De nombreux analyseurs de surface d'onde ont été proposés. Parmi eux, l'interféromètre à décalage latéral est un outil à présent bien connu pour mesurer les aberrations classiques. L'objet de l'étude est de mesurer des surfaces d'ondes plus complexes : le premier degré de complexité a été d'ajouter des discontinuités (par exemple, un saut de phase) à la surface d'onde. Ce type de surface a été mis en oeuvre dans une application de recombinaison cohérente de fibres laser, dans le cadre du projet CAN (Coherent Amplification Network) visant à démontrer la mise en phase de 64 fibres passives. D'autre part, les propriétés particulières de l'interféromètre ont permis d'établir théoriquement et expérimentalement un mode de mesure soustractif séparant les discontinuités des aberrations lentement variables dans le cas d'une analyse d'une onde présentant ces deux défauts superposés. Enfin, en exploitant toute l'information fournie par l'interféromètre, il est possible de mesurer à la fois l'amplitude et la phase d'une onde, et par conséquent de la connaître de manière complète à un endroit de l'espace. L'interféromètre est donc, bien plus qu'un simple analyseur de surface d'onde, un analyseur d'amplitude complexe, c'est-à-dire de champ électromagnétique. Cette capacité de mesure a été illustrée par la caractérisation de structures sub-longueur d'onde. D'autre part, nous avons montré que la présence de dislocations de phase (ou vortex) dans le champ électromagnétique n'était pas problématique. Ceci laisse donc envisager de nouvelles applications, comme le contrôle non-intrusif de surfaces ou d'écoulements conduisant à des modifications violentes de la phase d'un faisceau incident.

La Synthèse d'Ouverture Optique permet d'obtenir la résolution d'un instrument de grand diamètre en faisant interférer les faisceaux issus de plusieurs sous-pupilles de diamètre inférieur. Néanmoins, la difficulté principale de cette méthode réside dans le cophasage de l'instrument, c'est-à-dire dans la mesure puis la correction des aberrations différentielles présentes entre les pupilles. Dans ce contexte, les techniques de type plan focal présentent un avantage certain. Ainsi, le phase retrieval et la diversité de phase (basés respectivement sur l'acquisition d'une ou d'au moins deux images dans des conditions de phase différentes) sont aujourd'hui couramment employés avec des instruments monolithiques; leur applicabilité au cophasage de systèmes multipupilles a également été démontrée en laboratoire. Toutefois, ces estimateurs présentent l'inconvénient d'être itératifs donc potentiellement coûteux en temps de calcul. Nous nous proposons dans ce manuscrit de développer de nouveaux estimateurs de cophasage qui soient analytiques, permettant ainsi une estimation en temps-réel des aberrations sur objet étendu. Pour cela, nous démontrons qu'en exprimant le critère à minimiser sous forme quadratique nous aboutissons à une estimée simple de la phase recherchée. Nous montrons également que nous pouvons parvenir à l'expression de ce nouveau critère en considérant une approximation affine de la fonction de transfert optique. Les performances obtenues en simulation révèlent qu'il est possible de fermer une boucle de cophasage à faible flux et par la même occasion de restaurer l'objet observé dans un but d'imagerie. La mise en oeuvre expérimentale de l'ensemble des algorithmes (itératifs et analytiques) dans le cadre de différents projets permet d'affirmer que l'approche plan focal peut désormais être utilisée pour cophaser des systèmes multipupilles complexes.

L'imagerie de la rétine, in vivo et à haute résolution, est rendue difficile à cause des aberrations de l'œil, qui limitent la résolution. La mesure et la correction de ces aberrations sont possibles grâce à l'utilisation de l'optique adaptative (OA). Un banc d'imagerie rétinienne avec OA a été développé par l'Observatoire de Paris et est actuellement utilisé sur un panel de patients à l'Hôpital des XV-XX à Paris. <br />En imagerie plein champ, le caractère tridimensionnel de l'objet d'intérêt (la rétine) rend l'interprétation des images difficile puisque tous les plans qui constituent l'objet contribuent à la formation de chaque plan image. De plus, la correction par OA est toujours partielle. Il est donc nécessaire de déconvoluer les images enregistrées afin d'une part de séparer numériquement les plans de l'objet et d'autre part, d'améliorer la résolution latérale. Une méthode de déconvolution nécessite généralement, pour donner des résultats satisfaisants, d'une part une bonne connaissance de la réponse impulsionnelle (RI) du système complet, et d'autre part un ajustement de paramètres de réglage appelés hyper-paramètres. <br />Nous avons développé deux méthodes de déconvolution 3D. La première méthode suppose la RI du système connu. La deuxième est une extension tridimensionnelle de la méthode de diversité de phase et permet d'estimer la RI du système conjointement à l'objet d'intérêt. <br />Par ailleurs, nous avons développé une technique d'estimation non supervisée (« automatique ») des <br />hyper-paramètres, qui permet d'envisager une utilisation efficace de la déconvolution 3D même par des <br />utilisateurs peu familiers du traitement des images tels que médecins ou biologistes. <br />Ces méthodes ont été validées d'abord sur des données simulées réalistes. Ensuite nous avons déve- <br />loppé à l'ONERA un banc d'imagerie 3D pour effectuer une validation expérimentale. Nous présenterons <br />les résultats préliminaires obtenus sur des images acquises sur ce banc.

Les performances d'une optique adaptative (OA) avec étoile laser, sur des télescopes de 3.6~m et 8~m de diamètre sont évaluées. L'utilisation d'une étoile laser permet d'améliorer significativement la couverture du ciel (pourcentage du ciel observable): 99~\% du ciel est accessible avec une étoile laser (contre 10~\% avec une étoile naturelle (à 2.2~$\mu$m, latitude et longitude galactique moyenne et un rapport de Strehl de 0.2)). Le nombre de quasars observables avec un rapport de Strehl de plus de 0.2 passe de 357 à 6803. Les performances de l'OA avec étoile laser chutent vers les courtes longueurs d'onde ($<1 \mu$m), à cause de l'effet de cône. Cependant l'étude tridimensionnelle de la turbulence atmosphérique permet de résoudre ce problème. Quatre étoiles laser permettent d'obtenir une bonne correction dans le visible sur un télescope de 8~m (Strehl de 80~\%). Le champ de vue corrigé peut être significativement élargi (100'') avec un Strehl de 30~\%. Des modes élevés de la surface d'onde (tilt, forme particulière de défocalisation et d'astigmatisme) doivent être mesurés à partir d'une étoile naturelle. L'anisoplanétisme appara\^(\i)t dans le champ corrigé, à cause du nombre fini de miroirs déformables utilisés. Les performances d'une OA fonctionnant dans le visible, avec plusieurs étoiles laser (et naturelles) sont estimées sur un télescope de 100~m de diamètre. Il n'y a pas de limitation physique qui empêche d'atteindre, avec une bonne couverture du ciel, une résolution d'une milli-seconde d'arc dans le visible. Le dernier chapitre est consacré à l'étude d'étoiles Mira, avec une OA et un spectrographe intégral de champ, pour localiser par imagerie des ondes de choc dans leur atmosphère.

La turbulence atmosphérique baisse considérablement la résolution angulaire au foyer des grands télescopes terrestres. L'optique adaptative (OA) corrige les distorsions de front d'onde mesurées à l'aide d'une source de référence brillante à proximité de la ligne de visée. Dans le domaine du visible, la probabilité de disposer d'une étoile naturelle de référence est infime. L'étoile laser remédie à ce problème sauf pour la pente du front d'onde (ou tilt) qui demeure non corrigée. L'étoile laser polychromatique permettra l'utilisation de l'OA avec une couverture totale du ciel. Basée sur le chromaticité du tilt, il s'agit de créer une référence multicolore dans l'atmosphère et de mesurer le tilt différentiel à deux longueurs d'onde distinctes pour remonter au tilt lui-même. Dans cette thèse, je décris l'expérience ATTILA, conçue pour prouver la faisabilité de ce concept en conditions astronomiques. Des observations menées à l'Observatoire de Haute-Provence sur des étoiles naturelles ont permis d'établir la relation de proportionnalité entre le tilt et le tilt différentiel pour la première fois. Un suivi en temps réel montre une bonne corrélation entre les deux signaux. La précision de mesure obtenue sur la pente (environ une tache d'Airy) ouvre la voie pour le futur démonstrateur ELP-OA avec lasers. Ce travail a nécessité une caractérisation approfondie d'un détecteur pourvu de la récente technologie EMCCD ainsi que le développement et les tests de sismomètres pendulaires dédiés à la mesure des vibrations angulaires de télescope.

L'Europe prépare actuellement le plus grand télescope du monde : l'European Extremely Large Telescope (E-ELT). Prévu vers 2026, ce télescope géant permettra de répondre à des questions fondamentales de l'astrophysique contemporaine. L'imagerie d'objets astrophysiques depuis des télescopes au sol est cependant perturbée par l'atmosphère qui réduit la capacité des instruments au sol à distinguer les objets proches. L'Optique Adaptative (OA) permet de restaurer cette résolution angulaire en corrigeant en temps réel (via un miroir déformable) le front d'onde perturbé par l'atmosphère (mesuré par l'Analyseur de Surface d'Onde (ASO)). Jusqu'à récemment, la majorité des systèmes d'OA utilisaient des ASO Shack-Hartmann (SH). Des concepts concurrents basés sur le filtrage optique de Fourier (le senseur Pyramide ou l'analyseur Zernike) viennent cependant d'être mis en fonctionnement et leurs résultats semblent surpasser les performances du SH. En vue de leur potentielle utilisation sur les ELTs, cette thèse vise à consolider leur compréhension théorique ainsi qu'à optimiser ces ASO basés sur le filtrage de Fourier. Cette thèse développe un cadre mathématique qui décrit sous un unique formalisme ces ASO. Il permet de généraliser les designs préexistants -passant ainsi d'ASO uniques à des "classes d'ASO"- en transformant leurs grandeurs caractéristiques à l'origine fixées en degrés de liberté. Les classes Pyramide et Zernike sont donc explorées dans le but d'optimiser ces ASO au regard des attentes expérimentales. Des configurations inédites de la classe Pyramide -ASO que l'on appelle Pyramides aplaties- s'avèrent notamment prometteuses et font l'objet d'une étude plus poussée. / Europe is currently preparing the largest telescope of the world: the European Extremely Large Telescope (E-ELT). Planned by 2026, this huge telescope will allow to answer fundamental questions of contemporary astrophysics. However, images of astrophysical objects done by ground based telescopes suffer from the atmospheric turbulence which reduces the capacity of instruments to distinguish objects too close to each other. The Adaptive Optics (AO) allows to restore this loss of angular resolution by correcting (thanks to a deformable mirror) in real time the perturbed wave front (measured by the WaveFront Sensor (WFS)).Until very recently, the majority of AO systems had used the Shack-Hartmann (SH) WFS. New concepts based on Fourier filtering (the Pyramid or the Zernike WFSs) have however just been put in operation in several professional observatories and their results seem to outperform the SH. Since they would potentially be chosen for the AO systems of the future ELTs, this thesis aims to consolidate their theoretical understanding and to optimize these Fourier based WFSs.We firstly develop a mathematical framework which describes all these WFSs under an unique formalism. It allows to generalize the pre-existent designs -a WFS thus becomes a "WFS class"- by considering their optical parameters as flexible quantities. We then explored the two Pyramid and Zernike classes to identify the influence of class' parameters on performance criteria in order to optimize optical designs with regard to the instrumental requirements. New configurations of the Pyramid class -that we called Flattened pyramids- show promising behaviors and are studied in details.