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.

Le nombre de degrés de liberté à contrôler dans un système d'optique adaptative (OA) passe de quelques centaines pour les grands télescopes actuels à plusieurs milliers prévus sur les futurs télescopes de 30 à 100 mètres de diamètre. La méthode de commande de cette OA doit être repensée à la fois pour être en adéquation avec les nouveaux critères de performance et pour pouvoir estimer un si grand nombre de paramètres en temps réel. Je montre d'abord qu'il est possible d'améliorer l'estimation de la déformation de la surface d'onde, d'un facteur 2 sur la variance de l'erreur, en tenant compte de connaissances a priori sur la statistique de la turbulence atmosphérique et ce, tout en utilisant un algorithme rapide adapté aux grands systèmes. Ensuite, l'optimisation d'un critère en boucle fermée me conduit à une commande optimale par modèle interne, applicable en temps réel sur un télescope hectométrique grâce à l'algorithme rapide cité précédemment. La robustesse de cette nouvelle méthode de commande a enfin été éprouvée sur un simulateur complet d'OA et ses performances ont été comparées à d'autres approches.

Les surfaces optiques segmentées et discontinues sont connues depuis l'Antiquité. Elles ont fait l'objet de nombreuses applications, dont la première rapportée est celle des “miroirs ardents” d'Archimède conçus pour concentrer l'énergie solaire sur les voiles des vaisseaux ennemis, et ainsi y mettre feu. Cette idée toujours brûlante a présidé à la construction des fours solaires actuels destinés à tester la résistance de matériaux placés dans des conditions extrêmes, ou de centrales hélio-électriques dédiées à la production d'électricité domestique. Bien que les précisions de surface requises pour ces installations soient de l'ordre de quelques millimètres, leurs méthodes de conception, de réglage et de contrôle n'en font pas moins appel aux techniques de l'optique instrumentale moderne: ainsi le principe de la “méthode de rétro-visée” testée au cours de mon doctorat à l'IMP d'Odeillo s'apparente naturellement à ceux des senseurs de surface d'onde équipant aujourd'hui les systèmes d'optique adaptative nécessaires aux observations astrophysiques. Mais les surfaces optiques discontinues ne servent pas qu'à concentrer l'énergie lumineuse. Les expériences historiques de Fizeau et Michelson ont démontré leur capacité à mesurer des paramètres astrophysiques à très haute résolution angulaire, et ouvert la voie à une nouvelle génération d'instruments d'observation astronomique: interféromètres stellaires dont les ouvertures multiples peuvent être séparées par plusieurs centaines de mètres (tel le VLTI), télescopes géants équipés de miroirs primaires segmentés (les Keck au sol ou le JWST dans l'espace), ou de futuristes hyper-télescopes spatiaux en quête d'images directes de systèmes planétaires extra-solaires. De telles installations, dont les cahiers des charges deviennent toujours plus ambitieux, doivent être cophasés au dixième de longueur d'onde, voire au millième dans le cas d'un interféromètre à frange noire. Il devient alors nécessaire de développer de nouveaux moyens de modélisation et de contrôle de ces systèmes complexes, dont quelques-uns sont présentés ici dans le cadre des futurs télescopes de diamètre supérieur à 30 mètres (ELT) et des interféromètres chasseurs d'exo-planètes tels que Darwin et TPF-I. Les surfaces optiques discontinues sont également présentes dans le domaine de la spectroscopie: outre les classiques réseaux de diffraction, on les retrouve au cœur des spectro-imageurs de nouvelle génération, capables de former simultanément sur un même détecteur l'image d'un objet astrophysique et sa décomposition spectrale en tous points. Ainsi l'instrument MUSE, équipé de systèmes découpeurs d'images composés de matrices de miroirs discontinus, permettra-t-il au VLT d'observer les galaxies primordiales dans un avenir proche. Au vu de tant d'applications, il ressort clairement que les techniques de réalisation et de contrôle des surfaces optiques segmentées ou discontinues constitueront la clé de la science astrophysique du siècle à venir. Une longue route reste à accomplir, dont le banc de test SIRIUS développé à l'Observatoire de la Côte d'Azur afin d'évaluer les performances des hyper-télescopes, des interféromètres à frange noire, et de leurs méthodes de cophasage, pourrait constituer une étape décisive.

Depuis 1995, environ 350 exoplanètes ont été détectées mais seule une dizaine l'a été directement pour plusieurs raisons. D'abord, les projections de l'étoile hôte et de sa planète sur la sphère céleste sont très proches -- quelques fractions de secondes d'arc. Ceci impose un diamètre minimum pour le télescope et un système compensant les perturbations atmosphériques. Ensuite, le flux lumineux de l'étoile hôte est entre un million et dix milliards de fois plus fort que celui de la planète. Pour réduire ce flux stellaire sans affecter le flux planétaire, nous utilisons un coronographe dont les performances sont limitées par les défauts optiques qui doivent être compensés ou estimés. Pendant ma thèse, j'ai étudié sur des plans théoriques et expérimentaux deux techniques: le coronographe à quatre quadrants à étages multiples (MFQPM) pour atténuer le flux stellaire et la self coherent camera (SCC) qui minimise l'impact des aberrations optiques en utilisant l'incohérence entre lumières stellaires et planétaires. J'ai montré en laboratoire qu'un prototype non optimisé du MFQPM fournissait une extinction achromatique de l'étoile centrale de mille à dix milles entre 550 et 750nm. Puis, j'ai montré par simulations que la SCC s'associe aisément avec un coronographe de type Lyot et qu'en utilisant ses deux modes de fonctionnement -- analyseur de surface d'onde en plan focal et imagerie différentielle --, des planètes de type Terre pouvaient être détectées de l'espace sous des conditions réalistes. J'ai également mesuré un défaut réel de phase via la SCC sur le banc d'Imagerie Très Haute Dynamique que j'ai développé à l'Observatoire de Paris.

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.

Sévèrement limité par la turbulence atmosphérique, les grands télescopes au sol ne sont pas capables d'atteindre leur limite de résolution intrinsèque de manière directe. En fonctionnement normal, ils ne peuvent pas résoudre plus de détails, aux longueurs d'ondes du visible et du proche infrarouge qu'un télescope de quelques décimètres de diamètre. La technique d'optique adaptative décrite ici, offre l'avantage sur les autres techniques, d'un traitement du front d'onde avant la détection du signal. Lorsque la détection n'est pas limitée par le bruit propre du signal incident ce traitement permet d'améliorer significativement le rapport signal sur bruit. La correction est réalisée par un miroir déformable dont les commandes sont calculées à partir des mesures des perturbations de la surface d'onde. Les limitations de cette instrumentation sont données par le nombre d'actuateurs du miroir, la précision de la mesure du front d'onde, liée au flux disponible pour réaliser la mesure, et à la bande passante de l'asservissement. Cette bande passante est surtout liée à la fréquence d'échantillonnage du signal d'erreur, et à la vitesse de calcul dans la boucle d'asservissement. Nous donnons la description d'un instrument testé en observatoire au cours de l'automne 1989. Le front d'onde corrigé au moyen d'un miroir déformable de 19 actuateurs, a permis d'obtenir en temps réel, des images limitées par la diffraction pour des longueurs d'onde supérieures à 2,2um, au foyer coudé du télescope de 1,52 m de l'OHP. La mesure de la perturbation est réalisée par un analyseur de Shack-Hartmann de 5x5 sous-pupilles pour échantillonner le signal à une fréquence de 100 Hz. La bande passante obtenu est de 9 Hz en boucle ouverte à 0 dB. Les résultats qui sont présentés illustrent l'intérêt de cette technique pour l'imagerie infrarouge en astronomie

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.