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Cette thèse présente les avancées dans l'étude des étoiles naines blanches magnétiques. L'étude des étoiles naines blanches en général, le state final d'évolution de près de 95% des étoiles de notre galaxie, permet d'obtenir de l'information cruciale sur leurs progéniteurs. Se pencher sur les propriétés des champs magnétiques des étoiles naines blanches par opposition à celles de leur progéniteur, beaucoup plus difficiles à observer en partie à cause de la faible intensité du champ, est bien plus réalisable. Plusieurs hypothèses ont été formulées afin de décrire l'origine et l'évolution de ces objets atypiques. Que les champs soient d'origine fossile suite à l'évolution d'une étoile isolée et conservation du flux magnétique, ou créés lors de la rotation rapide de la fusion de deux étoiles, il nous faut bien comprendre leur résultat, les naines blanches magnétiques, avant de pouvoir retracer leur évolution. Toutefois, les modèles de naines blanches magnétiques d'aujourd'hui reposent sur un nombre d'approximation, qui ne sont valides jusqu'à une relativement faible intensité de champ. Ceci a été la motivation derrière ce projet de doctorat. Nous avons implémenté un traitement des raies d'absorption utilisant le calcul des énergies de transition de l'atome d'hydrogène et d'hélium sous champs magnétiques arbitraires. Ces calculs, fournis par le groupe de l'université de Tübingen en Allemagne, ont utilisé une approche numérique à la résolution de l'Hamiltonien de l'atome d'hydrogène et d'hélium en présence d'un champ magnétique d'intensité arbitraire. Cet ajout aux modèles d'atmosphères permet de modéliser la position et l'intensité des raies d'absorption dans le spectre des étoiles. Une procédure de discrétisation de la surface visible de l'étoile nous permet de modéliser des champs magnétiques avec une géométrie arbitraire, tel qu'un dipôle décentré et incliné par rapport à l'observateur. Ces nouveaux outils ont été utilisés afin d'étudier en premier lieu un ensemble des naines blanches magnétiques avec une atmosphère riche en hydrogène. De ces résultats, nous avons déterminé une distribution de masse de ces étoiles, avec une masse moyenne significativement plus élevée que leurs homologues non-magnétiques, tels qu'attendu par les théories d'évolution binaires. Les informations extraites des différentes caractéristiques des distributions obtenues suite à cette analyse ne nous permettent cependant pas de favoriser une hypothèse d'évolution plutôt qu'une autre. Suite à ceci, celles avec une atmosphère riche en hélium ont été les prochaines à être analysées. Nous avons ainsi déterminé rigoureusement, pour la première fois, les paramètres magnétiques de ces étoiles riches en hélium., This thesis presents advances in the study of magnetic white dwarf stars. The study of white dwarf stars in general, the final state of evolution of nearly 95% of the stars in our galaxy, provides crucial information about their progenitors. It is much more feasible to study the magnetic field properties of white dwarf stars as opposed to their progenitor stars, which are much more difficult to observe in part because of the weak field strength. Several hypotheses have been formulated to describe the origin and evolution of these atypical objects. Whether the fields are of fossil origin following the evolution of an isolated star and conservation of magnetic flux, or created during the rapid rotation of the merger of two stars, we need to understand their result, the magnetic white dwarfs, before we can trace their evolution. However, today's models of magnetic white dwarfs rely on a number of approximations, which are only valid up to relatively low field strengths. This was the motivation behind this doctoral thesis. We have implemented a treatment of the absorption lines using the calculation of the transition energies of the hydrogen and helium atom under arbitrary magnetic fields. These calculations, provided by the group of the University of Tubingen in Germany, used a numerical approach to the resolution of the Hamiltonian of the hydrogen and helium atom in the presence of a magnetic field of arbitrary intensity. This addition to atmospheric models allows to model the position and intensity of absorption lines in the spectrum of stars. A discretization procedure of the visible surface of the star allows us to model magnetic fields with an arbitrary geometry, such as an offset and inclined dipole. These new tools have been used to study first a set of magnetic white dwarfs with a hydrogen-rich atmosphere. From these results, we have determined a mass distribution of these stars, with an average mass significantly higher than their non-magnetic counterparts, as expected by the binary evolution theories. The information extracted from the different characteristics of the distributions obtained from this analysis does not however allow us to favor one evolutionary hypothesis over another. Following this, those with a helium rich atmosphere were the next to be analyzed. We have thus determined rigorously, for the first time, the magnetic parameters of these helium-rich stars.

The optimisation of lighting installations is a priority issue for the adaptation of road infrastructures and urban areas to climate change. Optimised lighting must make it possible to reconcile the imperatives of energy sobriety (control of electricity consumption) and the reduction of light pollution (halo, glare, impact of light on biodiversity). It must also meet the real needs of users (visibility, safety, visual comfort) by integrating the mix of uses (walking, cycling, motorised vehicles) and the associated differences in visual perception.European standards and the recommendations of the International Commission on Illumination provide a set of methodological tools for designing a lighting installation and evaluating its performance. In terms of satisfying human visual needs, the luminances present in the field of view are at the heart of this optimisation issue. The colours of surfaces or objects in the road scene can also contribute to the visual information of users. However, the performance of photometric (luminance) and colorimetric (chrominance) measurements under road lighting remains a confidential exercise. The material and operational constraints are relatively strong and practices tend to neglect the real performance of installations in terms of visual service rendered.To overcome this lack of knowledge, an HDR imaging system has been developed to carry out photometric and colorimetric measurements under dynamic conditions. It is based on the combination of four cameras calibrated in luminance and colour. The imaging system can be installed in a moving vehicle. The problem of image matching and HDR fusion has been addressed by using techniques borrowed from stereoscopy. The traditional methodology for characterising lighting performance was adapted to automatically position the standard measurement grid in images and thus carry out standard calculations of mean luminance and luminance uniformities, in the context of public lighting and tunnel lighting. The availability of HDR images has also allowed us to look at disability glare (Threshold Increment measurements) which is never assessed in real life.The system was then used to demonstrate the fundamental role of the actual optical properties of pavement surfaces in the optimisation of lighting installations. This led to the development of a new method of measuring these properties by imaging and investing it in the design of an adaptive lighting system. It was also used to study the influence of road observation geometry on the quality criteria of a lighting installation, in order to better consider the different types of users. Finally, new methodological tools and exploratory work were discussed in order to position visual performance as a preferred lever for reducing road lighting requirements; L’optimisation des installations d’éclairage est un enjeu prioritaire d’adaptation des infrastructures routières et des territoires urbains au changement climatique. Un éclairage optimisé doit permettre de concilier les impératifs de sobriété énergétique (maîtrise des consommations d’électricité) et de réduction des nuisances lumineuses (halo, éblouissement, impact de la lumière sur la biodiversité). Il doit aussi satisfaire les besoins réels des usagers (visibilité, sécurité, confort visuel) en intégrant la mixité des usages (marche, vélo, véhicule motorisé) et les différences de perception visuelle associées. La normalisation européenne et les recommandations de la Commission Internationale de l’Éclairage fournissent un ensemble d’outils méthodologiques pour concevoir une installation d’éclairage et évaluer ses performances. S’agissant de satisfaire des besoins visuels humains, les luminances présentes dans le champ de vision sont au cœur de cette problématique d’optimisation. Les couleurs des surfaces ou des objets de la scène routière peuvent aussi contribuer à la prise d’informations visuelles des usagers. Mais la réalisation de mesures photométriques (luminance) et colorimétriques (chrominance) sous éclairage routier reste un exercice confidentiel. Les contraintes matérielles et opérationnelles sont relativement fortes et les pratiques tendent à négliger les performances réelles des installations en matière de service visuel rendu.Pour pallier ce manque de connaissances, il a été développé un système d’imagerie HDR permettant de réaliser des mesures photométriques et colorimétriques dans des conditions dynamiques. Il repose sur l’association de quatre caméras étalonnées en luminance et en couleur. Le système d’imagerie peut être installé à bord d’un véhicule en mouvement. La problématique d’appariement d’images et de fusion HDR a été abordée en mobilisant des techniques empruntées à la stéréoscopie. La méthodologie traditionnelle de caractérisation des performances de l’éclairage a été adaptée afin de positionner automatiquement le maillage de mesures standard dans des images et ainsi réaliser les calculs normalisés de luminance moyenne et d’uniformités des luminances, dans le contexte de l’éclairage public et de l’éclairage en tunnel. Le fait de disposer d’images HDR a également permis de s’intéresser à l’éblouissement d’incapacité (mesures du Threshold Increment) qui n’est jamais évalué sur site réel. Le système a ensuite été utilisé pour démontrer le rôle fondamental des propriétés optiques réelles des revêtements de chaussée dans l’optimisation des installations d’éclairage. Cela a conduit à développer une nouvelle méthode de mesure de ces propriétés par imagerie et à l’investir dans la conception d’un système d’éclairage adaptatif. Il a également servi à étudier l’influence de la géométrie d’observation de la route sur les critères de qualité d’une installation d’éclairage, pour mieux considérer les différents types d’usagers. Enfin, de nouveaux outils méthodologiques et des travaux exploratoires ont été discutés afin de positionner la performance visuelle comme un levier privilégié de réduction des besoins de lumière nocturne

The Universe, originally homogeneous and isotropic according to the observation of Cosmic Microwave Background, became structured over time. Small matter overdensities, mainly dark matter, have grown through gravitational collapse. This collapse, applied to baryonic matter, triggers the formation of stars, galaxies and ever galaxy clusters. However, the structures formation, especially the massive galaxy clusters formation, is a long process. Intermediate objects, called galaxy protoclusters, precede galaxy clusters. These are the progenitors at high redshift (z) of today’s clusters at z = 0. These objects are relevant astrophysical laboratories for studying cluster evolution scenarios, for understanding the environment impact on the galaxy evolution and possibly providing cosmological constraints.These galaxy protoclusters are large and faint structures, thus difficult to detect. There are several complementary selections to observe and study them. Among these selections, is the Planck high-z candidate catalogue (PHz). This sample of protocluster candidates is based on Planck and Herschel observations showing overdensities of star-forming galaxies associated with strong infrared (IR) and submillimetre flux.One of the most promising candidates from PHz is PLCK G256.8-33.2 (G256). It indeed contains two Herschel sources with a strong IR luminosity of about 10¹³ Solar luminosities, and a high star formation rate of about 10³ Solar masses per year for each source. At the same location there is an overdensity of red Spitzer sources, corresponding to galaxies between z = 1.3 and z = 3. This area containing both Heschel sources and the Spitzer overdensity is called the area of interest (AoI). The purpose of this thesis is therefore to determine whether there is a protocluster of galaxies in this AoI. To answer this question, visible and near-infrared observations taken at the VLT with VIMOS and HAWK-I and taken with IRAC/Spitzer are used.These observations are used to produce a catalogue of multi-wavelength galaxies, made up of flux densities measured in seven photometric bands: V, R, I, J, Ks, ch1 and ch2. With these fluxes it is possible to estimate the photometric redshift of galaxies by applying the SED fitting method. The obtained results show an overdensity on the AoI of galaxies at z = 1.3 and probably at z = 2. The potential galaxy members of the protocluster candidate are then selection among those present in this AoI. A total of 56 galaxies between z = 1 and z 2.5 are selected on the AoI.From a colour analysis it is found that most of the galaxy members are active with a high star formation rate, which is supported by the absence of a red sequence in colour-magnitude diagrams. This result is consistent with the initial PHz selection. Thus, the source G256 shows a significant overdensity of active galaxies in the AoI at z = 1.3. It would therefore appear to be a late maturing galaxy protocluster.However, questions are still open about some of the properties of G256. To go further in the analysis, it would be necessary to obtain the spectra of the 56 selected galaxy members in IR with the VLT, or in the millimetre range with ALMA.The Euclid satellite, which will be launched in 2023, will observe about 15000 deg² of the sky. This survey will be an opportunity to detect new structures such as galaxy protoclusters. Part of this thesis focuses on the detectability of G256-like structures with Euclid. The study shows that if the galaxies will be well detected, it will be necessary to develop a detection algorithm specific to galaxy protoclusters.; L’Univers, à l’origine homogène et isotrope d’après l’observation du Fond Diffus Cosmologique, s’est structuré au fil du temps. De petites surdensités de matière, principalement de la matière noire, se sont développées par effondrement gravitationnel. Cet effondrement, appliqué à la matière baryonique, provoque la formation d’étoiles, de galaxies et même d’amas de galaxies. Cependant, la formation des structures, en particulier celle des amas de galaxies massifs, un est long processus. Des objets intermédiaires, appelés protoamas de galaxies, précèdent les amas de galaxies. Il s’agit des progéniteurs à grand redshift (z) des amas d’aujourd’hui à z = 0. Ces objets sont des laboratoires astrophysiques pertinents pour étudier les scénarios d’évolution des amas, comprendre le rôle de l’environnement dans l’évolution des galaxies et potentiellement donner des contraintes cosmologiques.Ces protoamas sont des structures larges et peu lumineuses, ce qui rend leur détection difficile. Il existe différentes sélections complémentaires afin de les observer et de les étudier. Parmi ces sélections, il y a le Planck high-z candidate catalogue (PHz). Cet échantillon de candidats protoamas est obtenu à partir des observations Planck et Herschel montrant des concentrations de galaxies formant beaucoup d’étoiles associées à un fort flux infrarouge (IR) et submillimétrique.L’un des candidats les plus prometteurs de PHz est PLCK G256.8-33.2 (G256). En effet, il contient deux sources Herschel dont la luminosité IR est d’environ 10¹³ luminosités solaires, et le taux de formation d’étoiles élevé de l’ordre de 10³ masses solaires par an chacune. Au même endroit se trouve une surdensité de sources rouges Spitzer, correspondant à des galaxies situées entre z = 1.3 et z = 3. Cette zone contenant simultanément ces deux sources Herschel et la surdensité Spitzer est appelée zone d’intérêt (AoI). L’objectif de cette thèse est donc de déterminer s’il y a un protoamas de galaxies sur cette AoI. Afin de répondre à cette question des observations en visible et en proche-infrarouge prises au VLT avec VIMOS et HAWK-I et prises avec IRAC/Spitzer sont utilisées.Ces observations permettent de construire un catalogue de galaxies multi-longueur d’onde, constitué de densités surfaciques de flux mesurées dans sept bandes photométriques : V, R, I, J, Ks, ch1 et ch2. Avec ces flux il est possible d’estimer le redshift photométrique des galaxies en appliquant la méthode du SED fitting. Les résultats obtenus montrent une surdensité sur l’AoI de galaxies à z = 1.3 et probablement à z = 2. Les potentielles galaxies membres du candidat protoamas sont alors sélectionnées parmi celles présentes sur cette AoI. Au total 56 galaxies entre z = 1 et z = 2.5 sont retenues sur l’AoI.Avec une analyse en couleur il est établi que la majorité des galaxies membres sont actives avec un fort taux de formation d’étoiles, ce qui est conforté avec l’absence d’une séquence rouge dans les diagrammes couleur-magnitude. Ce résultat est compatible avec la sélection initiale PHz. Ainsi la source G256 montre une surdensité significative sur l’AoI de galaxies actives à z = 1.3. Il est probable qu’il s’agisse d’un protoamas en cours de maturation tardive.Cependant des questions restent en suspens quant à certaines propriétés de G256. Pour aller plus loin dans l’analyse, il serait nécessaire d’obtenir les spectres des 56 galaxies membres en IR avec le VLT, ou dans le millimétrique avec ALMA.Le satellite Euclid, qui sera lancé en 2023, observera environs 15000 deg² du ciel. Ce relevé sera l’occasion de détecter de nouvelles structures comme des protoamas de galaxies. Une partie de cette thèse porte sur la détectabilité des structures similaires à G256 avec Euclid. L’étude montre que si les galaxies seront bien détectées, il sera nécessaire de développer un algorithme de détection propre aux protoamas de galaxies.

Neutron stars and stellar mass black holes are the remnants of massive stars, caused by the gravitational collapse taking place at the end of their nuclear fusion based life cycles. They can be found gravitationally isolated or in binary systems, forming binary neutron stars (BNS), neutron star-black holes (NSBH) and binary black holes (BBH). In the latter case, when the compact objects orbit each other, the system is loosing angular momentum by emission of gravitational waves (GW). Thus the orbital separation shrinks over time and, if the initial separation is not too high, it might lead to a merger during the Universe lifetime. The amplitude of the GWs increases with the approach of the coalescence time, making them detectable by the GW interferometers Advanced LIGO and Advanced Virgo. If in addition, at least one of the binary components is a neutron star, a relativistic beamed high energy electromagnetic (EM) emission, called short gamma ray burst (GRB), activated by the infalling matter into the accretion disc surrounding the newly born black hole, is expected in the seconds following or preceding the merger. A more isotropic radiation in both the optical and near infrared spectrum, called kilonova and powered by the radioactive decay of the synthesized r-process heavy elements, is emitted on days timescale. Finally the short GRB afterglows spanning a wide energy spectrum going from X-rays to radio wavelengths might be detectable on timescales varying from hours to months. GW170817 was a remarkable astrophysical event, showing clear evidence for all these GW/EM signatures. Moreover, theoretical work predict the existence of some other signals emitted by these violent phenomena such as the emission of neutrinos or gamma-ray burst precursors. In this thesis, several procedures whose aim is to increase the chances of detecting some GW/EM signals linked to a compact binary merger are presented. We propose a statistical method for the detection of the association between the prompt GRB emission, identifiable in the Fermi-GBM data, and the GW trigger, reported by Advanced LIGO and/or Advanced Virgo. The idea behind it is to take advantage of the low coincident rate of backgrounds in two distinct detectors. We also introduce a tool aimed to search for a modulated gamma-ray signal detectable by the Fermi-GBM scintillators, prior to a GW event identified by the Advanced interferometers. Whereas the emissions of gamma-ray radiation and GWs are expected to be almost simultaneous, the kilonova counterpart follows the merger, can last for days and is tracked most of the time by the terrestrial telescopes. We propose here two methods aiming to help the EM observers community in trying to detect kilonovae. Firstly, we suggest the use of a machine learning based algorithm in order to distinguish between photometric lightcurves attributed to the desired kilonovae, the dominating background supernovae and other background optical transients. Secondly, GW low-latency based kilonovae photometric lightcurves are proposed with delays of the order of minutes. The near future will be characterized by a plethora of signals of different natures, making the data interpretation very challenging. In this exciting world, there will be place only for the most efficient data analysis. methods.; Les étoiles à neutrons et les trous noirs stellaires sont créés par l’effondrement gravitationnel qui survient à la fin des cycles de fusion nucléaire ayant lieu au sein des étoiles massives. Ils se trouvent soit isolés gravitationnellement soit en systèmes binaires, formant des binaires d’étoiles à neutrons (BNS), des systèmes trou noir - étoile à neutrons (NSBH) et des trous noirs binaires (BBH). Dans le dernier cas, lorsque les objets compacts sont en orbite l’un autour de l’autre, le système perd du moment cinétique par émission d’ondes gravitationnelles (GW). Ainsi la séparation diminue au cours du temps et, si la séparation initiale n’était pas trop grande, ceci pourrait conduire à une fusion durant l’âge de l’Univers. L’amplitude des GWs augmente avec l’approche du temps de la fusion, les rendant détectables par les interféromètres à GWs Advanced LIGO et Advanced Virgo. Si en plus, au moins un des membres de la binaires est une étoile à neutrons, une émission électromagnétique (EM) à haute énergie sous la forme d’un jet relativiste, appelé sursaut gamma court (GRB), activé par la chute de matière dans le disc d’accrétion entourant le trou noir nouvellement né, est attendue dans les secondes suivant ou précédant la fusion. Une radiation plus isotrope dans le spectre optique et infrarouge proche, appelée kilonova et alimentée par la désintégration radioactive des éléments lourds synthétisés lors du processus r, est émise à l’échelle des jours. Enfin, les contrecoups (afterglows) des GRBs courts, couvrant une large portion du spectre d’énergie allant des rayons X aux ondes radio, pourraient être détectés sur des échelles variant d’heures aux mois. GW170817 a été un événement astrophysique remarquable, montrant clairement l’existence de toutes ces signatures de GW/EM. En outre, des travaux théoriques prédisent également l’existence d’autres signaux lors de ces phénomènes violents, tels que l’émission des neutrinos et les précurseurs des GRBs. Dans cette thèse, plusieurs procédures sont présentées, dont le but est d’augmenter les chances de la détection de certains signaux de GW/EM, liés à la fusion d’une binaire compacte. On propose une méthode statistique pour la détection de l’association entre l’émission rapide du GRB, identifiable dans les données de Fermi-GBM, et le trigger de GW, rapporté par Advanced LIGO et/ou Advanced Virgo. L’idée derrière cela est de tirer profit de l’avantage du faible taux de coïncidence des bruits présents dans deux détecteurs distincts. On introduit aussi un outil destiné à la recherche d’un signal gamma modulé, détectable par les scintillateurs de Fermi-GBM, antérieurement à l’identification de l’événement de GW, par les interféromètres de seconde génération. Tandis que les émissions de rayonnement gamma et GWs devraient ếtre presque simultanées, la contrepartie kilonova est postérieure à la fusion, peut durer des jours et, la plupart du temps, est détectée par les télescopes terrestres. On propose ici deux méthodes visant à aider la communauté d’observateurs de EM, dans son but de détecter des kilonovas. D’abord on suggère l’utilisation d’un algorithme à base d’apprentissage automatique pour distinguer parmi des courbes de lumière photométriques attribuées aux kilonovas ciblées, aux supernovas dominant la liste de candidats et aux autres transients optiques non désirés. En second lieu, des courbes de lumière photométriques, pour des kilonovas, sont proposées, avec des délais de l’ordre des minutes, à partir des données de GWs, de faible latence. Le futur proche sera caractérisé par une multitude de signaux de natures différentes, rendant l’interprétation des données très difficile. Dans ce monde passionnant, il n’y aura de place que pour les méthodes d’analyse de données les plus efficaces.

La majorité des exoplanètes connues à ce jour ont été découvertes par la méthode du transit, qui infère indirectement l’existence de tels objets, si l’alignement le permet, en mesurant la baisse temporaire et répétée de la brillance d’une étoile lors du passage d’une exoplanète devant celle-ci. La recherche de biosignatures, donc de vie, dans l’atmosphère d’une exoplanète est désormais le principal objectif dans ce domaine d’études, et pour maintes raisons, celles de taille de moins d’approximativement deux rayons terrestres autour d’étoiles naines rouges sont particulièrement convoitées. Afin de connaître davantage de tels systèmes dans le voisinage solaire et dans toutes les régions du ciel, le Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) fut lancé en avril 2018. Le grand échantillonnage de 21'' par pixel des caméras à bord de TESS résulte fréquemment à une contamination des données des étoiles d’intérêt montrant un signal prometteur de transit, par le flux d’autres étoiles à proximité. Lorsque l’une de ces sources contaminantes est une étoile binaire à éclipses, phénomène astrophysique pouvant mimer un transit, la détection constitue très souvent un événement faux positif. Ainsi, de nouvelles observations photométriques et spectroscopiques sont généralement requises pour identifier les véritables exoplanètes. Ce mémoire présente les résultats du suivi photométrique de neuf candidates exoplanètes identifiées par TESS à l’Observatoire du Mont-Mégantic avec la caméra Planètes Extra-Solaires en Transit et Occultations (PESTO). Une routine d’ajustement de courbe de transit développée durant cette maîtrise procure une estimation de certains paramètres physiques (rayons, demi-grand axe et inclinaison) des candidates. Parmi celles-ci, TOI 1452.01 ressort du lot, car cette probable exoplanète d’environ deux rayons terrestres orbite dans la zone habitable de son hôte naine rouge, c’est-à-dire à une distance permettant la présence d’eau liquide à sa surface., The majority of the exoplanets known to date have been discovered using the transit method, which indirectly infers the existence of such objects by measuring a temporary and repeated drop in the brightness of a star when, for the right alignement, an exoplanet passes in front of it. The search for biosignatures, thus life, in an exoplanet atmosphere is now the main objective in this field of study, and for several reasons, planets with a radius less than approximately two Earth radii around red dwarfs are particularly targeted. With the goal of finding more such systems in the solar neighbourhood and in all regions of the sky, the Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) was launched in April 2018. The large image sampling of 21'' per pixel of the cameras on board TESS often results in data contamination of stars showing promising transit signal, by the flux of nearby stars. If one of these contaminating sources happens to be an eclipsing binary, an astrophysical phenomenon able to mimic a transit, the detection is most likely a false positive event. Thus, follow-up observations in photometry and in spectroscopy are generally required to identify the genuine exoplanets. This thesis presents the results of a photometric monitoring campaign at the Observatoire du Mont-Mégantic with the Planètes Extra-Solaires en Transit et Occultations (PESTO) camera of nine exoplanet candidates identified by TESS. A transit curve fitting routine developed during this master’s provides an estimation for certain physical parameters (radius, semi-major axis and inclination) of these candidates. Among them, TOI 1452.01 stands out, because this probable exoplanet has an estimated radius close to two Earth radii, in addition to being located within the habitable zone of its red dwarf host, i.e. at a distance allowing the presence of liquid water on its surface.

International audience

This thesis deals with the study of thermochromic glazing (TCG) exposed to solar radiation in building physics. This research work is part of the building envelope energy efficiency thematic. Indeed, the TCG, which is an innovative and dynamic technology, has the capacity to modulate its energy transmission according to its own temperature. For tropical areas where there is a large amount of solar energy, this type of glazing can, on its own, significantly reduce the transmission of heat inside buildings while maintaining a sufficient amount of natural light for the comfort of the occupants. The goal is therefore to model the behaviour of the TCG. First of all, a unique experiment in a tropical environment has been set up on a scale 1 experimental cell equipped with a TCG. It was possible to draw several conclusions from the observations: the temperature field of the TCG is sensitive to the absorption of solar radiation and presents a heterogeneous distribution when close masks are present (as in our case). From these experimental observations, an original model was proposed. It is, on one hand, the formulation of the function that governs the variation of the thermo-optical properties as a function of temperature; and on the other hand, a two-dimensional spatial discretisation model on the surface of the TCG taking into account the solicitations of solar radiation and close masks. The 2D model was then implemented in a global building system with the 1D thermal model and the daylighting model. All models have been integrated into PITAYA: Platform for the integrated thermal and daylighting analysis. Finally, the PITAYA models were compared with the measurements from the experiment for validation. The results of the thermal validation show that the model is reliable and accurate. Nevertheless, the results in photometry, which are encouraging, require further improvements to the model.; Cette thèse présente l’étude du vitrage thermochrome (VTC) soumis au rayonnement solaire en physique du bâtiment. Ce travail de recherche s’inscrit dans la thématique de l’efficacité énergétique de l’enveloppe du bâtiment. En effet, le VTC, qui est une technologie innovante et dynamique, a la capacité de moduler sa transmission d’énergie en fonction de sa propre température. Pour les milieux tropicaux où le gisement solaire est important, ce type de vitrage peut de façon autonome, réduire significativement la transmission de chaleur à l’intérieur des bâtiments tout en maintenant une quantité de lumière naturelle suffisante pour le confort des occupants. Le but est donc de modéliser le comportement du VTC. Tout d’abord, une expérimentation unique en milieu tropical a été mise en place sur une cellule expérimentale à échelle 1 équipée d’un VTC. Il a été possible de tirer plusieurs conclusions suites aux observations : le champ de température du VTC est sensible à l’absorption du rayonnement solaire et il présente une répartition hétérogène quand des masques proches sont présents (comme dans notre cas). À partir de ces observations expérimentales, un modèle original a été proposé. Il s’agit d’une part de la formulation de la fonction qui régit la variation des propriétés thermo-optiques en fonction de la température ; et d’autre part, un modèle à discrétisation spatiale en deux dimensions sur la surface du VTC en prenant en compte les sollicitations du rayonnement solaire et des masques proches. Le modèle 2D a ensuite été implémenté dans un système global de bâtiment avec le modèle thermique 1D et le modèle d’éclairement naturel. Tous les modèles ont été intégrés dans PITAYA : plateforme pour l’analyse intégrée de la thermique et de l’éclairement naturel. Finalement, les modèles de PITAYA ont été confrontés aux mesures issues de l’expérimentation pour une validation. Les résultats de validation sur la thermique montrent que le modèle est fiable et précis. Néanmoins, les résultats en photométrie, qui sont encourageants, nécessitent d’apporter des améliorations supplémentaires au modèle.

Reflectance spectroscopy is one of the major techniques used to retrieve information on physical and mineralogical configuration of the surface of planetary bodies. However, the reflectance of a surface strongly depends on parameters unrelated to its surface, such as the temperature or the illumination and observation configuration. The new spectro-gonio radiometer at IPAG, SHADOWS, has been specially designed to conduct bidirectional reflectance spectroscopy on dark and small surfaces, such as meteorites. This goniometeralso owns two environmental cells, MIRAGE and IceBERG, allowing the study on thesamples under similar temperature and pressure conditions as the Solar System small bodies. The analysis of the hydration signatures on meteoritic spectra under asteroidal condition showed the alteration of the mineralogy by the high temperature. A new deconvolution model has been used to separate and independently analyze the components of the 3-µm band. Comparison between laboratory measurements and telescopic observations of asteroids highlighted the link between this spectral signature and the aqueous and thermal alteration history of the surface. A serie of bidirectional reflectance spectroscopyon various surfaces showed that the reflectace strongly depends on the geometrical configuration of the measurement. These results have been then applied to a simulated asteroid to show the effect of the shape of the body on its integrated spectrum.; La spectroscopie en réflectance est l’une des techniques majeures permettant d’obtenir des informations physiques et minéralogiques sur la surfaces des corps planétaires. Cependant, la réflectance d’un corps dépend fortement de paramètres extérieurs à sa surface, tels que sa température ou encore la configuration de l’éclairement et de l’observation. Le nouveau spectro-gonio radiomètre de l’IPAG, SHADOWS, a été spécialement conçu pour réaliser des mesures de réflectance bidirectionnelle de surfaces sombres et de petite taille, telles que les météorites. Ce goniomètre compte également deux cellules environnementales, MIRAGE et IceBERG, permettant de placer les échantillons étudiés dans des conditions de température et pression similaires aux petis corps du Système Solaire. L’analyse des signatures d’hydratation détectées sur des spectres de météorites en conditions astéroïdales a permis de mettre en évidence l’altération de la minéralogie due à la haute température. Un nouveau modèle de déconvolution a été utilisé pour séparer et analyse de manière indépendante les composantes de la bande à 3-µm. La comparaison entre les mesures effectuéesen laboratoire et les observations d’astéroïdes ont mis en évidence un lien entre cette signature spectrale et l’histoire d’altération aqueuse et thermique de la surface. La dépendance de la réflectance avec la géométrie de la mesure a été montré par une série d’analyse en réflectance bidirectionnelle de différentes surfaces. Ces résultats ont ensuite été appliqués sur des simulations d’astéroïde, pour montrer l’effet de la forme du corps sur son spectre intégré.

Practical solutions for 3D-reconstruction from photographs are generally based on multi-view methods (called geometric methods) that only very partially use the photometric information contained in the images. The use of the latter should increase the fineness of the reconstructed relief and allow the estimate of the photometric characteristics of the scene, i.e. surface reflectance and incident lighting. This thesis shows how an approach combining multiview and photometric techniques can effectively improve a 3D-reconstruction pipeline. We start by presenting a way to make the shape-from-shading method operational in daylight conditions. This allows us to combine multiview and photometric approaches in the form of a variational problem, for which we propose a numerical solving scheme. However, like shape-from-shading itself, the proposed method requires an a priori knowledge of reflectance and lighting. We present a method for the joint estimation of both these quantities from a coarse relief of the scene. As a conclusion, we present an algorithm which, from the images used by a multi-view 3D-reconstruction pipeline, allows us to estimate a reflectance map and a depth map per view, as well as the lighting of the scene., Les solutions opérationnelles de reconstruction 3D à partir de photographies se fondent généralement sur des méthodes multi-vues, dites géométriques, qui n’utilisent que très partiellement les informations photométriques contenues dans les images. L’utilisation de cesdernières doit permettre, à la fois, d’augmenter la finesse du relief reconstruit et d’estimer les caractéristiques photométriques de la scène que sont la réflectance de la surface et l’éclairage incident. Cette thèse montre comment une approche combinant les techniques multi-vues et les techniques photométriques peut effectivement améliorer un pipeline de reconstruction 3D. Nous commençons par présenter une façon de rendre la méthode du shape-from-shading opérationnelle en conditions d’éclairage naturel. Ceci nous permet de combiner les approches multi-vues et photométriques sous la forme d’un problème variationnel, pour lequel nous proposons un schéma numérique de résolution. Cependant, comme le shape-from-shading lui-même, la méthode proposée nécessite la connaissance a priori de la réflectance et de l’éclairage. Nous présentons une méthode d’estimation conjointe de ces deux grandeurs à partir d’un relief grossier de la scène. En guise de conclusion, nous présentons un algorithme qui, à partir des images utilisées par un pipeline de reconstruction 3D multi-vues, permet d’estimer une carte de réflectance et une carte de profondeur par vue, ainsi que l’éclairage de la scène.

Die Physikalisch-Technische Bundesanstalt (PTB) als nationales Metrologieinstitut Deutschlands stellt die Rückführung auf die Einheiten des internationalen Einheitensystems (SI) für die deutsche Industrie zur Verfügung. Dies erfordert eine stabile Darstellung der jeweiligen Einheiten und eine genaue Kenntnis der assoziierten Messunsicherheiten. Vor diesem Hintergrund wurde in der vorliegenden Dissertation ein neuer Detektor für eine verbesserte radiometrische Rückführung der photometrischen Lichtstärkeeinheit Candela entwickelt. Die Lichtstärke als photometrische Größe ist rückgeführt auf die Messung einer optischen Strahlungsleistung. In der derzeitigen Rückführungskette erfolgt der Transfer von der optischen Strahlungsleistung zur Lichtstärke schrittweise an vier unterschiedlichen Kalibriermessplätzen mit jeweils unterschiedlichen Transferdetektoren. Zur Verbesserung der Rückführung sind die einzelnen Komponenten des neuen modularen Detektors gezielt ausgewählt und entwickelt worden. Die Verwendung eines sog. Trapdetektors basierend auf Silizium Photodioden ermöglicht dessen direkte und genaue Kalibrierung bzgl. der optischen Strahlungsleistung. Ein zusätzlich angefügtes Filtermodul erlaubt die direkte Messung von Lichtstärken. Die Charakterisierung des Detektors und alle Messungen, die zum Transfer einer Strahlungsleistungsempfindlichkeit in eine photometrische Empfindlichkeit nötig sind, werden mit Hilfe von durchstimmbaren Lasern am TULIP-Aufbau (Tunable Lasers in Photometry) der PTB durchgeführt. Die vollständige modulare Charakterisierung an einem einzelnen Messaufbau, sowie der Verzicht auf weitere Transferdetektoren erlauben eine potenzielle Reduktion der Messunsicherheit gegenüber der derzeitigen radiometrischen Rückführung. Auf Basis von Voruntersuchungen bisher verwendeter Filterelemente wurden Simulationen durchgeführt, um für den Detektor optimierte Blenden und Filterelemente aufzubauen. Diese Filter und Blenden zeigen aufgrund angefügter Keilelemente eine geringere Modulation der Transmission durch Interferenzeffekte als bisherige planare Filter. Dieser neue, sogenannte V(λ)-Trapdetektor wurde im Rahmen dieser Arbeit - basierend auf der derzeitigen Rückführungskette - bezüglich seiner spektralen Strahlungsleistungs-empfindlichkeit, seiner spektralen Bestrahlungsstärkeempfindlichkeit und seiner photometrischen Empfindlichkeit kalibriert. Die entsprechenden Messungen haben die Eignung des Detektors mit den jeweiligen Modulen für die einzelnen Kalibrierschritte der neuen Rückführung gezeigt. Bei der Betrachtung der Messunsicherheit hat sich gezeigt, dass der neue Detektor verglichen mit der aktuellen Rückführungskette eine verringerte Messunsicherheit für die photometrische Empfindlichkeit ermöglicht. Auf Basis der Ergebnisse werden optimierte Messstrategien vorgeschlagen, die die kommende neue Realisierung der Candela mit möglichst geringer Messunsicherheit ermöglicht.

Reflectance spectroscopy is one of the major techniques used to retrieve information on physical and mineralogical configuration of the surface of planetary bodies. However, the reflectance of a surface strongly depends on parameters unrelated to its surface, such as the temperature or the illumination and observation configuration. The new spectro-gonio radiometer at IPAG, SHADOWS, has been specially designed to conduct bidirectional reflectance spectroscopy on dark and small surfaces, such as meteorites. This goniometeralso owns two environmental cells, MIRAGE and IceBERG, allowing the study on thesamples under similar temperature and pressure conditions as the Solar System small bodies. The analysis of the hydration signatures on meteoritic spectra under asteroidal condition showed the alteration of the mineralogy by the high temperature. A new deconvolution model has been used to separate and independently analyze the components of the 3-µm band. Comparison between laboratory measurements and telescopic observations of asteroids highlighted the link between this spectral signature and the aqueous and thermal alteration history of the surface. A serie of bidirectional reflectance spectroscopyon various surfaces showed that the reflectace strongly depends on the geometrical configuration of the measurement. These results have been then applied to a simulated asteroid to show the effect of the shape of the body on its integrated spectrum., La spectroscopie en réflectance est l’une des techniques majeures permettant d’obtenir des informations physiques et minéralogiques sur la surfaces des corps planétaires. Cependant, la réflectance d’un corps dépend fortement de paramètres extérieurs à sa surface, tels que sa température ou encore la configuration de l’éclairement et de l’observation. Le nouveau spectro-gonio radiomètre de l’IPAG, SHADOWS, a été spécialement conçu pour réaliser des mesures de réflectance bidirectionnelle de surfaces sombres et de petite taille, telles que les météorites. Ce goniomètre compte également deux cellules environnementales, MIRAGE et IceBERG, permettant de placer les échantillons étudiés dans des conditions de température et pression similaires aux petis corps du Système Solaire. L’analyse des signatures d’hydratation détectées sur des spectres de météorites en conditions astéroïdales a permis de mettre en évidence l’altération de la minéralogie due à la haute température. Un nouveau modèle de déconvolution a été utilisé pour séparer et analyse de manière indépendante les composantes de la bande à 3-µm. La comparaison entre les mesures effectuéesen laboratoire et les observations d’astéroïdes ont mis en évidence un lien entre cette signature spectrale et l’histoire d’altération aqueuse et thermique de la surface. La dépendance de la réflectance avec la géométrie de la mesure a été montré par une série d’analyse en réflectance bidirectionnelle de différentes surfaces. Ces résultats ont ensuite été appliqués sur des simulations d’astéroïde, pour montrer l’effet de la forme du corps sur son spectre intégré.

This thesis deals with the study of thermochromic glazing (TCG) exposed to solar radiation in building physics. This research work is part of the building envelope energy efficiency thematic. Indeed, the TCG, which is an innovative and dynamic technology, has the capacity to modulate its energy transmission according to its own temperature. For tropical areas where there is a large amount of solar energy, this type of glazing can, on its own, significantly reduce the transmission of heat inside buildings while maintaining a sufficient amount of natural light for the comfort of the occupants. The goal is therefore to model the behaviour of the TCG. First of all, a unique experiment in a tropical environment has been set up on a scale 1 experimental cell equipped with a TCG. It was possible to draw several conclusions from the observations: the temperature field of the TCG is sensitive to the absorption of solar radiation and presents a heterogeneous distribution when close masks are present (as in our case). From these experimental observations, an original model was proposed. It is, on one hand, the formulation of the function that governs the variation of the thermo-optical properties as a function of temperature; and on the other hand, a two-dimensional spatial discretisation model on the surface of the TCG taking into account the solicitations of solar radiation and close masks. The 2D model was then implemented in a global building system with the 1D thermal model and the daylighting model. All models have been integrated into PITAYA: Platform for the integrated thermal and daylighting analysis. Finally, the PITAYA models were compared with the measurements from the experiment for validation. The results of the thermal validation show that the model is reliable and accurate. Nevertheless, the results in photometry, which are encouraging, require further improvements to the model., Cette thèse présente l’étude du vitrage thermochrome (VTC) soumis au rayonnement solaire en physique du bâtiment. Ce travail de recherche s’inscrit dans la thématique de l’efficacité énergétique de l’enveloppe du bâtiment. En effet, le VTC, qui est une technologie innovante et dynamique, a la capacité de moduler sa transmission d’énergie en fonction de sa propre température. Pour les milieux tropicaux où le gisement solaire est important, ce type de vitrage peut de façon autonome, réduire significativement la transmission de chaleur à l’intérieur des bâtiments tout en maintenant une quantité de lumière naturelle suffisante pour le confort des occupants. Le but est donc de modéliser le comportement du VTC. Tout d’abord, une expérimentation unique en milieu tropical a été mise en place sur une cellule expérimentale à échelle 1 équipée d’un VTC. Il a été possible de tirer plusieurs conclusions suites aux observations : le champ de température du VTC est sensible à l’absorption du rayonnement solaire et il présente une répartition hétérogène quand des masques proches sont présents (comme dans notre cas). À partir de ces observations expérimentales, un modèle original a été proposé. Il s’agit d’une part de la formulation de la fonction qui régit la variation des propriétés thermo-optiques en fonction de la température ; et d’autre part, un modèle à discrétisation spatiale en deux dimensions sur la surface du VTC en prenant en compte les sollicitations du rayonnement solaire et des masques proches. Le modèle 2D a ensuite été implémenté dans un système global de bâtiment avec le modèle thermique 1D et le modèle d’éclairement naturel. Tous les modèles ont été intégrés dans PITAYA : plateforme pour l’analyse intégrée de la thermique et de l’éclairement naturel. Finalement, les modèles de PITAYA ont été confrontés aux mesures issues de l’expérimentation pour une validation. Les résultats de validation sur la thermique montrent que le modèle est fiable et précis. Néanmoins, les résultats en photométrie, qui sont encourageants, nécessitent d’apporter des améliorations supplémentaires au modèle.

Jupiter's icy moons are of great interest in the search for habitability in our Solar System. They probably all harbor liquid water ocean underneath their icy crust. Their surfaces present different stages of evolution – Callisto is heavily cratered and the oldest, Ganymede shows a combination of dark cratered terrain and younger bright plains and Europa’s surface is the youngest with signs of recent and maybe current activity. This work focuses on photometry, i.e. the study of the light scattered by a surface in relation to the illumination and observation geometry. Photometric studies give us insight on the physical state and microtexture of the surface (compaction, internal structure, shape, roughness, transparency…). A good photometric knowledge is also of crucial importance in the correction of datasets for any mapping or spectroscopic study as well as for the future missions of this decade – NASA’s Europa Clipper and ESA’s JUpiter ICy moons Explorer.Two pieces of information are necessary to conduct a photometric study – reflectance data and geometric information (illumination, viewing conditions). For the former, we have used and calibrated images from past space missions – Voyager, New Horizons and Galileo. For the latter, we have developed tools to correct these images metadata (e.g. spacecraft position and orientation) to derive precise geometric information. Moreover, we have developed a Bayesian inversion tool to estimate Hapke’s photometric parameters on regions of Europa, Ganymede and Callisto. We estimate all parameters on our entire dataset at once. Finally, we discuss the possible links between the photometric parameters, the surface microtexture and endogenic/exogenic processes.; Les satellites glacés de Jupiter sont d'un grand intérêt scientifique dans la recherche d'habitabilité au sein de notre système solaire. Elles abritent probablement toutes trois des océans d'eau liquide sous leur croûte glacée. Leurs surfaces présentent différents stades d’évolution – celle de Callisto est très ancienne et entièrement recouverte de cratères, celle de Ganymede est un mélange de terrains sombres et cratérisés et de plaines claires et plus jeunes et la surface d’Europa est la plus jeune et présente des signes d’activité récente. Cette thèse porte sur la photométrie, c’est à dire l’étude de l’énergie lumineuse réfléchie par une surface, en fonction des géométries d’éclairement et d’observation. Les études photométriques permettent de déterminer l’état physique et la microtexture des surfaces (porosité, structure interne, forme des grains, rugosité, transparence…). Une bonne connaissance photométrique est également d'une importance cruciale dans la correction des jeux de données pour toute étude cartographique ou spectroscopique ainsi que pour les futures missions de cette décennie : Europa Clipper de la NASA et JUpiter ICy Moons Explorer de l’ESA.Deux types d’information sont nécessaires pour réaliser une étude photométrique : des données de réflectance et des données géométriques (conditions d’illumination et d'observation). Pour obtenir les premières, nous avons utilisé et calibré des images de missions spatiales passées - Voyager, New Horizons et Galileo. Pour obtenir les secondes, nous avons développé des outils permettant de corriger les métadonnées de ces images (ex : la position et l'orientation des sondes) afin d’obtenir des informations géométriques précises. Nous avons, d’autre part, développé un outil d’inversion pour estimer les paramètres photométriques de Hapke sur des régions d’Europa, Ganymede et Callisto sur l’ensemble du jeu de données en un seul calcul. Enfin, nous discutons des liens possibles entre les paramètres photométriques estimés, la microtexture de la surface et les processus endogènes/exogènes mis en jeu.

Journée scientifique "Les études détaillées d'accidents de l'IFSTTAR: Contributions à la connaissance en sécurité routière", Marne-la-Vallée, FRANCE, 10-/10/2019 - 10/10/2019; La communication présente un travail exploratoire portant sur un ensemble de cas d'études détaillées d'accidents (EDA ) nocturnes en milieu urbain, et visant à tester l'apport d'analyses photométriques pour la compréhension des dysfonctionnements perceptivo-cognitifs intervenant dans les processus d'accidents.

In recent SN Ia survey analyzes for dark energy characterization, statistical and systematic uncertainties are equivalent. However, the next generation of wide-field telescopes like LSST would add tens of thousands SNe Ia to the Hubble diagram. This improvement in the statistics suggests that a special effort have to be conducted to reduce systematics, of which the primary photometric calibration (CALSPEC) is the dominant term. The work described in this thesis is part of the preparation for LSST within the DESC collaboration. Firstly, we evaluate the impact of calibration uncertainties in a cosmological analysis of a typical LSST SN Ia survey on dark energy characterization. We thus show the need to constrain the photometric calibration within 0.1% accuracy for it not to be predominant. The second part presents the StarDICE experiment and its first results: a stable artificial light source (LEDs) is calibrated on a spectrophotometric bench, using NIST flux standards. This calibration is then transferred on site to CALSPEC's astrophysical standards using a telescope to observe the CALSPEC stars and the artificial source simultaneously. This transfer is currently carried out with an accuracy of 5%., Dans les analyses récentes des relevés de SNe Ia pour caractériser l'énergie noire, les incertitudes statistiques et systématiques sont équivalentes. Or la prochaine génération de télescopes grand-champs comme LSST devrait peupler le diagramme de Hubble des SNe Ia avec plusieurs dizaines de milliers d'événements. Cette augmentation de la statistique suggère qu'un effort particulier doit être apporté à la réduction des systématiques, dont la calibration photométrique primaire (CALSPEC) est le terme dominant. Le travail de cette thèse s'inscrit dans le cadre de la préparation à LSST au sein de la collaboration DESC. On évalue dans un premier temps avec une simulation l'impact des incertitudes de calibration sur les contraintes apportées par l'analyse du relevé de SNe Ia de LSST sur l'énergie noire. On montre ainsi la nécessité de contraindre la calibration photométrique avec une précision de 0.1% pour qu'elle ne soit pas dominante. La deuxième partie de la thèse présente l'expérience StarDICE et ses premiers résultats: une source artificielle stable (LEDs) est calibrée sur un banc spectrophotométrique en utilisant des standards de flux du NIST. Cette calibration est ensuite transférée sur site aux standards astrophysiques CALSPEC à l'aide d'un télescope observant les étoiles CALSPEC et la source artificielle. Ce transfert est à l'heure actuelle effectué avec une précision de 5%.

PLAnetary Transits and Oscillations of stars (PLATO) is a European spatial scientific mission dedicated to asteroseismology and searching for exoplanets, and whose development is being carried out by the European Space Agency. With focus on Earth-like planets orbiting the habitable zone of main-sequence Sun-like stars, the mission relies on very high precision photometry and requires great stability of measurements. The mission is founded upon well-proven techniques: the transit method for detecting exoplanets, along with radial velocity follow-up from the ground, and the analysis of stellar oscillations for characterizing their host stars. Thanks to its very large field of view encompassing more than two thousand square degrees of the sky, the PLATO instrument will be able to observe several hundreds of thousands of stars with apparent magnitude lower than thirteen in the visible band, and thousands of planetary systems. In contrast, because of satellite telemetry constraints, photometry will have to be extracted in flight for most of the PLATO targets. For that, mask-based (aperture) photometry was adopted because of its sufficiently high performance and relatively low complexity for implementing on board. In this context, the development of optimal photometric apertures represents the core of the research work presented in this thesis. In the previous missions of the same category of PLATO (i.e. CoRoT, Kepler and TESS), photometric apertures were designed following an approach based uniquely on the minimization of the nose-to-signal ratio, because the sensitivity at which a planet transit can be found in a light curve is strongly correlated to its noise level. On the other hand, the higher the ease in identifying a transit-like signal because of a sufficiently low noise level, the higher the probability that background objects in the scene (e.g. binary systems reproducing legitimate planet transits) are detected. Since most of the PLATO targets will not have images available on ground for the identification of false positives, conceiving photometric masks based solely on how well a transit-like signal can be detected, paying no attention to potential false positives may not be the best strategy. To verify the consistence of this hypothesis, two science metrics were introduced allowing one to directly quantify the sensitivity of an aperture in detecting true and false planet transits. Then, the optimal aperture was defined as that which gives the best compromise between these two metrics. Such an approach, novel to this thesis, has been proven to be decisive for the determination of a mask model capable to provide near maximum planet yield and substantially reduced occurrence of false positives. Overall, this work constitutes an important step in the design of both on-board and on-ground science data processing pipelines of the PLATO mission., PLAnetary Transits and Oscillations of stars (PLATO) est une mission scientifique spatiale européenne dédiée à la sismologie stellaire et à la recherche d’exoplanètes, et dont le développement est coordonné par l’Agence Spatiale Européenne. Avec un intérêt majeur sur des planètes du type terrestre située dans la zone habitable des étoiles du type solaire de la séquence principale, cette mission repose sur de la photométrie de très haute précision et exige une très grande stabilité des mesures. Elle s’appuie sur des techniques bien éprouvées : la méthode de transits pour la détection des planètes, suivie de mesures de vitesses radiales réalisées au sol, et l’analyse des oscillations stellaires pour la caractérisation des leurs étoiles hôtes. Grace à son très large champ de vue couvrant plus de deux mille dégrées carrés du ciel, l’instrument PLATO sera capable d’observer plusieurs centaines de milliers d’étoiles de magnitude apparente inférieure à treize dans le visible, et de détecter des milliers de systèmes planétaires. Par ailleurs, en raison des contraintes télémétriques du satellite, l’extraction photométrique de la majorité des étoiles devra être effectuée à bord en s’appuyant sur des méthodes optimisées. Pour autant, la méthode d’extraction photométriques par masques a été adoptée pour sa faisabilité compte-tenu des contraintes à bord. Dans ce contexte, la problématique de développement des masques photométriques optimaux représente le cœur du travail de recherche présenté dans cette thèse. Dans les missions précédentes de la même catégorie de PLATO, à savoir CoRoT, Kepler et TESS, des masques photométriques ont été conçus selon une approche reposant uniquement sur la minimisation du rapport bruit sur signal, car la sensibilité à laquelle un transit planétaire peut être identifié, dans une courbe de lumière, est fortement corrélée à son niveau de bruit. En revanche, plus il est facile d’identifier une planète, en raison d’un niveau de bruit suffisamment faible, plus élevée est la probabilité que des objets en arrière-plan entrant dans la scène (par exemple des systèmes binaires reproduisant des vrais transits planétaires) soient détectés. Étant donné que la plupart des étoiles-cible de PLATO n’auront pas des images au sol pour l’identification des faux positifs, une conception de masques photométriques reposant uniquement sur la sensibilité de détection des vrais transits planétaires, sans faire suffisamment attention aux potentiels faux positifs, n’est donc pas forcément la meilleure stratégie. Pour vérifier cette hypothèse, deux métriques scientifiques ont été introduites nous permettant de quantifier directement la sensibilité d’un masque à la détection des vrais, d’une part, et de faux transits planétaires, d’autre part. Ainsi, le masque optimal a été défini comme étant celui qui donne le meilleur compromis entre ces deux métriques. Cette approche, originale à cette thèse, s’est avérée décisive pour la détermination d’un modèle de masque statistiquement capable de détecter des planètes de façon quasi-optimale, tout en étant substantiellement moins sensible aux faux positifs. Globalement, ces travaux constituent une étape importante dans la conception des chaînes de traitement des données bord et sol de la mission PLATO, ainsi que pour ses algorithmes de détection et de caractérisation des transits planétaires.

29th Session of the CIE-Commission Internationale de l'Eclairage, WASHINGTON D.C , ETATS-UNIS, 14-/06/2019 - 22/06/2019; The reflection properties of the road pavement depend on the material and the texture of its surface. They can be specified with a set of luminance coefficients, which can be measured thanks to a gonioreflectometer. We presented in a previous paper a gonioreflectometer designed for in-lab measurements, especially suited for public lighting applications. We present in this paper a metrological evaluation of this instrument. First, we compare measurements from the gonioreflectometer with measurements taken with an illuminancemeter and a luminancemeter. Then we look at measurements in two analytically tractable cases. Finally, we perform uncertainty calculations on the luminance coeff icients, and extend the results to the road lighting application by calculating uncertainties on the lightness and specularity parameters. We also evaluate the influence of uncertainties on the performance of a given lighting design for two types of road surfaces. Our results indicate that the achieved uncertainties have a limited influence.

PLAnetary Transits and Oscillations of stars (PLATO) is a European spatial scientific mission dedicated to asteroseismology and searching for exoplanets, and whose development is being carried out by the European Space Agency. With focus on Earth-like planets orbiting the habitable zone of main-sequence Sun-like stars, the mission relies on very high precision photometry and requires great stability of measurements. The mission is founded upon well-proven techniques: the transit method for detecting exoplanets, along with radial velocity follow-up from the ground, and the analysis of stellar oscillations for characterizing their host stars. Thanks to its very large field of view encompassing more than two thousand square degrees of the sky, the PLATO instrument will be able to observe several hundreds of thousands of stars with apparent magnitude lower than thirteen in the visible band, and thousands of planetary systems. In contrast, because of satellite telemetry constraints, photometry will have to be extracted in flight for most of the PLATO targets. For that, mask-based (aperture) photometry was adopted because of its sufficiently high performance and relatively low complexity for implementing on board. In this context, the development of optimal photometric apertures represents the core of the research work presented in this thesis. In the previous missions of the same category of PLATO (i.e. CoRoT, Kepler and TESS), photometric apertures were designed following an approach based uniquely on the minimization of the nose-to-signal ratio, because the sensitivity at which a planet transit can be found in a light curve is strongly correlated to its noise level. On the other hand, the higher the ease in identifying a transit-like signal because of a sufficiently low noise level, the higher the probability that background objects in the scene (e.g. binary systems reproducing legitimate planet transits) are detected. Since most of the PLATO targets will not have images available on ground for the identification of false positives, conceiving photometric masks based solely on how well a transit-like signal can be detected, paying no attention to potential false positives may not be the best strategy. To verify the consistence of this hypothesis, two science metrics were introduced allowing one to directly quantify the sensitivity of an aperture in detecting true and false planet transits. Then, the optimal aperture was defined as that which gives the best compromise between these two metrics. Such an approach, novel to this thesis, has been proven to be decisive for the determination of a mask model capable to provide near maximum planet yield and substantially reduced occurrence of false positives. Overall, this work constitutes an important step in the design of both on-board and on-ground science data processing pipelines of the PLATO mission., PLAnetary Transits and Oscillations of stars (PLATO) est une mission scientifique spatiale européenne dédiée à la sismologie stellaire et à la recherche d’exoplanètes, et dont le développement est coordonné par l’Agence Spatiale Européenne. Avec un intérêt majeur sur des planètes du type terrestre située dans la zone habitable des étoiles du type solaire de la séquence principale, cette mission repose sur de la photométrie de très haute précision et exige une très grande stabilité des mesures. Elle s’appuie sur des techniques bien éprouvées : la méthode de transits pour la détection des planètes, suivie de mesures de vitesses radiales réalisées au sol, et l’analyse des oscillations stellaires pour la caractérisation des leurs étoiles hôtes. Grace à son très large champ de vue couvrant plus de deux mille dégrées carrés du ciel, l’instrument PLATO sera capable d’observer plusieurs centaines de milliers d’étoiles de magnitude apparente inférieure à treize dans le visible, et de détecter des milliers de systèmes planétaires. Par ailleurs, en raison des contraintes télémétriques du satellite, l’extraction photométrique de la majorité des étoiles devra être effectuée à bord en s’appuyant sur des méthodes optimisées. Pour autant, la méthode d’extraction photométriques par masques a été adoptée pour sa faisabilité compte-tenu des contraintes à bord. Dans ce contexte, la problématique de développement des masques photométriques optimaux représente le cœur du travail de recherche présenté dans cette thèse. Dans les missions précédentes de la même catégorie de PLATO, à savoir CoRoT, Kepler et TESS, des masques photométriques ont été conçus selon une approche reposant uniquement sur la minimisation du rapport bruit sur signal, car la sensibilité à laquelle un transit planétaire peut être identifié, dans une courbe de lumière, est fortement corrélée à son niveau de bruit. En revanche, plus il est facile d’identifier une planète, en raison d’un niveau de bruit suffisamment faible, plus élevée est la probabilité que des objets en arrière-plan entrant dans la scène (par exemple des systèmes binaires reproduisant des vrais transits planétaires) soient détectés. Étant donné que la plupart des étoiles-cible de PLATO n’auront pas des images au sol pour l’identification des faux positifs, une conception de masques photométriques reposant uniquement sur la sensibilité de détection des vrais transits planétaires, sans faire suffisamment attention aux potentiels faux positifs, n’est donc pas forcément la meilleure stratégie. Pour vérifier cette hypothèse, deux métriques scientifiques ont été introduites nous permettant de quantifier directement la sensibilité d’un masque à la détection des vrais, d’une part, et de faux transits planétaires, d’autre part. Ainsi, le masque optimal a été défini comme étant celui qui donne le meilleur compromis entre ces deux métriques. Cette approche, originale à cette thèse, s’est avérée décisive pour la détermination d’un modèle de masque statistiquement capable de détecter des planètes de façon quasi-optimale, tout en étant substantiellement moins sensible aux faux positifs. Globalement, ces travaux constituent une étape importante dans la conception des chaînes de traitement des données bord et sol de la mission PLATO, ainsi que pour ses algorithmes de détection et de caractérisation des transits planétaires.

Die treibende Kraft, zur Reduktion von CO2-Emission in 195 Staaten, ist die Europäische Kommission, die für die Automobilindustrie in der Verordnung (EU) 2019/631 Emissionsnormen zur Einhaltung der Klimaziele definiert. Dazu gehört unter anderem die, ab 2021 gültige, Beschränkung auf eine durchschnittliche Emission von 95 g CO2/km, für neu zugelassene Personenkraftwagen in der Fahrzeugflotte. Da jeder elektrische Verbraucher einen Beitrag zum Kraftstoff- und Energieverbrauch im Fahrzeug leistet, wurde der Einfluss der verschiedenen Emissionsmessverfahren (WLTP, RDE, usw.) auf die Auslegung von Lichtsysteme ermittelt. Es wurde festgestellt, dass sich keine Hauptlichtfunktion (Abblend- und Fernlicht) im WLTP- oder RDE-Prüfzyklus, auf den Kraftstoffverbrauch auswirken, da diese im Laufe des Zyklus nicht betrieben werden. Im weiteren Schritt wurden die Voraussetzungen für Ökoinnovationen zur CO2 – Reduktion untersucht, dabei ist vor allem der Schwellwert zur Mindesteinsparung von 0,5 g CO2/km zu erreichen. Eine Analyse zeigt, dass die Außenbeleuchtung durch Leuchtdioden als Ökoinnovation angerechnet werden kann. Hersteller können deren Flottenemission nach Einreichung der Ökoinnovationen um bis zu 7 g CO2/km reduzieren. In der zweiten Forschungsfrage werden die technologischen Verbesserungen des Leuchtmediums in Frontlichtscheinwerfern für Personenkraftwagen, auf Basis deren Energiebilanz untersucht. Dafür wurden drei Scheinwerfersysteme (Halogen, Xenon und LED) der BMW X3/X4 Serie elektrisch, photometrisch und mechanisch analysiert. Betrachtet man lediglich die Systemeffizienz, so erzielt in dieser Gegenüberstellung, die Xenonausstattung die Gewinnerposition. Der letzte Teil der Arbeit beinhaltet technische Änderungen, die zur Erhöhung des Systemwirkungsgrads eines Frontlichtscheinwerfers für Elektro- und Hybridfahrzeuge, beitragen. Dazu zählt das 48 V-Bordnetz, welches eine Verbesserung des elektrischen Wirkungsgrades, durch Anbindung des Lichtsteuergeräts, um rund 10 % bewirken kann. Des Weiteren wurde Silikon, ein transparenter thermoplastischer Kunststoff, zum Einsatz als Optikwerkstoff analysiert. Durch die Verwendung kann ein optischer Wirkungsgrad von bis zu 60 % erreicht werden. The driving force for CO2-emission reduction in 195 countries is the European Commission, which defines emission standards. In the Regulation (EU) 2019/631, climate targets for the automotive industry are defined. Among other things, this includes the limit of 95 g CO2/km, valid from 2021, for the vehicle fleed of newly registered passenger cars. As each electrical load contributes to the fuel and energy consumption of the vehicle, the influence of the different emission measurement methods (WLTP, RDE, etc.) on the design of lighting systems was determined. It has been established that no main light function (low- and high beam) in the WLTP- or RDE test cycle influences the fuel consumption because it will not operate during the cycle. In the next step, the prerequisites for an eco-innovation to reduce CO2 were tested, whereby the minimum threshold of 0.5 g CO2/km must be attained. The light emitting diode technology, used in front lighting, is accepted as an efficient eco-innovation. Manufacturers can reduce their fleet emissions to a total of 7 g CO2/km. In the second research question, the technological improvements of the light source in headlights for passenger cars, based on their energy balance, are examined. For this purpose, three headlight systems (Halogen, HID and LED) of the BMW X3/X4 series were electrically, photometrically and mechanically analyzed. By only considering the system efficiency, the HID headlamp, is the winner in this confrontation. The last part of this scientific work includes technical changes that contribute to increasing the system efficiency of a headlamp for electric- and hybrid vehicles. The 48 V vehicle electrical system has been stated, which can improve the electrical efficiency by connecting the light control unit with it, by around 10 %. Furthermore, silicone, a transparent thermoplastic, was analyzed for the use as an optical material. Through the application, an optical efficiency of up to 60 % can be achieved. Wien, FH Campus Wien, Masterarb., 2019

Il est essentiel de prendre en compte les propriétés de réflexion de la chaussée routière lorsque l'on dimensionne une installation d'éclairage routier. Ces propriétés dépendent du matériau et de la texture de la surface et peuvent être décrites par le biais du coefficient de luminance, également appelé Fonction de distribution de la réflectance bidirectionnelle, Bidirectional Reflectance Distribution Function (BRDF) en anglais. Nous présentons ci-après un gonioréflectomètre conçu et construit à l'IFSTTAR (France), particulièrement adapté aux applications d'éclairage public. Nous présentons un descriptif de l'instrument, et les méthodologies de détermination de la BRDF à partir de mesures réalisées avec l'instrument. Quelques exemples de mesures sont présentés et de potentielles applications sont décrites, qui utilisent les mesures de BRDF de chaussée pour répondre aux besoins des acteurs des domaines de l'éclairage routier, urbain et automobile (surfaces mouillées, mesures spectrales, etc.).

We present UBVRcIc photometry of stars, down to the 20th magnitude, in the region of the intermediate-age open cluster NGC 381. The core and the cluster radii are estimated to be 2.99 ± 0.93 and 5.6 ± 0.1 arcmin, respectively. A total of 350 probable cluster member stars are identified by using proper motion from GAIA as the criterion of membership. The mean proper motion of the cluster is ūx = 1.55 ± 0.38 mas yr-1, ūy = -2.19 ± 0.39 mas yr-1. We notice an anomalous reddening as the optical total-to-selective extinction ratio in the direction of the cluster Rcluster = 3.7 ± 0.1. The reddening E(BV) = 0.35 ± 0.04 mag is found in the direction of the cluster NGC 381. The distance to the cluster is 957 ± 93 pc and the cluster has an estimated age of log(Age)=8.50 ± 0.05 years.

International audience; Ce chapitre constitue une approche pour comprendre la radiométrie. Les premières notions physiques nécessaires sont présentées avant de passer aux grandeurs issues de la radiométrie et déduire la définition de la réflectance bidirectionnelle, propriété utile pour étudier les surfaces et les matériaux qui les constituent.

We present here I-band time-series photometric studies of a few very low-mass stars (VLMs) and brown dwarfs (BDs) in the young (age of 2-3 Myr) IC348 star-forming region in the Perseus Molecular Cloud. Our main aim is to explore the fast rotating (of time scale of a few hours) BDs and VLMs in the I-band. From our preliminary results, we find significant variability in the young M5 dwarf 2MASS J03443896+3203196 with a rotation period of 16.037 hours.

In recent times, many new exoplanet and eclipsing binary candidates are reported, particularly from the archival data produced by the Kepler space mission destined to detect exoplanets in the Cygnus-Lyra region of the sky. In the framework of Belgo-Indian Network for Astronomy & Astrophysics (BINA) project, we also initiated a long-term programme ”Optical characterization and Radial velocity monitoring with Belgian and Indian Telescopes (ORBIT)” which aims at collecting ground-based photometric and high-resolution spectroscopic observations of exoplanet candidates as well as low-mass eclipsing binary candidates using the Indo-Belgian telescopes. We initially focus our study on a few bright candidates for which high-precision radial velocity and photometry could be possible from the available facilities within the BINA network. Our aim is to determine the physical parameters of these candidate stars in order to derive their true nature. Having a large enough sample of low-mass objects from this survey as well as from those reported in the earlier surveys, we intend to understand the mass-radius relation which is still debated for the low-mass regime of the main-sequence stars.

The scope of asteroseismic studies within the Belgo-Indian Network for Astronomy and astrophysics (BINA) is explored. The main strands of current research in asteroseismology of solar-type stars are outlined. While it is obvious that it would be difficult to match the quality of the space-based seismic data on such stars with ground-based telescopes, the possibility of contribution to supplemental non-seismic data is considered. New calibrations of colour-temperature relations using archival data are presented. It is proposed that with similar calibrations with BINA-based photometric data in the future, it would be possible to provide accurate estimates of effective temperatures of solar-type stars that would be useful in asteroseismology of such stars.

We present the analysis of time-series of photoelectric data of a Bp star and four new Ap stars observed photoelectrically under the Nainital-Cape survey programme. The project was started about two decades ago, aiming to search for new rapidly oscillating Ap stars. The frequency analysis of the time-series of these stars obtained on multiple nights did not reveal any pulsational variability. In addition to this, we have performed the analysis of time-series differential CCD photometry of the two pulsating Am stars HD13038 and HD13079, where we find some evidence of new periods. To expand and strengthen the ongoing survey work, we propose to build-up a tri-national collaboration of astronomers from India, South Africa and Belgium., Comment: 8 pages, 5 figures, conference proceedings accepted under 2nd Belgo-Indian Network for Astronomy & Astrophysics (BINA) workshop, held in Brussels (Belgium), 9-12 October 2018

Dwarf galaxies are metal-poor, faint stellar systems orbiting in general around massive host galaxies. They can be used as cosmological probes as well as laboratories to constrain galaxy formation and evolution. However, most of the recently discovered faint satellites have an ambiguous nature. This ambiguity can be lifted with spectroscopy. But using spectroscopy to that end is only effective if enough stars members of these systems can be identified, which is not always the case given their faintness. My thesis presents the detailed studies of three Milky Way satellites, Draco II, Sagittarius II and Laevens 3, that aim to unveil their nature using deep broadband MegaCam photometry and DEIMOS multi-object spectroscopy. These data are supplemented with the new narrow-band, metallicity-sensitive photometry provided by the Pristine survey that complements spectroscopy by identifying the typical metal-poor population of dwarf galaxies. The size of Draco II places the satellite in the realm of dwarf galaxies. If the spectroscopy is not informative in this case, the Pristine survey allows to estimate the metallicity of the system that also suggests a galactic nature. The spectroscopic and Pristine observations of Sagittarius II also marginally hint that it is a dwarf galaxy, although the satellite is slightly more compact than expected for a dwarf at that luminosity. Its orbit suggests that it is in fact a former satellite of the Sagittarius dwarf galaxy that was stripped from its influence by the Milky Way. Finally, the properties of Laevens 3 unambiguously show that it is anouter halo globular cluster., Les galaxies naines sont des systèmes stellaires pauvres en métaux et peu lumineux, orbitant en général autour de galaxies plus massives. Elles peuvent être utiles pour contraindre la cosmologie autant que les processus de formation et d’évolution des galaxies. Cependant, les satellites peu brillants découverts récemment sont de nature ambiguë. Cette ambiguïté peut être levée par des observations spectroscopiques. Utiliser la spectroscopie à cette fin n’est efficace que si suffisamment d’étoiles membres de ces systèmes peuvent être identifiées, ce qui n’est pas toujours le cas pour ces satellites peu brillants. Ma thèse présente les études détaillées de trois satellites de la Voie Lactée, Draco II, Sagittaire II et Laevens 3, visant à lever le voile sur leur nature par l’utilisation de photométrie profonde MegaCam à bande large et de spectroscopie multi-objet DEIMOS. À ces données s’ajoute de la photométrie bande étroite, sensible à la métallicité des étoiles, provenant du relevé Pristine. Celle-ci est complémentaire à la spectroscopie car elle permet d’identifier les populations pauvres en métaux typiques des galaxies naines. La taille de Draco II place le satellite dans le domaine des galaxies naines. Si la spectroscopie n’est pas informative dans ce cas, le relevé Pristine permet d’estimer la métallicité du système, celle-ci suggérant également une nature galactique. Les observations spectroscopiques et Pristine de Sagittaire II laissent également penser qu’il s’agit d’une galaxie naine, même si le satellite est légèrement plus compact qu’attendu pour une naine de cette luminosité. Son orbite, elle, suggère que c’est en fait un ancien satellite de la galaxie naine du Sagittaire, qui a été arraché de son influence par la Voie Lactée. Enfin, les propriétés de Laevens 3 montrent, sans ambiguïté, que le système est un amas globulaire du halo externe.

Dans un contexte de transition énergétique, les sources lumineuses énergivores sont petit à petit remplacées par des sources plus efficaces et économes en énergie comme les LEDs (diodes électroluminescentes). En particulier, les sources lumineuses à LEDs ont vu leur nombre augmenter en éclairage extérieur, que ce soit en éclairage urbain, routier ou automobile. Elles présentent de nombreux avantages (flexibilité dans la conception de l'éclairage et des produits, etc), et surtout elles ont une efficacité lumineuse et une durée de vie accrues. Toutefois, ces sources ont des propriétés photométriques (e.g. spectre, forte luminance, petite taille) qui peuvent engendrer certaines nuisances pour les usagers de la route (piétons, cyclistes, automobilistes) et en particulier l'éblouissement d'inconfort. L'éblouissement d'inconfort est défini comme la sensation de gêne ressentie par un observateur en présence de sources lumineuses, sans nécessairement impacter ses performances visuelles. Ce doctorat s'intéresse à ce phénomène dans le cadre d'une situation d'éclairage extérieur. Bien que beaucoup de modèles de prédiction de l'éblouissement d'inconfort aient été établis dans la littérature, aucun d'entre eux ne fait consensus en éclairage extérieur. De plus, la majorité de ces modèles ont été conçus pour prédire l'éblouissement d'inconfort quand une seule source immobile est présente dans le champ visuel de l'observateur. Or, en éclairage éclairage extérieur, l'usager est généralement en mouvement par rapport aux nombreuses sources qui l'entourent. Pour étudier ce phénomène dans des situations dynamiques à sources multiples, plusieurs expérimentations psychovisuelles ont été conduites en laboratoire sur des panels de participants, en proposant des stimuli multi-sources et dont les caractéristiques (luminance, taille apparente, position) varient périodiquement. Grâce aux données collectées, un modèle de prédiction de probabilité de quatre niveaux de gêne a été établi. Il dépend des caractéristiques photométriques et géométriques de la scène visuelle. The discomfort glare is defined as the sensation of discomfort felt by an observer in presence of light sources, without necessary impacting his visual performance. This PhD investigates this phenomenon in the context of outdoor lighting. Although many models of discomfort glare have been proposed in the literature, there is no consensus in outdoor lighting. Moreover, most of these models have been developed to predict the discomfort glare level from one static light source in the visual field. In outdoor lighting, the road user is usually moving with multiple sources around him. To study this phenomenon in dynamic multi-source situations, seven psychovisual experimentations were carried out in the laboratory with panels of participants. These experimentations proposed multi-source stimuli having their characteristics (luminance, apparent size, position) that periodically varied. From the experimental data, a model was developed which predict the probability of four discomfort glare levels. It depends on the photometric and geometric characteristics of the visual scene.

We present the photometric analysis of three short-period eclipsing binaries (EBs), which have been monitored through the 1.3-m Devasthal Fast Optical Telescope (DFOT), Nainital. The two sources 2MASS J152450+245943, 2MASS J163321+543928 were observed in the B, V and Ic- band with 2k×2k CCD and the third source CRTS J163720+172047 was observed with 512×512 CCD in V, Rc and Ic-band. All three systems are found to be double contact eclipsing binaries. The PHOEBE software based on the Wilson-Devinney (WD) code is used for the analysis of the photometric light curves. The mass ratios are found to be 0.97, 0.75 and 0.81 for 2MASS J152450+245943, 2MASS J163321+543928 and CRTS J163720+172047, respectively. The orbital inclinations are estimated to be ~ 74.5o, ~ 49.3o and ~ 60.0o for 2MASS J152450+245943, 2MASS J163321+543928 and CRTS J163720+172047, respectively.

Des progrès majeurs dans la caractérisation des vents des étoiles chaudes et lumineuses de type spectral O ont été accomplis durant l'ère de la mission spatiale IUE (International Ultraviolet Explorer). La détection des énigmatiques composantes discrètes en absorption (`discrete absorption components' -- DACs) est d'un intérêt primordial: ces petites raies en absorption variables apparaissent et se propagent dans les parties en absorption des profils P Cygni des raies de résonance non saturées des étoiles O dans l'UV, et sont interprétées comme la manifestation spectroscopique de la présence de structures spiralées à grande échelle dans leurs vents, les régions d'interactions en corotation (`corotating interaction regions' -- CIRs). En outre, plusieurs observations spectroscopiques menées à partir du sol ont révélé la nature grumelée des vents des étoiles O. De nombreux travaux théoriques sont apparus pendant les trois dernières décennies concernant les origines de ces deux catégories distinctes de structures. Notamment, certaines études théoriques ont trouvé que ces structures peuvent prendre source au niveau de la photosphère stellaire. Néanmoins, le dernier mot revient toujours aux observations, même si, dans ce cas-ci, beaucoup de travail reste encore à faire à cet égard. Le projet de recherche mené dans le cadre de cette thèse, essentiellement de nature observationnelle, a pour objectif d'investiguer cette possibilité des origines photosphériques des structures dans les vents des étoiles massives de type spectral O, en sondant la variabilité photosphérique à faibles amplitudes de trois étoiles massives de type spectral O clés, xi Persei [O7.5III(n)((f))], zeta Puppis [O4I(n)fp], et V973 Scorpii [O8Iaf], moyennant la photométrie à haute précision et résolue dans le temps avec le microsatellite MOST (Microvariabilité et Oscillations STellaires) et les nanosatellites de la mission BRIght Target Explorer (BRITE-Constellation). Pour zeta Pup, un suivi spectroscopique de la variabilité de la raie d'émission HeII 4686 émise dans son vent a aussi été réalisé simultanément avec les observations BRITE de l'étoile. Ces efforts ont permis la détection de taches claires photosphériques induisant les CIRs dans les vents des étoiles O, ainsi que la détection de structures générées stochastiquement à la photosphère et induisant le grumelage dès la base du vent. Le mécanisme à l'origine des taches claires (notamment la possibilité qu'elles soient d'origine magnétique), la vraie nature des structures photosphériques excitées aléatoirement (qu'elles soient la manifestation d'ondes de gravité internes ou de turbulences dans une zone de convection subsurfacique), ainsi que la question de l'universalité de ces deux catégories de structures photosphériques chez les étoiles O, feront l'objet des prochaines étapes de cette quête à long terme., Major advances in the characterization of hot star winds have been achieved during the era of the International Ultraviolet Explorer (IUE) space-based mission. Of paramount interest was the detection of the enigmatic discrete absorption components (DACs): time-variable discrete absorption features propagating in the P Cygni absorption troughs of unsaturated UV resonance lines of O stars, best interpreted as spectroscopic manifestations of the presence of large-scale spiral-like corotating interaction regions (CIRs) in the stellar wind. Additionally, ground-based optical spectroscopic observations have indicated the clumpy nature of the winds of O stars. Several theoretical investigations on the origins of these two distinct types of hot star wind structures have emerged over the past three decades. Particularly, some theoretical studies have found the possibility that both of these wind structures might have their origins at the level of the stellar photosphere. Nevertheless, the last words always belong to the observations, although in this particular case a lot of work still needs to be done in that regard. The research project conducted in the context of this thesis, essentially observational in nature, aims towards the investigation of the potential photospheric sources of those structures in hot stellar winds, by probing the low-amplitude photospheric variability of three key massive O-type stars, xi Persei [O7.5III(n)((f))], zeta Puppis [O4I(n)fp], and V973 Scorpii [O8Iaf], by means of high-precision time-dependent photometry with the Microvariability and Oscillations of STars (MOST) microsatellite, and the nanosatellites of the BRIght Target Explorer (BRITE-Constellation) mission. For zeta Pup, simultaneous ground-based intensive spectroscopic monitoring of the HeII 4686 wind emission line of the star was also performed. These efforts led to the detection of observational evidence for the presence of bright photospheric spots driving CIRs in hot stellar winds, as well as some stochastically-triggered surface structures initiating clumping at the very base of the wind. The origins of the bright spots (particularly the possibility that they might be of magnetic origin), the true nature of the randomly-excited photospheric structures (whether they are the manifestations of internal gravity waves or turbulent convection in a subsurface convection zone), as well as the universality of both of these photospheric structures in O-type stars, will be the main subjects of the next steps in this long-term quest.

Since the first detection of an extrasolar planet orbiting a Sun-like star by Mayor and Queloz (1995), more than 3000 have been discovered. Discovering telluric planets and searching for biomarkers in their atmospheres are among the main objectives of the 21st century. Hence, our interest is focused on finding and characterising planets located in the habitable zone of their host star.On one hand, the method known as radial velocities (RV) consists in the measure of the star’s reflex motion induced by orbiting planets. On the other hand, thanks to photometry, we can measure the drop of flux when a planet transits in front of its host star. These techniques are complementary to better understand extrasolar systems. However, in order to reach the precisions necessary to detect an Earth-like planet or a super-Earth, we need very stable instruments as well as the understanding and removal of earth’s atmosphere systematic effects.Searching planets orbiting low mass stars, we already have access to telluric planets in the habitable zone. Indeed, everything else being equal, a lower mass of the host star implies a larger reflex motion, and thus a larger RV amplitude. A transit will be deeper if the central star is a M dwarf compared to a Sun-like star. Moreover, the lower luminosity of M dwarfs implies shorter orbital periods from planets in the habitable zone (~50 days against ~360 days, for M dwarfs compared to solar-type stars, respectively).In this context, this thesis aims to improve the detection and caracterisation of planets in the habitable zone of M dwarfs. I observed some of these stars with the HARPS spectro- graph, leading to the discovery or the caracterisation of 24 planets, which helps us building or precising catalogues of photometric follow-up.In particular, the ExTrA project uses photometry to detect transits using a brand new method : differential spectrophotometry. It improves the light curves quality eliminating sys- tematic effets caused by earth’s atmosphere. I present one these systematics, second order atmospheric extinction also know as color effect, and simulate it for the first time in function of observations parameters (from atmosphere conditions to target and comparison stars).Then, I formalise the technique of spectrophotometry and simulate the gain brought by the addition of spectral resolution to photometric precision. These simulations take in account the atmospheric conditions affecting the color effet (airmass, precipitate water vapor) but also the type of the stars (temperature, gravity, spots), and the spectral resolution (R, Depuis la première détection d’une planète extrasolaire autour d’une étoile de type solaire par Mayor et Queloz (1995), plus de 3000 planètes ont été découvertes. La découverte de planètes de type terrestre et la recherche de biomarqueurs dans leur atmosphère sont parmi les principaux objectifs de l'astronomie du XXIeme siècle. Nous nous tournons vers la découverte et la caractérisation des planètes situées dans la zone habitable de leur étoile hôte.La méthode des vitesses radiales (VRs) consiste à mesurer le mouvement réflexe de l'étoile induit par des planètes en orbite. D'autre part, grâce à la photométrie, on peut mesurer la diminution de flux reçu lors du passage d'une planète entre l'étoile ciblée et notre télescope : Il s'agit alors d'un transit. Ces techniques sont complémentaires pour mieux comprendre les systèmes extrasolaires. Cependant, pour atteindre les précisions nécessaires à la détection de Terres ou super-Terres, il est nécessaire de concevoir des instruments très stables, de comprendre les effets systématiques dus à l'atmosphère et tenter de les corriger.La recherche de planètes orbitant autour des étoiles de faibles masses permet d’atteindre dès aujourd'hui des planètes telluriques dans la zone habitable. En effet, en gardant tout autre paramètre égal, le mouvement réflexe (et donc l’amplitude de la variation VR) sera plus grand. De même, un transit sera plus profond si l’étoile centrale est une naine M que pour une étoile de type solaire. De plus, ces étoiles ont une plus faible luminosité que les étoiles de type solaire. Il en résulte que les planètes dans la zone habitable ont des périodes orbitales plus courtes (~50 jours pour les naines M contre ~360 jours pour des étoiles de type solaire).Cette thèse s'inscrit dans une démarche de détections et de caractérisations de planètes en zone habitable de naines M. Pour cela, j'ai observé des naines M avec le spectrographe HARPS, permettant la découverte ou la caractérisation de 24 planètes, qui pourront servir à constituer ou préciser les catalogues de suivi photométriques.En particulier, le projet ExTrA vise à utiliser la photométrie pour détecter des transits en utilisant une nouvelle méthode : la spectrophotométrie différentielle. Elle permet d'améliorer la qualité des courbes de lumière en s'affranchissant d'effets systématiques causés par l'atmosphère. J'introduis l'un d'eux : l'extinction atmosphérique de second ordre, aussi appelé "effet de couleur" et le simule pour la première fois en fonction de divers paramètres d'observations (des conditions atmosphériques aux étoiles ciblés).Je formalise ensuite la technique de spectrophotométrie et simule le gain apporté par la résolution spectrale sur la précision photométrique. Ces simulations prennent en compte les conditions atmosphériques les plus impactantes pour l'effet de couleur (la masse d'air, la quantité de vapeur d'eau) mais également le type d'étoile ciblé (température, gravité, activité) et la résolution spectrale (R

Using the Optical Gravitational Lensing Experiment catalogue, two contact binaries were studied using data in the V and I bands. The photometric solutions for the V and I bands are presented for two contact binaries OGLE 003835.24-735413.2 (V1) and OGLE 004619.65-725056.2 (V2) in Small Maglellanic Cloud. The presented light curves are analyzed using the Wilson-Devinney code. The results show that the variables are in good thermal and marginal geometrical contact with features like the O’Connell effect in V1. The absolute dimensions are estimated and its dynamical evolution is inferred. They tend to be solar type marginal contact binaries. The 3.6-m Devasthal Optical Telescope and the 4.0-m International Liquid Mirror Telescope of the Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences (ARIES, Nainithal) can facilitate the continuous monitoring of such kind of objects which will help in finding the reasons behind their period changes and their impact on the evolution of the clusters.

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).

We have made UBV I CCD observations for the open clusters Teutsch 1, Riddle 4 and Czernik 6 using 1.04-m Sampurnanand telescope located at the ARIES observatory (Manora peak, Nainital, India). We have used 2MASS JHKS data for the clusters Teutsch 126, Teutsch 54 and Czernik 3. For the estimation of fundamental parameters, we have plotted radial density profiles, colour-magnitude and colour-colour diagrams. Using these inputs, we have studied the structure of Milky Way Galaxy in the second Galactic quadrant. We have considered the open clusters that are younger than 1 Gyrs and lay in the longitude range from 90 to 180 deg. Our study shows that up to 3.5 Kpc, the Galactic disc bends towards the southern hemisphere while after 3.5 Kpc it bends towards the northern hemisphere. The distribution of reddening with longitude and age shows a decreasing trend with the longitude and age of the clusters. Our study also indicates that younger clusters have more reddening than older ones.

We discuss three long term observational programmes to probe the central engine and environment of active galactic nuclei (AGN) using the recently installed ARIES 1.3-m and 3.6-m telescopes. The first programme is on the photometric reverberation mapping of low luminosity AGN by mainly using the ARIES 1.3-m telescope. The major impact of this programme other than to estimate the black hole mass will be to extend the broad line region (BLR) radius-luminosity (RBLR-LAGN) relation to the unexplored low luminosity regime, and to constrain the AGN broad line region geometry. The second programme is to use long slit spectroscopy on the ARIES 3.6-m telescope to discover new high redshift quasar pairs with angular separation less than ~ 1-arcmin. Here, the background QSOs sight-line will be used to probe the environment of the foreground QSOs at kpc-Mpc scales. The major impact of this programme will be on the discovery of new pairs which have been missed in the SDSS survey due to fiber collision below 1-arcmin separation, and use them to understand about any excess overdensity around the QSO, any anisotropic emission of QSOs, and/or any episodic activity of QSOs. The third programme is related to spectral variability studies of the C IV broad absorption line (BAL) QSOs, based on low resolution spectroscopy using the ARIES 3.6-m telescope. Here, those most interesting cases will be monitored, where the BAL flow emerges afresh or disappears completely in the C IV trough of BAL QSOs sample as seen in SDSS multi-epoch observations. Continuous monitoring of such a sample will be important for our understanding of the nature and origin of the flow, along with their stability and dynamical evolution.

The Belgo-Indian Network for Astronomy and Astrophysics (BINA) is a collaboration between Indian and Belgian astronomical institutes with the main aim to optimize the scientific output of the Indo-Belgian telescopes, being the 4.0-m International Liquid Mirror Telescope and the 3.6-m Devasthal Optical Telescope. These new facilities are both located at the Devasthal Observatory near Nainital, India. In this contribution, we introduce projects that are of scientific interest for colleagues of the department “Astronomy and Astrophysics” of the Royal Observatory of Belgium (ROB). It serves as an invitation for Indian astronomers to participate. We highlight how these projects could benefit from observations with the Indo-Belgian telescopes by using instruments from the first-generation (currently offered) and/or the next-generation (development or design phase). We show that, from an ROB point-of-view, the BINA would be the most successful if the 3.6-m DOT would be equipped with an efficient optical high-resolution spectrograph.