Les travaux exposés portent sur les techniques d'imagerie optique à haute résolution et plus particulièrement sur les méthodes, dites d'inversion, de traitement des données associées à ces techniques. Ils se situent donc à la croisée des chemins entre l'imagerie optique et le traitement du signal et des images. Ces travaux sont appliqués à l'astronomie depuis le sol ou l'espace, l'observation de la Terre, et l'imagerie de la rétine. Une partie introductive est dédiée au rappel de caractéristiques importantes de l'inversion de données et d'éléments essentiels sur la formation d'image (diffraction, turbulence, techniques d'imagerie) et sur la mesure des aberrations (analyse de front d'onde). La première partie des travaux exposés porte sur l'étalonnage d'instrument, c'est-à-dire l'estimation d'aberrations instrumentales ou turbulentes. Ils concernent essentiellement la technique de diversité de phase : travaux méthodologiques, travaux algorithmiques, et extensions à l'imagerie à haute dynamique en vue de la détection et la caractérisation d'exoplanètes. Ces travaux comprennent également des développements qui n'utilisent qu'une seule image au voisinage du plan focal, dans des cas particuliers présentant un intérêt pratique avéré. La seconde partie des travaux porte sur le développement de méthodes de traitement (recalage, restauration et reconstruction, détection) pour l'imagerie à haute résolution. Ces développements ont été menés pour des modalités d'imagerie très diverses : imagerie corrigée ou non par optique adaptative (OA), mono-télescope ou interférométrique, pour l'observation de l'espace ; imagerie coronographique d'exoplanètes par OA depuis le sol ou par interférométrie depuis l'espace ; et imagerie 2D ou 3D de la rétine humaine. Enfin, une dernière partie présente des perspectives de recherches.

La simulation fine de systèmes d'OA a grand champ de type MOAO, MCAO ou LTAO pour l'ELT se heurte a deux problématiques: L'augmentation du nombre de degrés de liberté du système (au carre du diamètre du télescope). Cette augmentation rend les codes de simulation classiques peu (ou pas) utilisables, en particulier en ce qui concerne les processus d'inversion et de calcul matriciel. Il faut donc envisager des approches d'inversion itératives d'un modèle direct y = A * x en s'appuyant sur les théories d'optimisation a base de matrices creuses. La complexite des systèmes, combinant des étoiles naturelles et laser, de grands miroirs déformables couvrant tous le champs et des miroirs dédiés dans les instruments eux memes, des rotations différentielles de pupille et ou de champs. Cette complexité conduit aux développements de procédures nouvelles d'étalonnages, de filtrages et fusion de données, de commandes distribuée ou globale. Ces procédures doivent être simulées finement, comparées et quantifiées en termes de performances, avant d'être implantées dans de futurs systèmes. Pour répondre a ces deux besoins. J'ai développé en, collaboration avec l'ONERA, un code de simulation complet base sur une approche de résolution itérative de systèmes linéaires a grand nombre de paramètres (utilisation de matrices creuses). Sur cette base, j'ai introduit de nouveaux concepts de filtrage et de fusion de données (étoiles laser et étoiles naturelles) pour gérer efficacement les modes de tip/tilt/defoc dans le processus complet de reconstruction tomographique. Ce code permettra aussi, a terme, de développer et tester des lois de commandes complexes (multi-DM et multi-champs) ayant a gérer la combinaison du télescope adaptatif et d'instrument post-focaux comportant eux aussi des miroirs déformables dédiés. La première application de cet outil s'est faite naturellement dans le cadre du projet de spectrographe multi-objets EAGLE, un des instruments phares du futur E-ELT, qui, du point de vue de l'optique adaptative combinera l'ensemble de ces problématiques.

Depuis sa découverte en 1964, l'étude du Fond Diffus Cosmologique dans le domaine des longueurs d'ondes millimétriques est devenue un enjeu majeur de la recherche expérimentale dans le domaine de la cosmologie. En particulier, ses anisotropies en température, mesurées pour la première fois par le satellite COBE puis plus finement par l'expérience WMAP et le satellite PLANCK. L'existence prédite d'anisotropies de polarisation du Fond Diffus Cosmologique est fait actuellement parti du champ d'expérimentation privilégié de l'étude du CMB. En effet, la preuve d'existence des modes B de polarisation, signature unique des ondes gravitationnelles primordiales, fait actuellement l'objet d'une recherche expérimentale intensive par le biais notamment de l'instrument BICEP2 qui aurait détecté sa signature en 2014 dans des valeurs du rapport tenseur sur scalaire r = 0,2. Le projet QUBIC fait parti de ces expériences destinées à révéler les modes B de polarisation grâce à son instrument basé sur la technique des interféromètres et sur le développement de matrice de bolomètres, demandant un champ d'investigation poussé englobant, entre autre, la physique des solides, la physique des basses températures et la cosmologie. La thèse présentée ici se situe dans ce cadre, avec pour objectif l'élaboration d'une matrice de bolomètres dont la performance et l'optimisation devrait permettre d'acquérir la sensibilité nécessaire à l'observation des modes B de polarisation. Les différentes techniques expérimentales acquises au CSNSM d'Orsay permettent en effet d'envisager l'optimisation des éléments clé de la matrice de bolomètre en s'appuyant notamment sur l'alliage amorphe de NbxSi1-x pour l'élaboration d'un senseur thermique optimisé, et sur un matériau novateur, l'alliage de titane-vanadium, pour la mise au point d'un absorbeur de rayonnement supraconducteur efficace, dont la faible chaleur spécifique doit permettre d'atteindre un temps de réponse du détecteur de l'ordre de la dizaine de milliseconde, valeur du temps de réponse nécessaire à une lecture efficace du signal du Fond Diffus Cosmologique. Le manuscrit de thèse ici présent a pour ambition de développer les principes physiques nécessaires au champ d'investigation du travail à accomplir. Ainsi, cette étude propose d'élaborer les différents éléments d'un bolomètre, réunissant un senseur thermique optimisé ainsi qu'un absorbeur de rayonnement de faible chaleur spécifique, permettant d'envisager la mise au point d'une matrice de bolomètres optimisée dans le cadre du projet QUBIC dont la campagne d'observation est prévue courant 2015 au dôme C du pôle Sud.

Ma thèse se situe à la jonction de trois domaines : l'étude des noyaux actifs de galax- ies (AGN), l'optique adaptative (OA) et l'optimisation des méthodes de traitement de données associées. Elle porte sur le développement d'outils permettant d'obtenir la meilleure qualité d'image en terme de résolution et de contraste et ainsi de max- imiser le retour scientifique notamment pour l'étude des AGN. L'optique adaptative permet de compenser les effets de la turbulence atmosphérique sur le front d'onde et ainsi de s'approcher de la limite théorique de résolution d'un télescope optique. La correction apportée est cependant partielle et des résidus de correction limitent le contraste dans l'image. Afin de maximiser celui-ci, il est possible d'utiliser des méthodes de déconvolution, mais il est nécessaire pour les appliquer de connaître précisément la fonction d'étalement de point (FEP) durant l'observation. J'ai étudié le noyau actif de la galaxie NGC 1068 à l'aide de NACO, une caméra proche infrarouge munie d'une optique adaptative sur le VLT. J'ai pu déterminer que le jet, détecté en radio, est la source d'excitation probable des raies coronales observées dans les régions proches (30-60 pc), au nord du noyau, ayant une struc- turation très particulière en vagues régulièrement espacées et disposées le long du jet. J'ai aussi mis en évidence la présence de super amas d'étoiles dans ces mêmes régions. L'étude a été limitée par la perte de contraste dans certaines images qui aurait pu être restaurée à l'aide d'une déconvolution. La seconde partie de ma thèse est alors dédiée à la reconstruction de la FEP afin de déconvoluer les images. Après le développement d'un outil utilisant une estimation au sens des moindres-carrés (MC) pour reconstruire la FEP à partir des données de l'OA, j'ai développé une nouvelle méthode basée sur une approche de type maximum de vraisemblance (MV) qui utilise également les données de boucle. J'ai montré sur simulation numérique (sur un système de type Canary) que la méthode MV et MC permettent toutes deux une estimation précise de la FEP dans les cas où le système d'optique adaptative fonctionne à fréquence élevée. À basse fréquence, où la méthode MC atteint ses limites, la méthode MV reste robuste et permet une estimation précise de la FEP. Sur la base des résultats préliminaires que j'ai obtenus, la méthode MV semble très prometteuse et pourra être à terme appliquée dans le cadre des ELT.

Mon travail de thèse s'inscrit dans le cadre de l'imagerie à haute résolution angulaire et à haute dynamique et a porté plus particulièrement sur le développement de l'instrument FIRST, Fibered Imager foR a Single Telescope. Celui-ci repose sur la technique novatrice du réarrangement de pupille, combinant masquage de pupille et filtrage spatial du front d'onde par fibres optiques monomodes. L'objectif de ma thèse était de porter cet instrument sur le ciel, d'améliorer ses performances et de développer un programme de traitement et d'analyse des données. Après l'obtention de la première lumière de FIRST en juillet 2010 sur le télescope de 3 m de l'observatoire Lick, je me suis dans un premier temps attachée à améliorer certains aspects du montage optique et mécanique, en vue d'accroître ses performances lors des observations. La qualité des données nous a ensuite permis de mener une campagne d'observations répartie sur de nombreuses nuits entre juillet 2011 et décembre 2012. Le programme d'observation a été centré sur les systèmes binaires, cibles idéales pour évaluer dynamique et pouvoir de résolution de l'instrument. Dans ce but, j'ai donc développé un programme de réduction des images d'interférences permettant d'estimer les observables interférométriques et de les ajuster par un modèle binaire. J'ai ainsi traité une partie de la grande quantité de données acquises à l'observatoire Lick, et en particulier les données prises sur le système binaire Capella. Les résultats montrent que le compagnon est détecté, à une séparation de l'ordre de la limite de diffraction du télescope. De plus, nos données fournissent une mesure directe du rapport de flux spectral aux longueurs d'onde visibles, ce qui constitue une donnée totalement nouvelle pour ce système par ailleurs très bien connu. L'analyse que nous avons menée de ce spectre, par un ajustement de modèles d'atmosphères stellaires démontre que les données FIRST apportent des informations précieuses pour caractériser un système binaire et notamment contraindre les températures effectives des deux composantes. Enfin, le succès des observations conduites à l'observatoire Lick nous a permis d'initier une collaboration avec l'équipe SCExAO du télescope Subaru et nous avons ainsi eu l'opportunité d'y intégrer FIRST. La première lumière de FIRST sur le télescope Subaru a été obtenue le 25 juillet 2013. En conclusion, j'ai pu montrer la viabilité du projet FIRST sur le ciel et obtenir de premiers résultats originaux, démontrant la capacité de cette technique à restaurer la limite de diffraction aux longueurs d'onde visibles. Bien que la sensibilité de l'instrument soit encore limitée à ce jour, ces résultats sont prometteurs quant à son exploitation à venir sur le télescope Subaru et aux développements futurs de cette technique, notamment dans le contexte de la détection et caractérisation de systèmes exoplanétaires.

Les ondes gravitationnelles ont été prédites par Einstein dans sa théorie de la Relativité Générale. Elles sont des perturbations de l'espace-temps que l'on essaie de mettre en évidence par interférométrie laser. Les détecteurs sont des interféromètres de Michelson de plusieurs km de long combinés avec des cavités Fabry- Perot afin d'augmenter la sensibilité de l'instrument. La première génération de détecteurs (Virgo, LIGO, GEO) n'a pas permis d'obtenir une détection directe malgré plusieurs phases d'observations en coïncidence à la sensibilité prévue. Une seconde génération de détecteurs est actuellement en préparation avec notamment le projet européen Advanced Virgo qui devrait avoir une sensibilité améliorée d'un ordre de grandeur. Cette thèse s'intéresse dans un premier temps aux effets de lentille thermique due à la haute puissance contenue dans les cavités Fabry-Perot pour différentes configurations optiques de l'interféromètre. Par la suite, nous nous intéresserons aux miroirs qui composent les cavités Fabry-Perot depuis la définition des besoins en termes de planéité à la réalisation de cette planéité et à sa mesure. La planéité de ces miroirs doit être sub-nanométrique de façon à limiter les pertes optiques dans les cavités Fabry-Perot et ainsi réduire les effets du bruit de photons et de la lumière diffusée. Nous verrons la réalisation de la correction de la planéité des substrats par la technique dite du traitement correctif. Nous étudierons aussi l'uniformité du dépôt des couches minces diélectriques nécessaires à l'obtention de surface hautement réfléchissante avec en particulier l'étude du mouvement planétaire des substrats dans la machine de dépôts.

Ma thèse s'inscrit dans le contexte du développement de GRAVITY, instrument de deuxième génération du VLTI, dont la première lumière est prévue pour 2014. GRAVITY pourra recombiner jusqu'à quatre télescopes en bande K (~2,2 µm). Par stabilisation de la phase sur une étoile de référence de magnitude aussi faible que K=10, il permettra de réaliser des mesures astrométriques avec une précision de 10 µas sur des objets jusqu'à K=15, et des images à référence de phase jusqu'à K=16 avec une résolution de 4 mas. Mon travail de thèse consiste à développer les algorithmes du suiveur de franges de GRAVITY, sous-système essentiel pour permettre à l'instrument d'atteindre ces limites de sensibilité inégalées en interférométrie longue base infrarouge. Pour rendre possible des intégrations supérieures à 100 s sur la voie scientifique, il devra stabiliser les différences de marche à des résidus inférieurs à 350 nm rms sur l'étoile de référence, malgré les perturbations provoquées par le piston atmosphérique, des vibrations instrumentales, et des variations de flux des faisceaux recombinés. Dans ce but, j'ai réalisé des simulations numériques de la boucle de contrôle dans son ensemble, en modélisant de façon réaliste les différentes sources de perturbations générant des fluctuations de différence de marche et des variations de flux dans les faisceaux recombinés. J'ai ainsi démontré que, par l'utilisation d'un contrôleur prédictif basé sur un filtre de Kalman utilisant un modèle des perturbations pour calculer les commandes aux actionneurs, les franges seront stabilisées à 310 nm rms sur une étoile de magnitude 10 dans les conditions d'observation attendues au VLTI en 2014. J'ai montré cependant que ces performances diminuaient fortement pour des conditions moins favorables. De plus, j'ai analysé l'efficacité du contrôleur Kalman pour compenser le piston atmosphérique et les vibrations par rapport aux algorithmes actuellement utilisés au VLTI. À partir de mesures sur ciel avec l'instrument PRIMA, j'ai montré que les perturbations sont mieux corrigées avec un contrôleur Kalman qu'avec le suiveur de franges de PRIMA. De plus, j'ai démontré par des simulations numériques que le filtre Kalman est plus efficace pour compenser les vibrations que l'algorithme VTK, consacré à leur correction au VLTI. J'ai également développé un démonstrateur de laboratoire du suiveur de franges de GRAVITY, dans le but d'en valider expérimentalement la boucle de contrôle. J'ai ainsi pu analyser des spécificités absentes des simulations initiales, telles que la procédure d'étalonnage, et l'analyse de biais induits par une dispersion spectrale imparfaite. Enfin, j'ai participé à un programme astrophysique pour lequel j'ai réalisé et analysé des observations interférométriques de la binaire X à forte masse Vela X-1 en infrarouge. J'ai mesuré un vent stellaire de tailles differentes dans les bandes H et K, démontrant la présence soit d'un fort gradient de température, soit d'évènements temporaires dans le vent. Une fois GRAVITY opérationnel, cette étude préliminaire sera étendue à des binaires X moins lumineuses, grâce à sa sensibilité inédite en interférométrie infrarouge. Pour conclure, mon travail de thèse a permis de démontrer que les performances du suiveur de franges sont compatibles avec les spécifications de GRAVITY, en faisant par conséquent le premier suiveur de franges à quatre télescopes à fonctionner sur des sources faibles, et ce malgré des perturbations importantes. GRAVITY et son suiveur de franges ouvrent ainsi la voie à des observations astrophysiques inédites en interférométrie optique.

L'utilisation de grands télescopes rend de plus en plus nécessaire l'emploi de l'optique adaptative qui permet de corriger l'effet de la turbulence atmosphérique. Toutefois cette technique est limitée par le nombre de sources de référence. L'étoile laser permet de pallier ce manque en créant artificiellement une source lumineuse, que l'on peut placer à volonté sur la voûte céleste, au-dessus des couches turbulentes. Or, par cette technique, on ne mesure que les déformations des images mais pas leur déplacement qui est pourtant l'effet le plus important. L'étoile laser polychromatique propose de le corriger également, à partir de la différence chromatique du tilt atmosphérique. Cette mesure différentielle nécessite une grande précision et sa faisabilité n'avait pas encore été démontrée. Pour cela, j'ai conçu et réalisé une expérience dénommée MaTilD (Manipulation de Tilt Différentiel). Le signal à mesurer étant très faible, j'ai développé deux traitements distincts : i) l'estimation des angles d'arrivée par mesure du centre de gravité des images, ii) l'estimation du tilt de la surface d'onde par ajustement d'un modèle sur les images. Le premier traitement m'a permis de mettre en évidence l'existence du chromatisme du tilt. Mais la précision obtenue est inférieure à ce que prédit l'étude théorique que j'en ai faite. Le but du second algorithme est donc d'améliorer cette précision en s'affranchissant d'une partie des limitations de la mesure du centre de gravité : fenêtrage, chevauchement des images, sensibilité élevée au bruit, ... On est alors dans le cadre général de la minimisation de fonctions non-linéaires dans un espace multidimensionnel (typiquement plusieurs dizaines de paramètres). J'ai contribué au développement et aux tests d'une méthode permettant de réduire significativement le nombre de dimensions de cet espace.

L'exoplanétologie est une science jeune qui n'a véritablement démarré qu'en 1995 avec la découverte d'une exoplanète géante en orbite rapprochée autour de l'étoile solaire 51 Pegasi. Mes premières recherches dans de domaine datent de 1999 et concernent la mission spatiale Corot qui a conduit depuis 2006 à la détection de plus d'une trentaine de nouvelles exoplanètes très diverses. J'ai pleinement participé à l'aventure de Corot, en commençant par l'estimation du nombre de planètes détectables de 1999 à 2003, en poursuivant par la recherche et la caractérisation des signaux d'éclipses partielles, ou transits, lorsque les données furent disponibles à partir de 2007, pour finir par la mesure des propriétés physiques et orbitales des exoplanètes détectées, notamment Corot-7b en 2009, la première exoplanète rocheuse au rayon et à la masse mesurés, et Corot-8b en 2010, un mini-saturne dense. Je travaille actuellement au calcul de la probabilité de la nature planétaire de tous les signaux de transits détectés par la mission. Mes autres travaux de recherche concernent deux techniques de haute résolution angulaire pour la détection directe d'exoplanètes : l'interférométrie à longue base dans l'infrarouge et la coronographie dans le visible. En interférométrie, j'ai contribué à la précision de l'étalonnage des instruments en compilant deux catalogues d'étoiles-étalons, j'ai mesuré les propriétés d'un prototype de fibre monomode dans l'infrarouge moyen, et j'ai observé des étoiles naines, géantes et doubles. Mon résultat majeur est la détection directe du compagnon faible de l'étoile Theta Draconis. Enfin, en coronographie, j'ai développé en 2006 une méthode de correction de tavelures à l'aide d'un miroir déformable dans le cadre du projet Terrestrial Planet Finder Coronagraph de la Nasa. En cas de sélection du projet Echo par l'Esa en février 2014, mes recherches futures pourraient concerner la spectrométrie par transmission de l'atmosphère d'exoplanètes à courte période.

There is growing evidence that supermassive black holes may play a crucial role for galaxy evolution, in particular during the formation of massive galaxies at high redshift (z ~ 2 - 3). Our work focuses on quantifying the effects of jets of radiogalaxies and of large bolometric luminosities of quasars on the interstellar gas in their host galaxies. To this end, we studied the kinematics of the ionized gas in 12 moderately powerful radio galaxies and 11 quasars (6 radio-loud and 5 radio-quiet) at high redshifts with rest-frame optical imaging spectroscopy obtained at the VLT with SINFONI. We searched for outflows and other signatures of feedback from the supermassive black holes in the centers of these galaxies to evaluate if the AGN may plausibly quench star formation. In our sample of moderately powerful radiogalaxies, we observe velocity dispersions nearly as large as those observed in the most powerful ones (with FWHM ~ 1000 km/s), but the quantity of ionized gas is decreased by one order of magnitude (Mion gas ~ 10^8 - 10^9 Msun) and velocity gradients tend to be less dramatic (Δv < 400 km/s), when they are observed. In our sample of quasars, we had to carefully subtract the broad spectral component of emission lines to have access to its narrow, and spatially extended, component. We detect truly extended emission line regions in 4/6 sources of our radio-loud subsample and in 1/5 source of our radio-quiet subsample. We estimate that masses of ionized gas in these sources are smaller than in our sample of high-redshift radiogalaxies (with Mion gas ~ 10^7 - 10^8 Msun) and kinematics tend to be more quiescent, akin to what is observed in local quasars. Finally, detailed observations of two outliers among our sample of high-redshift radiogalaxies revealed that one of them is closely surrounded by 14 companions galaxies, hence lying in an overdensity. We therefore interpret the presence and morphology of ionized gas around these galaxies as evidence for repeated cycles ouf AGN outbursts, akin to what can be observed in local clusters of galaxies, which are prime examples of AGN feedback in the nearby Universe.