La caractérisation de phase est la pierre angulaire de l'analyse de front d'onde. Devenant un secteur d'activité de plus en plus large, il nécessite de nouveaux moyens de contrôle plus efficaces, plus performants et meilleur marché. Les performances des techniques les plus utilisées dans ce domaine reposent en grande partie sur un équipement optique sophistiqué, alors que l'utilisation de la diffraction par propagation libre permet de simplifier au maximum le matériel et de reporter la charge aux algorithmes intelligents de traitement de données. L'objectif de ce travail est de mettre en valeur une technique d'analyse de front d'onde multivue ainsi que de construire une installation-prototype capable de caractériser les diverses cartes de phase. L'entité de l'étude réalisée consiste à proposer une méthode d'accès à la forme de la phase d'une onde inconnue à partir d'une séquence de ses figures de diffraction créées avec un modulateur spatial de lumière selon le principe des multiples ondes illuminantes. Pour contribuer au problème, un algorithme itératif de type IFTA (Iterative Fourier/Fresnel Transform Algorithm) dit la ``multi-illumination'' a été mis en oeuvre en deux versions qui sous-entendent soit les conditions de l'imagerie cohérente combinée avec une propagation libre, soit une double propagation de Fresnel/Fourier. Le fonctionnement de l'algorithme a été vérifié aussi bien en simulation numérique qu'au sein d'un montage optique experimental gouverné par un logiciel artisanal de pilotage. Les résultats obtenus démontrent sa convergence sûre et particulièrement rapide. Mots-clefs: analyse de front d'onde, reconstruction de phase, modulateur spatial de lumière, multivue, algorithmes iteratifs par transformée de Fourier/Fresnel discrète.

Imager une exo-terre à proximité d’une étoile est une tâche complexe : le signal de la planète est noyé dans le flux immense de l’étoile, très proche. Doivent donc être combinés :- de grands télescopes spatiaux segmentés. La segmentation du miroir primaire facilite le transport mais crée des erreurs liées à l’alignement.- un coronographe, permettant d’éteindre la lumière stellaire. - enfin, toute aberration optique crée un résidu lumineux nuisible dans l’image. La mesure et le contrôle des aberrations d’un système coronographique, notamment celles liées à la segmentation du télescope, sont donc primordiaux et constituent le sujet de ma thèse.Tout d’abord, j’ai développé PASTIS, un modèle simplifié du contraste d’un coronographe en présence d’une pupille segmentée, permettant d’analyser facilement les performances pour contraindre les aberrations optiques lors du design de l’instrument. PASTIS prend en compte les spécificités des instruments : structure de la pupille, aberrations optiques dues à la segmentation, coronographe. Je l’ai appliqué au télescope LUVOIR afin d’analyser les modes limitant le contraste et ainsi mieux répartir les contraintes sur les segments. Par la suite, j’ai travaillé sur l’analyse de front d’onde coronographique en présence d’un télescope segmenté sur le banc expérimental HiCAT avec une première démonstration de l’analyseur COFFEE permettant de reconstruire les erreurs de phasage avec une grande précision. Enfin, j’ai mené une analyse comparative des multiples méthodes de contrôle de front d’onde existantes et validé l’une d’elles (Dark Hole Non Linéaire) expérimentalement dans un cadre simplifié sur le banc MITHIC du LAM / Direct imaging of exo-Earths is extremely complex: the star is by far brighter and very close to the planet. Several tools have to be combined:- a giant primary mirror. For manufacturing and transportation reasons, we tend to use segmented mirrors, ie. mirrors made of smaller mirrors but that have to be well-aligned and stabilised.- a coronagraph, enabling to remove the starlight.- the smallest residual wavefront aberration into residual light that decreases the image quality. The measurement and control of the aberrations, including the ones due to the telescope segmentation, are crucial and consist in the topic of my thesis.First, I developed PASTIS, a model of the contrast of a coronagraphic system in presence of a segmented pupil, enabling to analyze the performance to set up constraints on the optical aberrations during the instrument design. PASTIS takes into account the specificities of high-contrast instruments: pupil structure, optical aberrations due to the segmentation, coronagraph. I applied it to the LUVOIR telescope to analyze the main modes limiting the contrast and therefore optimizing the repartition of the constraints on the segments. In parallel, I worked on the analysis of the coronagraphic wavefront in presence of a segmented telescope on the experimental testbed called HiCAT, with a first demonstration of the COFFEE sensor enabling to reconstruct phasing errors with a high precision.Eventually, I ran a comparative analysis of existing methods of wavefront control and experimentally validated one of them (Non Linear Dark Hole) in a simplified case on the MITHIC testbed at LAM

L'Optique Adaptative (OA) permet de corriger en temps-réel les perturbations engendrées par l'atmosphère grâce à l'analyse de la turbulence par un Analyseur de Surface d'Onde (ASO) puis une correction grâce à un Miroir Déformable (MD). L'OA est cependant soumise à deux limitations principales : l'anisoplanétisme et la couverture de ciel. Pour les pallier, les concepts d'OA dits grand champ ont été développés. Ces systèmes permettent de sonder le volume turbulent grâce à l'utilisation de plusieurs ASO pour réaliser une reconstruction tomographique de la turbulence. La correction peut ensuite être appliquée dans une direction spécifique du champ à l'aide d'un MD (système d'OA Tomographique Laser (LTAO)) ou dans un large champ grâce à plusieurs MD (système d'OA MultiConjuguée (MCAO) ou d'OA multi-objet (MOAO)). L'objectif des travaux menés au cours de cette thèse est d'étudier le dimensionnement des systèmes d'OA grand champ et la validation expérimentale de ces concepts en s'intéressant aux problématiques posées par la multi-analyse de surface d'onde, la correction et la commande. Pour cela, un banc de validation expérimentale en OA grand champ, appelé HOMER, a été développé. Son intégration a permis l'étude et la mise en place de procédures de calibration du système, nécessaires à l'obtention de très bonnes performances. Ces calibrations ont notamment été utilisées dans le cadre de l'implantation d'une commande optimale de type Linéaire Quadratique Gaussienne (LQG). Cette commande est particulièrement bien adaptée à l'OA grand champ puisqu'elle permet d'estimer et de prédire le volume turbulent grâce à des a priori spatiaux et temporels sur la turbulence, puis d'appliquer la correction sur les MD en optimisant la correction dans un champ donné. Cette commande, qui jusqu'à présent n'avait fait que l'objet d'une étude numérique en OA grand champ, a été mise en oeuvre sur HOMER pour des configurations de MCAO et de LTAO. Nous avons mis en évidence le gain apporté par cette commande comparée à une solution plus classique réalisant une reconstruction moindres carrés associée à un contrôleur intégrateur. Ces travaux constituent les premiers résultats expérimentaux obtenus grâce à l'implantation d'une commande LQG en OA grand champ ainsi qu'en LTAO boucle fermée. Nous avons ainsi débuté une étude de la robustesse de la commande LQG aux erreurs de modèles. Ces études expérimentales ont en outre été complétées par des études théoriques sur le dimensionnement de systèmes d'OA grand champ et le dimensionnement des MD pour répondre aux problématiques posées par ces nouveaux concepts d'OA.

Les interactions lumière-matière à l'échelle sub-longueur d'onde, mettant notamment en jeu l'excitation de plasmons de surface dans les nanostructures métalliques, offrent de nouvelles perspectives pour la conception de systèmes optiques infrarouges. Elles permettent des fonctions optiques innovantes, miniaturisées et intégrables au voisinage d'une puce de détection. Dans le cadre de cette thèse, nous avons exploré deux concepts pour l'infrarouge. Nous avons proposé de réaliser une transmittance optique modulée spatialement en amplitude et en phase, en utilisant une mosaïque de réseaux métalliques sub-longueurs d'onde de différentes géométries (largeur de fente, période). Les calculs et les mesures de la transmission optique de réseaux individuels, en amplitude et en phase, montrent que le mécanisme non résonant permet une utilisation sur une large bande spectrale. Nous donnons l'exemple de la reconstitution d'une sinusoïde 2D pouvant servir d'objet diffractif dans une application d'analyse de surface d'onde. Le deuxième concept est basé sur l'exaltation des résonances dans des réseaux métalliques suspendus pour réaliser des filtres spectraux dans les bandes II et III de l'infrarouge. Le développement d'un procédé de fabrication original a permis d'obtenir des membranes percées de grandes dimensions. Une transmission optique quasi-totale a été mise en évidence, conformément aux prédictions théoriques. Les résultats obtenus à l'aide d'une micro-caméra multi-voies intégrant une matrice de 11 filtres opérant sur la bande II (2,5 μm - 5 μm) confirment le potentiel des réseaux sub-longueurs d'onde pour des applications de spectro-imagerie.

L’ELT (Extremely Large Telescope), est un télescope de diamètre 39 m en cours de réalisation par l’Observatoire Européen Austral (ESO). Pour pouvoir tirer pleinement parti de sa taille, ses instruments seront équipés de systèmes d’Optique Adaptative (OA) qui compenseront la turbulence atmosphérique. Ces systèmes d’OA requièrent l’utilisation d’étoiles guides laser afin de maximiser la couverture du ciel. Les étoiles guides laser sont générées par laser accordé sur une résonance d’atome de sodium présents dans une couche d’une épaisseur de 10 km et située à environ 90 km d’altitude. Une étoile laser est donc un cylindre lumineux dans la haute atmosphère, allumé par la relaxation des atomes. L’analyse de front d’onde à l’aide de ces étoiles artificielles souffrent de limitations connues. De plus, sur un télescope de la taille de l’ELT, leur utilisation est compliquée par l’effet de perspective qui provoque un allongement de l’étoile guide lorsqu’elle est vue d’un point éloigné de son point de lancement au sol : le cylindre n’est plus vu par une section circulaire, mais sur le côté. Sur un télescope de 39m, l’élongation de l’étoile peut alors atteindre jusqu’à 20 secondes d’arc, à comparer avec le diamètre du cylindre qui est déterminé par la turbulence, soit de l’ordre d’une seconde d’arc. La variabilité de l’épaisseur, de l’altitude et de la distribution de densité de la couche de sodium ont alors un impact sur la mesure du front d’onde.L’étude de ce problème, qui porte à la fois sur les algorithmes de mesure et le design des analyseurs de front d’onde, a donné lieu à de nombreux travaux s’appuyant sur des simulations et des tests en laboratoire. Le but de cette thèse a été d’étudier cette question à l’aide de données expérimentales obtenues sur le ciel. Ces données ont été enregistrées grâce au démonstrateur d’OA CANARY, situé sur le télescope William Herschel sur l’île de la Palma aux Canaries. CANARY a été développé par le LESIA, en collaboration avec l’Université de Durham; le laser et son télescope d’émission ont été fournis et opéré par l’ESO. Lors de cette expérience, l'allongement extrême des étoiles laser qui sera observé sur l'ELT a été reproduit en plaçant le télescope d’émission à environ 40m du télescope William Herschel. Le front d'onde a ensuite été mesuré sur l’étoile laser allongée ainsi crée.Les travaux effectués pendant cette thèse ont consisté en la préparation de l’instrument et en particulier de l’analyseur de front d’onde de l’étoile laser, la réalisation des observations et le traitement des données résultant de ces dernières. L’analyse de ces données a permis de construire un budget d’erreur de la mesure de front d’onde sur étoile laser allongée. Grâce à ce budget d’erreur, les performances de différents algorithmes de mesure ont été comparées, ainsi que leur comportement face à la variabilité du profil de sodium et des conditions de turbulence. Enfin, différentes configurations d’analyseurs ont été extrapolées, ce qui a permis d’établir des limites sur leur design dans le cadre de l’ELT. / The ELT (Extremely Large Telescope) is a telescope whose diameter is 39 m currently under construction by the European Southern Observatory (ESO). In order to fully benefit from its size, ELT instruments will be equipped with Adaptive Optics (AO) systems to compensate the atmospheric turbulence. These AO systems require the use of Laser Guides Stars (LGS) in order to have as large a sky coverage as possible. LGS are generated using a laser tuned on a resonant frequency of sodium atoms contained in a layer approximately 90km high and 10 km thick. Therefore, a LGS is a luminous cylinder in the high atmosphere, lighted by sodium atoms relaxation. Wavefront sensing on these artificial stars suffers from known limitations. On a telescope the size of the ELT, their use is further complicated by the perspective effect which causes an elongation of the LGS when it is seen from a point distant from its launch position : the cylinder is no longer seen by its circular section, but on the side. On a 39m telescope, the elongation can reach up to 20 arcseconds, which is large compared to to the diameter of the cylinder determined by the turbulence, that is about 1 arcsecond. Variability of the thickness, height and density distribution of the sodium layer then have an impact on wavefront sensing. The study of this problem, which concerns both sensing algorithms and wavefront sensor design, has already been the subject of many work relying on simulations and laboratory experiments. This thesis aims at studying this question using experimental data obtained on sky. These data were acquired using the AO demonstrator CANARY, placed on the William Herschel Telescope (WHT) on the island of La Palma in the Canaries Island. CANARY was developed by LESIA in collaboration with Durham University; the laser and its launch telescope were supplied and operated by ESO. In this experiment, the extreme elongation of LGS as will be seen on the ELT was reproduced by placing the launch telescope 40 m away from the William Herschel Telescope. The wavefront was the measured on the elongated LGS thus created. The studies led during this thesis consisted in the preparation of the instrument and in particular the LGS Wavefront Sensor (WFS), the realisation of the observations and processing on the data obtained. Analysis of these data allowed to build an error breakdown of wavefront sensing on the elongated LGS. Thanks to this error breakdown, performances of different measurement algorithms where compared, as well as their behaviour according to the variability of the sodium profile and the turbulence conditions. Finally, different wavefront sensor designs were extrapolated which allowed to establish limits on their designs for the ELT.

L'étude de la propagation d'un faisceau laser intense dans un plasma chaud est très importante pour la fusion thermonucléaire par confinement inertiel. Nous présentons dans ce travail de thèse des expériences réalisées à l'aide d'un faisceau laser focalisé au plus proche de la limite de diffraction, afin de simplifier la géométrie de l'interaction laser plasma, et de comparer les résultats obtenus avec ceux de simulations numériques adaptées aux conditions de l'expérience. <br>Nous étudions la modification de la distribution d'intensité laser au cours du temps, et en différents plans de propagation, à partir de l'imagerie résolue en temps et en espace de cette distribution d'intensité, en champ proche et en champ lointain. <br>Nous présentons notamment la première observation expérimentale de l'instabilité de filament, l'éclatement du faisceau fonction du temps, de l'espace, du gradient de vitesse.<br>Nous donnons enfin la première et unique observation d'images de la localisation transverse de la rétrodiffusion Brillouin stimulée.

L'optique adaptative (OA) permet de corriger les effets induits par la turbulence atmosphérique, qui dégradent la résolution des télescopes et donc la qualité des images. Introduits dans les années 1990, les systèmes d'OA deviennent désormais tomographiques, permettant l'analyse du volume turbulent pour une correction à grand champ. Ceci s'accompagne d'une forte augmentation de la complexité des OA des futurs grands télescopes. Les nouveaux concepts d'OA souvent à grands nombres de degrés de liberté (GNDL) requièrent des lois de commande innovantes respectant les contraintes temps réel. Plusieurs aspects originaux sont abordés. Pour les GNDL, le point d'entrée est le choix de la base de représentation de la phase. Deux voies sont explorées : avec une formulation zonale, des méthodes Fourier sont étudiées pour la reconstruction statique de front d'onde ; une nouvelle stratégie combinant méthodes Fourier et méthodes itératives est développée pour adapter la commande optimale linéaire quadratique gaussienne (LQG) aux GNDL. On traite ensuite le problème des dynamiques temporelles des grands miroirs déformables. Pour des dynamiques linéaires, la commande optimale minimisant la variance résiduelle est obtenue comme solution d'un problème LQG à temps discret. Ceci permet aussi de quantifier la dégradation de performances pour des commandes sous-optimales. Cette approche est appliquée à la commande des miroirs de basculement destinés aux grands télescopes. On montre que négliger la dynamique conduit à une dégradation significative des performances. Une autre application est traitée : la coordination d'un miroir lent et d'un miroir rapide (concept woofer-tweeter).

L'imagerie à la limite de diffraction des télescopes de grand diamètre constitue un enjeu majeur pour l'astrophysique moderne. Mais il faut compenser les effets délétères de la turbulence sur la phase de l'onde électromagnétique. Je développe un algorithme d'optimisation globale pour le problème inverse non-linéaire de reconstruction de front d'onde à partir d'une image tavelée, et je montre le bénéfice de la diversité polychromatique (images à différentes longueurs d'onde) pour gérer plus de degrés de liberté. Pour l'Etoile Laser Polychromatique, je montre qu'estimer conjointement tout le front d'onde à partir de l'image améliore considérablement l'estimation de son déplacement par rapport au barycentre. Je développe aussi une méthode d'interspectre bi-chromatique pour estimer le déplacement lorsque l'étoile est résolue. Je présente enfin une approche inverse pour traiter en temps-réel les données d'un détecteur à comptage de photons (gain 4 en résolution spatiale).

Les lasers et amplificateurs à base de fibres optiques dopées constituent aujourd'hui une alternative sérieuse aux milieux cristallins traditionnellement utilisés pour la réalisation d'amplificateurs laser de puissance de par leur faible sensibilité aux problèmes thermiques et leur rendement optique-optique élevé. Les performances des fibres restent néanmoins limitées en régime impulsionnel du fait de l'apparition d'effets non-linéaires. Une solution pour passer outre ces limitations consiste à distribuer l'amplification sur plusieurs fibres monomodes distinctes et à les mettre en phase de manière à réaliser une combinaison cohérente. Ces systèmes nécessitent un contrôle précis de la phase optique des différentes voies et sont relativement difficiles à mettre en œuvre lorsque le nombre de voies augmente. Dans ce manuscrit de thèse, une solution originale de combinaison cohérente en architecture intégrée est présentée. Une mise en phase des modes d'une fibre multimode et des cœurs d'une fibre multi-cœurs est ainsi réalisée à l'aide d'un modulateur spatial de lumière. Plusieurs techniques de mise en phase ont été étudiées : mise en phase par holographie numérique dynamique, utilisation d'une boucle de contre-réaction par algorithme évolutionnaire, mesure directe du contenu modal en sortie de fibre multimode à l'aide d'un analyseur de front d'onde. Ces techniques ont permis de produire des faisceaux amplifiés en régime impulsionnel proches de la limite de diffraction. Des modélisations numériques d'amplification dans des fibres multimodes et de correction par algorithme évolutionnaire dans ces mêmes fibres ont également été développées.

L’instrumentation multi-pupille permet de repousser les limitations actuelles des diamètres des télescopes monolithiques. L’alignement des sous-pupilles est donc une problématique incontournable pour les futurs projets de télescopes au sol comme dans l’espace. Un Analyseur de Surface d’Onde (ASO) est alors nécessaire pour mesurer les aberrations spécifiques au cas multi-pupille que sont le piston différentiel (différence de marche entre les sous-pupilles), le tip et le tilt (basculements différentiels entre les sous-pupilles). Nous nous attachons à réaliser des ASOs non supervisés et simples d’implantation, permettant l’alignement total d’un instrument multi-pupille. L’algorithme ELASTIC repose sur l’analyse de la corrélation entre deux images focales prises successivement, différant par une perturbation maîtrisée et appliquée directement sur les sous-pupilles. ELASTIC permet d’une part d’estimer les grandes erreurs de tip/tilt, pour effectuer un alignement géométrique et d’autre part de stabiliser le tip/tilt pendant la minimisation des grandes erreurs de piston, pour l’alignement interférométrique. Enfin, un second algorithme appelé LAPD permet, au moyen de deux images prises simultanément dans un plan focal et dans un plan légèrement défocalisé, d’estimer les petites erreurs de piston/tip/tilt pour le cophasage fin. Ces différents algorithmes sont caractérisés au moyen de simulations numériques, pour différents types de télescopes multi-pupilles. Nous démontrons expérimentalement les briques de la chaîne d’alignement sur un instrument à 6 sous-pupilles. Ces ASOs permettent de simplifier le dimensionnement des futurs télescopes. / The resolution of a telescope is ultimately limited by its aperture diameter, but the size of mirrors is bounded by current technology to about 10m on the ground and to a few meters in space. To overcome this limitation, interferometry consists in making an array of sub-apertures interfere; the resulting instrument is called an interferometer or a multi-aperture telescope. To reach the diffraction limit of such instruments, all sub-apertures must be phased to within a small fraction of wavelength. A critical sub-system of interferometers is the Cophasing Sensor (CS), whose goal is to measure the relative positioning errors between the sub-apertures (differential piston, tip and tilt), which are the specific low-order aberration of an interferometer and the main source of wave-front degradation. We aim to develop unsupervised and easy-to-implement CSs for the global multi-aperture telescope alignment. ELASTIC algorithm provides a solution for large amplitude tip/tilt error measurement from a modified cross-spectrum of two diversity images, allowing the geometrical alignment. ELASTIC also provides tip/tilt stability for the large amplitude piston error minimization, called the interferometric alignment. Finally a second algorithm called LAPD uses focal and slightly defocused images for the small amplitude piston/tip/tilt error measurement, allowing the fine phasing. Numerical simulations of several types of multi-aperture telescopes are performed in order to test our algorithms. We experimentally demonstrate the efficiency of the different algorithms on a 6-sub-aperture instrument. These algorithms should simplify the design of the future telescopes.