Le Gamma Large Array Space Telescope (GLAST), d es septembre 2007, observera les rayons entre 100 MeV et 300 GeV. Leur direction est mesurée par un trajectographe en couches à pistes de Si, leur énergie par un calorimètre rendu hodoscopique gr^ ace a la disposition de ses barreaux de CsI(Tl). Pesant près de deux tonnes, une structure en fibres de carbone rigidifiée par de l'époxy les soutient pour les protéger durant l'envol. Dans un barreau, un signal crée par un dépôt d'énergie est attenue en fonction de la distance parcourue. Un système de lecture compose d'une double diode a chaque extrémité permet alors de mesurer l'énergie déposée et sa position moyenne. Sur Terre, la calibration s'effectue grâce aux muons cosmiques. Un rayon interagit en créant une gerbe électromagnétique. Les contraintes spatiales sur la conception du calorimètre font que seule une fraction de l'énergie y aboutit, ce en fonction de l'énergie, l'orientation et la proximité aux parois de la gerbe. L'énergie (E) est reconstruite en optimisant, en fonction de ces paramètres, un estimateur base sur l'énergie mesurée dans le calorimètre (Q) et des observables réduisant la variance de Q car anti corrélées a celle-ci a Exe. L'algorithme de reconstruction procède à un maximum de vraisemblance sur cet estimateur. Les rayons extragalactiques peuvent initier des cascades électron-photon sur le fond de photons. Les spectres observes dépendent de l'atténuation des rayons, permettant en retour une mesure du fond infrarouge, et de l'émission de leurs cascades. Une signature spectrale du champ magnétique extragalactique est alors perceptible.

Le projet OVLA (Optical Very Large Array) consiste en un interféromètre stellaire dédié à l'imagerie à haute résolution dans le domaine visible et infrarouge. Il est composé de 27 télescopes mobiles répartis sur une base de plusieurs kilomètres. En effet, la mobilité des télescopes assure à la fois l'égalité des chemins optiques ainsi qu'une couverture u-v homogène.<br /><br />Pour assurer ce besoin de mobilité, chaque télescope OVLA devra être à la fois stable, léger, compact et autonome. Un télescope prototype, d'un diamètre de 1.52m, est en construction à l'OHP. Il possède une monture sphérique et un miroir actif. Pour des raisons de coût, le miroir est en verre ordinaire d'une épaisseur de 24mm seulement. Les flexions du miroir sont alors compensées par 29 actuateurs.<br /><br />Mon travail a tout d'abord concerné l'étude et la réalisation des systèmes de contrôle de la monture et du miroir actif. Je détaille également le système de chauffage de la surface du miroir permettant de compenser efficacement les déformations thermiques du miroir.<br /><br />Les premiers résultats obtenus sur le ciel avec le miroir actif dans la monture sphérique sont présentés. L'avenir ainsi que les retombées technologiques et industrielles du télescope prototype OVLA sont également discutés.<br /><br />Je m'intéresse ensuite au principe de la « pupille densifiée » (Labeyrie, 1996) qui permet d'améliorer considérablement le contraste des images obtenues au foyer d'un interféromètre. Je démontre alors qu'il possible de transformer le concept initial d'OVLA en un véritable hypertélescope.<br /><br />Enfin, dans le cadre de l'étude TPF lancée par la NASA, je présente un modèle de voiles solaires assurant le pointage et le cophasage d'un interféromètre spatial composé de free-flyers. De tels interféromètres permettront d'obtenir l'image de systèmes exo-planètaires.

La collaboration ANTARES se propose de construire un télescope sous-marin à neutrinos, par 2400 m de fond, à 40 km de Toulon. Ce détecteur sera constitué de 12 lignes comportant chacune 90 photo-multiplicateurs. Les neutrinos sont détectés via leur interaction par courant chargé dans le milieu en-tourant le détecteur (l'eau ou la roche) conduisant à la production d'un muon dans l'état final. Celui-ci émet de la lumière Tcherenkov lors de sa propagation dans l'eau. Cette lumière est repérée par un ré-seau tridimensionnel de photomultiplicateurs. Le flux diffus de neutrinos est constitué par l'addition de l'émission en neutrinos des différentes sour-ces. Seules les sources d'origine astrophysique ont été retenues. Les différents modèles théoriques pré-disant un tel flux ont été inventoriés et leurs prédictions ont été intégrées aux possibilités de simula-tion. La reconstruction en énergie des muons étant un paramètre crucial pour cette analyse, un nouvel estimateur d'énergie a été développé. Il permet d'aboutir à une résolution en énergie de l'ordre d'un facteur 3. Des variables discriminantes ont également été construites afin de rejeter le bruit de fond constitué par les muons atmosphériques. L'ensemble de ces travaux permet d'aboutir à une sensibilité de l'ordre de 8.10-8 GeV·cm-2·s-1·sr-1 au bout d'un an pour un flux en E-2 et un détecteur comportant 10 lignes.

Une nouvelle architecture robotique parallèle de télescope d'observation spatial actif a été développée préalablement à cette thèse. Afin de pouvoir améliorer le réglage optique du télescope, la structure robotique doit pouvoir être auto-étalonnée dans l'espace, à partir des informations disponibles (mesures proprioceptives, images, etc). Dans un premier temps, les hypothèses nécessaires pour assurer le bon déroulement de l'étalonnage sont analysées. Cette étude théorique, appuyée par des exemples, permet de définir des conditions nécessaires à l'étalonnage. Ces conditions permettent de déterminer les précisions nécessaires sur les paramètres du modèle et l'amplitude maximale du bruit de mesure admissible pour l'étalonnage. Avec ces valeurs, un critère d'arrêt pour les algorithmes d'étalonnage ayant une réelle signification physique peut être obtenu. De plus, une normalisation de la matrice d'identification est proposée, ce qui permet l'analyse de ses valeurs singulières pour détecter les problèmes d'identifiabilité des paramètres. Dans une deuxième partie, nous nous intéressons à la modélisation du télescope d'observation. Plusieurs modèles de déformation des articulations flexibles du télescope sont proposés, en considérant par exemple les équations de la théorie des poutres ou l'équilibre statique de la plate-forme. Ces modèles sont ensuite comparés expérimentalement par une analyse des résultats d'étalonnage photogrammétrique. Cette analyse permet aussi d'observer une déformation de la plate-forme mobile qui peut être approchée par l'intermédiaire de deux modèles. / A new parallel robotic architecture has previously been developed for an active space telescope. The telescope needs to be calibrated in order to improve its optical quality. This also has to be done automatically in space with the available information (propriocetive measures, images, etc) which is referred as self-calibration. First, the necessary hypothesis for calibration are analyzed. This theoretical study, illustrated with examples, leads to the definition of the necessary conditions for an efficient calibration. With those conditions, the required accuracy of the model parameters and the maximal measurement noise allowed for calibration can be calculated. A physically meaningful stop criterion for the identification algorithm can also be derived and a normalization of the identification Jacobian matrix is proposed, which permits the analysis of its singular values in order to detect identifiability problems. Concerning the telescope modeling, three kinematic models taking into account the telescope flexure joint behaviors are proposed, for example using the beam theory or the static equilibrium of the mobile platform. Those models are compared through an analysis of the calibration results using photogrammetry. This analysis highlights a deformation of the mobile platform of the telescope, that was considered using two models. Thus, the kinematic model of the telescope is composed of both a model for the flexure joints and a model approaching the mobile platform deformation. This model was validated with the calibration results of photogrammetry.

Pour relever les défis de l'observation de la Terre et de l'astronomie, les futurs observatoires spatiaux vont requérir des télescopes de plusieurs mètres de diamètre. Les différentes contraintes liées à l'environnement spatial vont induire des déformations et des désalignements des miroirs du télescope dégradant ainsi la qualité optique des observations. L'intégration de l'optique active, utilisée depuis la fin des années 80 pour l'alignement et le maintien de la qualité optique des télescopes au sol, devient donc nécessaire. Un tel système est constitué de trois éléments : un dispositif de mesure, une fonction de correction et une boucle de contrôle qui fait le lien entre les deux éléments précédents.Les travaux de recherche présentés dans ce mémoire de doctorat s'attachent, d'une part, au développement d'un estimateur des perturbations minimisant le front d'onde résiduel dans le champ du télescope. L'analyse de cet estimateur et plus généralement des performances ultimes d'un système d'optique active spatial nous a permis de mettre en évidence l'impact des hautes fréquences spatiales sur la qualité optique. La présence de telles hautes fréquences dues à l'empreinte des supports du miroir primaire nous a poussés, d'autre part, à évaluer les possibilités de leur réduction dans le cas d'un miroir de grande dimension. A l'aide d'une modélisation éléments finis d'un tel miroir nous avons réalisé des modifications locales de la structure du miroir pour adapter ses déformations aux capacités de correction de l'optique active. / To meet the challenges of Earth observation and astronomy, future space observatories will require telescopes of several meters in diameter. The various space environment constraints will induce deformations and misalignments of the telescope mirrors, thus degrading the optical quality of observations. The integration of active optics, used since the late 80s for alignment and preservation of the optical quality of the ground telescopes, becomes mandatory. Such a system consists of three elements: a measuring device, a correction set-up and a control loop which links both previous elements.The research works presented in this PhD thesis focus, on one hand, on the development of a perturbations estimator minimizing the residual wave front in the telescope field of view. The analysis of this estimator and more generally of the ultimate performance of a space active optics system enabled us to highlight the impact of high spatial frequencies on optical quality. On the other hand, the presence of such high frequencies due to the primary mirror supports print through, urged us to evaluate the possibilities of their reduction in the case of large mirrors. Using a finite element model of such a mirror, we made local modifications of the mirror structure to adapt its deformation to the correcting capabilities of active optics.

Cette thèse a été réalisée entre 2014 et 2017 en vue de la préparation d'une mission probatoire du projet Imageur de Fresnel permettant de réaliser des observations astronomiques dans le domaine ultraviolet (UV). Il s'agit d'un modèle de télescope spatial diffractif imaginé et développé principalement par Laurent Koechlin depuis 2004. Son optique primaire est une grille de Fresnel, optique très légère (de l'ordre du kilogramme) parfaitement adaptée pour servir à une mission d'observation spatiale de très grande envergure, utilisant le principe des réseaux zonés de Fresnel. Afin de prouver la faisabilité d'une mission probatoire sur la Station Spatiale Internationale (ISS) fonctionnant dans l'ultraviolet, l'instrument doit d'abord faire la preuve de ses performances au sol. Le premier objectif a donc été de concevoir un nouveau prototype sol adapté à l'observation dans l'ultraviolet. Cela a nécessité la définition d'une nouvelle configuration de l'ensemble du système imageur, ainsi que la réalisation de nouvelles optiques, et en particulier celle du correcteur du chromatisme induit par la grille d'un nouveau genre. Il s'agit d'un miroir de Fresnel blazé concave, qui a été réalisé pour la première fois avec succès. Le second a été de perfectionner le modèle de grille de Fresnel, afin d'en améliorer ses qualités de haut contraste en conservant sa résolution maximale. Cela s'est fait par la modification des barreaux de maintien des anneaux, ainsi que par l'application d'une apodisation adaptée à cette optique particulière. La nouvelle grille du prototype d'une largeur de 65 mm seulement, permet théoriquement d'atteindre une dynamique de 10^6 à 15 resels (éléments de résolution), probablement meilleure avec la grille qui sera utilisée pour la mission probatoire, et bien supérieure encore avec les grilles de grandes dimensions si un jour elles sont utilisées pour l'astrophysique UV. / This Ph.D. thesis work was made between 2014 and 2017, in order to prepare a probatory mission of the Fresnel Imager for astronomical observations in the ultraviolet (UV) domain. The Fresnel Imager is a concept of diffractive telescope created and developed mainly by Laurent Koechlin since 2004. Its primary optics is a Fresnel grid: a very light weight optics (in the range of kilograms) using the principle of Fresnel zone plates. Fresnel arrays are adapted to large apertures in space. In order to prove the feasibility of a probatory mission on the International Space Station (ISS), the instrument has first to prove its performances on the ground. The initial goal of my thesis was to conceive a new prototype adapted to UV. This required a new configuration of the entire imaging system, as well as the realization of new optics, particularly those correcting the chromatism induced by that new kind of diffractive imaging. This chromatic corrector is a concave blazed Fresnel mirror, which has been successfully realized for the first time. The second goal was to improve the design of the Fresnel grid, in order to enhance its high contrast performances while preserving its diffraction-limited resolution. This was obtained by modifying the setup which holds the rings in place, as well as by the application of an apodization adapted to this particular optics. The new Fresnel grid in the prototype is 65 mm x 65 mm only, but its point spread function reaches a dynamic range of 10^6 at 15 resels (resolution element) from center. This will be further improved when a slightly larger array planned for the probatory mission on the ISS. Later, space missions could feature Fresnel grids several meters in size, yielding diffraction-limited images in the UV.

La collaboration européenne ANTARES construit un télescope sous-marin à neutrinos qui sera déployé en Méditerranée par 2500m de fond. Ce détecteur est constitué d'un réseau tridimensionnel de 900 photomultiplicateurs qui détectent la lumière Tcherenkov produite par le passage dans l'eau des muons provenant de l'interaction des neutrinos dans la Terre.<br />Les rayons cosmiques sont confinés dans la Galaxie et interagissent avec la matière interstellaire en produisant –entre autre– des pions chargés qui se désintègrent en neutrinos. L'observation du ciel à l'aide de ces neutrinos de haute énergie (>100 GeV) ouvre une nouvelle fenêtre sur la Galaxie et en particulier leur détection permettrait d'observer directement ses zones denses.<br /><br />Dans ce travail, les flux correspondant ont été calculés à l'aide d'un programme de simulation GALPROP, pour plusieurs modèles, contraints par diverses observations gamma et rayons cosmiques.<br />La sensibilité du détecteur Antares à ces modèles a été établie, ainsi qu'une première estimation des performances d'un futur télescope de taille kilométrique.<br />Un algorithme de reconnaissance de forme a également été développé : il permettrait de mettre en évidence les structures de la Galaxie dans le cas optimiste ou le nombre d'évènements détectés serait suffisant.<br /><br />Ces travaux démontrent qu'ANTARES est de taille insuffisante pour observer le plan galactique, et qu'un télescope à neutrinos de nouvelle génération ayant une surface effective au moins 40 fois plus grande sera nécessaire pour observer le modèle au spectre le plus dur et pour apporter des limites sur les autres modèles.

L'avenir de l'astronomie X-dur repose sur le développement de nouveaux instruments permettant la focalisation des photons d'une centaine de keV. En effet, la focalisation permet un gain considérable en sensibilité et en résolution angulaire. Obtenue par réflexions rasantes sur des miroirs Wolter-I, son utilisation jusqu'ici limitée à la dizaine de keV peut être étendue à plus haute énergie grâce à un revêtement spécifique et une importante focale. L'observation du rayonnement X ne pouvant se faire qu'au delà de notre atmosphère, les dimensions des observatoires, et donc leur focale, étaient limitées par les capacités des lanceurs. Depuis quelques années, de nouvelles technologies comme les mats déployables ou le vol en formation sont à l'étude pour s'affranchir de cette limite. Afin de mieux comprendre le fonctionnement de ces télescopes, je détaille la géométrie des miroirs Wolter-I, la réflectivité de leur revêtement, la détection dans un semi-conducteur ainsi que la dynamique liée aux mats déployables et au vol en formation. Ces télescopes sont des systèmes optiques complexes, sujets à déformation au cours d'une observation et nécessitent une métrologie précise pour mesurer ces déformations afin de corriger l'image. Pour en étudier les performances, j'ai développé un code reproduisant le fonctionnement réel du télescope. Chaque photon est traité individuellement, son parcours et ses interactions dépendent de l'évolution de la structure du télescope au cours du temps. Chaque élément du télescope est modélisé, ainsi que la métrologie nécessaire à la restitution de sa dynamique. Le parcours du photon est calculé dans un espace vectoriel à trois dimensions, en utilisant des méthodes Monte-Carlo pour reproduire les défauts et la réflectivité des miroirs ainsi que les interactions dans le détecteur. La simulation fournit des images et des spectres en énergie, dont on peut extraire la résolution angulaire, le champ de vue, la surface efficace et l'efficacité de détection. En 2006, la mission d'astronomie Simbol-X fut sélectionnée dans le cadre de l'étude du vol en formation. Ce concept permet d'atteindre une grande distance focale en distribuant le télescope sur deux satellites. Cependant, la dynamique particulière liée au vol en formation a des conséquences sur les performances du télescope et nécessite d'être maitrisée. Dans le cadre de cette mission, ma simulation a permis d'étudier les conséquences de chaque mouvement des satellites sur les performances du télescope ainsi que les conséquences des défauts de la métrologie sur la correction des images. Cette étude a apporté des contraintes sur le contrôle d'attitude de chaque satellite et sur la précision de la métrologie nécessaire. Au regard des résultats obtenus, je démontre la faisabilité d'un tel télescope. Au delà de la mission Simbol-X, je me suis intéressé à l'optimisation des performances d'un télescope X-dur. En utilisant ma simulation, j'ai étudié l'influence de chaque paramètre sur les performances du télescope. Ces études ont mené à la conception du projet PheniX, un télescope opérant dans la gamme 1-200 keV, proposé par le Centre d'Etude Spatial des Rayonnements dans le cadre de l'appel d'offre M3 de l'Agence Spatiale Européenne. Equipé d'un nouveau type de revêtement et d'une focale de 40 mètres obtenue avec un mât déployable, ce télescope affiche un niveau de performance à 100 keV plus de 100 fois supérieur aux missions actuelles. Je présente ce projet ainsi que ses performances attendues, dans la dernière partie de ma thèse.

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.

L'imagerie 3γ est une technique innovante d'imagerie médicale nucléaire qui est étudiée au laboratoire SUBATECH. Elle repose sur la localisation tridimensionnelle d'un radioisotope émetteur (β+, γ), le 44Sc, à l'aide d'un télescope Compton au xénon liquide. Le lieu de désintégration de ce radioisotope est obtenu par l'intersection de la ligne de réponse, construite à partir de la détection des deux photons de 511 keV issus de l'annihilation d'un positron, et du cône déterminé à partir du troisième photon. Un prototype de petite dimension XEMIS1 (XEnon Medical Imaging System) a été développé afin de faire la preuve expérimentale de la faisabilité de l'imagerie à 3γ. Les résultats de ce prototype sont très promoteurs en terme de résolution en énergie, de pureté du xénon liquide et de faible bruit électronique. La simulation Monte Carlo est un outil indispensable pour accompagner la R&D et évaluer les performances de la nouvelle technique d'imagerie proposée. Les travaux rapportés dans cette thèse concernent le développement de la simulation du système d'imagerie 3γ avec GATE (Geant4 Application for Tomographic Emission). De nouvelles fonctionnalités ont été implémentées dans GATE afin de simuler un détecteur de type TPC (Time Projection Chamber). Nous avons effectué une simulation du prototype XEMIS1 et obtenu des résultats en bon accord avec nos données expérimentales. La prochaine étape du projet consiste à construire une caméra cylindrique au xénon liquide pour l'imagerie du petit animal. Les résultats des simulations de cette caméra présentés dans cette thèse montrent la possibilité de localiser chaque désintégration le long de la ligne de réponse avec une très bonne précision et une bonne sensibilité de détection. Des premières images de fantômes simples, réalisées évènements par événements, et après reconstruction tomographiques ont également présentées.