top of Mauna Kea, into a very sensitive and resolving interferometer. I present the preparatory phase of the project (Phase I) where the coupling between adaptive optics and single mode fibers is studied on CFHT, Gemini and Keck telescopes. Those tests allow me to confirm the sensitivity of the final instrument as well as to propose a diagnostic on the different adaptive optics systems. Then I present the ‘OHANA beam combiner that is about to be used in the demonstration phase (phase II). This combiner is based on a new concept where the two interferometric outputs of a single mode coaxial combination are combined in a multiaxial scheme in order to obtain a single output, with only one coupler. The interferogram is then temporally coded and the photometry spatially. I present the ongoing developments of pahse II, namely a gaussian beam delay line and 2×300 m long single mode fibers, in J, H and K bands, used for the coherent transport., Les progrès en sensibilité de la nouvelle génération d'interféromètres optiques (VLTI \& KECK) permettent à de nouveaux domaines de l'astronomie de bénéficier d'observations à très haute résolution angulaire dans le proche infrarouge. La physique extragalactique, à travers l'observation des noyaux actifs de galaxies, en est la principale bénéficiaire.En préparation des observations interférométriques de noyaux actifs, je présente une boîte à outil dont l'objectif est de permettre l'interprétation des premières données, dont la quantité sera dans un premier temps limitée face à la complexité des objets. Puis je présenterai l'une des deux premières observations interférométriques de noyaux actifs de galaxies, celle du noyau de Seyfert 2 NGC 1068 par l'instrument 10 um du VLTI. Avec celle du noyau de Seyfert 1 NGC 4151 par l'interféromètre du KECK, elles marquent les débuts de l'interférométrie extragalactique. Ces deux observations confirment le besoin pressentit en résolution angulaire supplémentaire pour étudier les parties internes du tore de poussière. C'est ainsi le cas de la région des raies larges pour laquelle je présente une technique innovante d'observation tomographique s'appuyant sur l'interférométrie et la cartographie par réverbération: la réverbération interférométrique.Le projet d'interféromètre OHANA (Optical Hawaiian Array for Nanoradian Astronomy), qui constitue le deuxième volet de cette thèse, a pour objectif de démontrer qu'il est possible de produire un interféromètre très sensible et très résolvant au sommet du Mauna Kea en utilisant des fibres optiques monomodes, dans les bandes J, H et K, pour le transport cohérent des faisceaux, des télescopes existants corrigés par optique adaptative, vers un laboratoire de recombinaison. Le présent ouvrage couvre la Phase I de ce projet qui prépare les premières démonstrations interférométriques avec une étude pratique du couplage entre les fibres monomodes et les optiques adaptatives des télescopes CFHT, KECK et GEMINI. Ces tests d'injection me donnent l'occasion d'estimer la sensibilité finale de l'interféromètre et de poser des diagnostiques sur les trois optiques adaptatives en question. Je présente également les particularités du recombinateur OHANA qui, en plus de servir pour la démonstration interférométrique de phase II, est basé sur un concept nouveau: une recombinaison multiaxiale des deux sorties monomodes d'une première recombinaison coaxiale permet d'obtenir une sortie unique en codant spatialement la photométrie. Je présente enfin les développements en vue des liaisons interférométriques entre les deux télescopes du KECK puis entre GEMINI et CFHT: une ligne à retard en faisceaux gaussiens et des fibres monomodes de 2 x 300 m pour les bandes J, H et K.

Recent progress in sensitivity achieved by the new generation of optical long baseline interfero- meters (VLTI & Keck) allows new fields of astronomy to benefit from very high angular resolution observations at near infrared wavelength. Extragalactic astronomy, through active galactic nuclei observations, is one of those fields.As a preparation to coming active nuclei interferometric observations, I present a toolbox designed for the in- terpretation of the first data, knowing that their amount will stay small at the beginning whereas the observed objects are known to be complex. I will also present one of the two first observations of active nuclei : the Seyfert 2 nucleus NGC 1068 observed with MIDI, the newly commissioned 10 μm instrument of the VLTI. With the Seyfert 1 nucleus NGC 4151 by Keck interferometer, those two observations confirm the forecasted need of higher angular resolution to study the inner parts of the molecular torus found in active galactic nuclei. The broad line region will be one of the next components to be observed with an interferometer, provided that the extra angular resolution becomes available. In order to study the 3D structure of the region, I present an innovative tomographic technique based on reverberation mapping and interferometry : interferometric rever- beration.The ‘OHANA project (Optical Hawaiian Array for Nanoradion Astronomy) is the topic of the second part of this work as it will provide the extra angular resolution. The project also aims at demonstrating the use of single mode fibers in J, H and K bands to coherently combine adaptive corrected telescopes, already present on top of Mauna Kea, into a very sensitive and resolving interferometer. I present the preparatory phase of the project (Phase I) where the coupling between adaptive optics and single mode fibers is studied on CFHT, Gemini and Keck telescopes. Those tests allow me to confirm the sensitivity of the final instrument as well as to propose a diagnostic on the different adaptive optics systems. Then I present the ‘OHANA beam combiner that is about to be used in the demonstration phase (phase II). This combiner is based on a new concept where the two interferometric outputs of a single mode coaxial combination are combined in a multiaxial scheme in order to obtain a single output, with only one coupler. The interferogram is then temporally coded and the photometry spatially. I present the ongoing developments of pahse II, namely a gaussian beam delay line and 2×300 m long single mode fibers, in J, H and K bands, used for the coherent transport., Les progrès en sensibilité de la nouvelle génération d'interféromètres optiques (VLTI \& KECK) permettent à de nouveaux domaines de l'astronomie de bénéficier d'observations à très haute résolution angulaire dans le proche infrarouge. La physique extragalactique, à travers l'observation des noyaux actifs de galaxies, en est la principale bénéficiaire.En préparation des observations interférométriques de noyaux actifs, je présente une boîte à outil dont l'objectif est de permettre l'interprétation des premières données, dont la quantité sera dans un premier temps limitée face à la complexité des objets. Puis je présenterai l'une des deux premières observations interférométriques de noyaux actifs de galaxies, celle du noyau de Seyfert 2 NGC 1068 par l'instrument 10 um du VLTI. Avec celle du noyau de Seyfert 1 NGC 4151 par l'interféromètre du KECK, elles marquent les débuts de l'interférométrie extragalactique. Ces deux observations confirment le besoin pressentit en résolution angulaire supplémentaire pour étudier les parties internes du tore de poussière. C'est ainsi le cas de la région des raies larges pour laquelle je présente une technique innovante d'observation tomographique s'appuyant sur l'interférométrie et la cartographie par réverbération: la réverbération interférométrique.Le projet d'interféromètre OHANA (Optical Hawaiian Array for Nanoradian Astronomy), qui constitue le deuxième volet de cette thèse, a pour objectif de démontrer qu'il est possible de produire un interféromètre très sensible et très résolvant au sommet du Mauna Kea en utilisant des fibres optiques monomodes, dans les bandes J, H et K, pour le transport cohérent des faisceaux, des télescopes existants corrigés par optique adaptative, vers un laboratoire de recombinaison. Le présent ouvrage couvre la Phase I de ce projet qui prépare les premières démonstrations interférométriques avec une étude pratique du couplage entre les fibres monomodes et les optiques adaptatives des télescopes CFHT, KECK et GEMINI. Ces tests d'injection me donnent l'occasion d'estimer la sensibilité finale de l'interféromètre et de poser des diagnostiques sur les trois optiques adaptatives en question. Je présente également les particularités du recombinateur OHANA qui, en plus de servir pour la démonstration interférométrique de phase II, est basé sur un concept nouveau: une recombinaison multiaxiale des deux sorties monomodes d'une première recombinaison coaxiale permet d'obtenir une sortie unique en codant spatialement la photométrie. Je présente enfin les développements en vue des liaisons interférométriques entre les deux télescopes du KECK puis entre GEMINI et CFHT: une ligne à retard en faisceaux gaussiens et des fibres monomodes de 2 x 300 m pour les bandes J, H et K.

The study of circumstellar environments of Main Sequence stars concerns most of stars; it is moreover closely related to the studies of star and planetary system formation. However, the faintness of these circumstellar media makes the observations very difficult. Therefore, they require a very high sensitivity, together with high angular resolution. On the one hand, l have studied the applicability and the efficiency of some observational techniques for this study. In particular, this led me to discuss the theoretical and actual capabilities of stellar coronography coupIed with adaptive optics, and that of infrared and optical interferometry. On the other hand, l have participated in the study of circumstellar environments with new observations. First, the spectroscopy allowed to improve the analysis of the gazeous component of the disk around beta Pictoris. Secondly, l tried to image the light scattered by the dust around this star and around other candidates, in coronography with adaptive optics. Finally, the observations are interpreted to improve our knowledge of the circumstellar matter distribution, together with its chemical and physical properties. This information is compared to other recent results, and considered in the frame of the evolution from the remnants of the protostellar nebula to the observed system., L'étude de l'environnement circumstellaire des étoiles de la Séquence Principale concerne la plus grande partie des étoiles ;elle est en outre étroitement liée aux études connexes de la formation des étoiles et des systèmes planétaires. Cependant, l'approche observationnelle est rendue difficile par la très faible luminosité des milieux circumstellaires. Elle requiert donc une grande sensibilité ainsi qu'une haute résolution spatiale. D'une part, j'ai étudié l'applicabilité et l'efficacité de certains moyens observationnels pour cette étude. Cela m'a conduit en particulier à discuter les possibilités théoriques et réelles de la coronographie stellaire associée à l'optique adaptative, ainsi que celles de l'interférométrie optique et infrarouge. D'autre part, j'ai poursuivi l'étude d'environnements circumstellaires par de nouvelles observations. La spectroscopie tout d'abord a permis d'approfondir l'analyse de la composante circumstellaire gazeuse du prototype Beta Pictoris. En imagerie ensuite, à l'aide de la technique de coronographie avec optique adaptative, j'ai cherché à détecter la lumière diffusée par la poussière autour de cette étoile et d'autres candidats. Enfin, les observations sont interprétées pour améliorer notre connaissance de la distribution de matériau circumstellaire, ainsi que ses propriétés physiques et chimiques. Ces informations sont alors comparées à d'autres résultats récents, et placées dans une perspective évolutive sur les échelles de temps caractéristiques du système, à partir des résidus de nébuleuse proto-planétaire.

Le sujet de ce mémoire est l'étude d'un interféromètre de Fizeau a décalage de phase pour la mesure de surfaces planes et sphériques a des précisions nanométriques. Nous avons recensé et étudié les sources de limitation et recherche les conditions ou les solutions rendant leur contribution inférieure a un millième de longueur d'onde en valeur crête à crête (la longueur d'onde est égale a 632,8 nanomètres). Six sources potentielles d'erreurs ont été examinées: la source laser, la détection, l'élément qui crée le déphasage, le diffuseur mobile du système d'imagerie, les aberrations géométriques des composants optiques et la nature même des interférences. Nous avons optimise la configuration interférométrique. De nouveaux algorithmes ont été développes. Ils sont basés sur des méthodes des moindres carres non linéaires. Ces algorithmes sont auto calibrés mais demandent beaucoup de temps de calcul. Pour obtenir des resultats rapidement, nous avons complete nos techniques de depouillement par une méthode basée sur une correction a posteriori de la formule de carre. La validation a montré les performances de l'instrument. Avec les méthodes basées sur les moindres carrés, les mesures de bruit ont montre que les fluctuations aléatoires sont de l'ordre de 0,21 nanomètres rms ; les erreurs systématiques ont une contribution inférieure a 1,8 nanomètres crête à crête. La cale piézo-électrique qui réalise le déphasage, et le bruit de la détection, sont en fait les principales sources de limitation. La correction des défauts de positionnement de la cale piézo-électrique a été essayée sur l'algorithme de carre et sa post correction ; les résultats indiquent une exactitude meilleure que 1 nanomètre crête à crête. L'interféromètre de Fizeau a décalage de phase a été applique a l'étalonnage absolu de surfaces planes. Une méthode basée sur des combinaisons de translations et de rotations d'une des surfaces par rapport a l'autre, a été présentée. Cette méthode a été utilisée pour la mesure d'une surface plane en silice.

Le sujet de ce mémoire est l'étude d'un interféromètre de Fizeau a décalage de phase pour la mesure de surfaces planes et sphériques a des précisions nanométriques. Nous avons recensé et étudié les sources de limitation et recherche les conditions ou les solutions rendant leur contribution inférieure a un millième de longueur d'onde en valeur crête à crête (la longueur d'onde est égale a 632,8 nanomètres). Six sources potentielles d'erreurs ont été examinées: la source laser, la détection, l'élément qui crée le déphasage, le diffuseur mobile du système d'imagerie, les aberrations géométriques des composants optiques et la nature même des interférences. Nous avons optimise la configuration interférométrique. De nouveaux algorithmes ont été développes. Ils sont basés sur des méthodes des moindres carres non linéaires. Ces algorithmes sont auto calibrés mais demandent beaucoup de temps de calcul. Pour obtenir des resultats rapidement, nous avons complete nos techniques de depouillement par une méthode basée sur une correction a posteriori de la formule de carre. La validation a montré les performances de l'instrument. Avec les méthodes basées sur les moindres carrés, les mesures de bruit ont montre que les fluctuations aléatoires sont de l'ordre de 0,21 nanomètres rms ; les erreurs systématiques ont une contribution inférieure a 1,8 nanomètres crête à crête. La cale piézo-électrique qui réalise le déphasage, et le bruit de la détection, sont en fait les principales sources de limitation. La correction des défauts de positionnement de la cale piézo-électrique a été essayée sur l'algorithme de carre et sa post correction ; les résultats indiquent une exactitude meilleure que 1 nanomètre crête à crête. L'interféromètre de Fizeau a décalage de phase a été applique a l'étalonnage absolu de surfaces planes. Une méthode basée sur des combinaisons de translations et de rotations d'une des surfaces par rapport a l'autre, a été présentée. Cette méthode a été utilisée pour la mesure d'une surface plane en silice.