Malgré sa capacité unique à discerner des détails qu'aucun instrument “classique” ne peut voir, l'interférométrie optique est fortement handicapée par l'atmosphère. Celle-ci limite drastiquement les temps de pose des interféromètres au sol et les empèche d'accumuler suffisamment de photons pour observer des sources toujours plus faibles, limitant de facto l'échantillon des astres observables. Les suiveurs de franges sont des instruments développés spécifiquement dans le but de compenser ces perturbations atmosphériques, et ainsi de repousser les limites de l'univers visible par les interféromètres optiques. Le but premier de cette thèse est d'étudier et d'améliorer ces instruments, dans le contexte des technologies actuelles et des nouvelles générations d'interféromètres combinant 4 télescopes et plus. La seconde grande partie de cette thèse s'attachera quant à elle à montrer l'intérêt de l'interférométrie optique dans l'étude des binaires en interaction, astres en mesure d'apporter des réponses à un vaste panel de champs d'étude du fait de la diversité des processus physiques en jeu en leur sein. / Despite its unique ability to discern details that a “classical” instrument cannot see, optical interferometry is still strongly handicapped by the atmosphere. It drastically limits the exposure time of ground interferometers and prevents them to accumulate enough photons to observe weak sources, limiting de facto sample of observable stars. Fringe trackers are instruments developed specifically to compensate for these atmospheric disturbances, and so push the boundaries of the universe observable with optical interferometers. The primary purpose of this thesis is to study and improve these instruments in the context of the current technologies and of the new generation of interferometers combining four telescopes and more. The second major part of this thesis will show the advantages of optical interferometry in the study of interacting binary, stars able to answer to a wide range of domains because of the diversity of physical processes involved in them.

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

L'observation des exoplanètes pose deux problèmes : le contraste entre la planète et l'étoile et leur très faible séparation. L'une des techniques permettant de résoudre ces difficultés est l'interférométrie en frange noire : deux pupilles sont recombinés pour faire une interférence destructive sur l'étoile, et leur base est réglée pour que l'interférence soit constructive sur la planète. Cependant, pour garantir une extinction suffisante de l'étoile, la différence de trajet optique entre les faisceaux doit être de l'ordre du nanomètre, et le pointage meilleur que le centième de tache d'Airy, malgré les perturbations extérieures.Pour valider les points critiques d'une telle mission spatiale, un démonstrateur de laboratoire, PERSÉE, a été défini par un consortium dirigé par le CNES et incluant l'IAS, le LESIA, l'ONERA, l'OCA et Thales Alenia Space puis intégré à l'Observatoire de Meudon. Ce banc simule une mission spatiale dans son ensemble (interféromètre et cophasage nanométrique). Son objectif est de délivrer et maintenir une extinction de 10^-4 stabilisé à mieux que 10^-5 sur plusieurs heures, en présence de perturbations typiques que l'on injecte.Mon travail de thèse a consisté à intégrer le banc en étapes successives et à développer des procédures d'étalonnage. Ceci m'a aidé à caractériser les différents éléments critiques séparément avant de les regrouper. Après avoir mis en œuvre les boucles de contrôle du cophasage, leur analyse précise m'a permis de réduire à 0,3 nm rms le résidu de différence de marche, et à 0,4 % de la tache d'Airy le résidu de tip/tilt, malgré la présence de perturbations d'une dizaine de nanomètres d'amplitude, constituées de plusieurs dizaines de fréquences vibratoires entre 1 et 100 Hz. Cela a été possible grâce à l'implémentation d'un contrôleur linéaire quadratique gaussien, paramétré par la mesure préalable de la perturbation pour la réduire au maximum. Grâce à ces très bons résultats, j'ai pu obtenir un taux d'extinction record sur la bande [1,65 - 2,45] µm de 8,8x10^-6 stabilisé à 9x10^-7 sur quelques heures, soit une décade meilleure que les spécifications initiales. L'extrapolation de ces résultats au cas d'une mission spatiale montre que les performances attendues sont atteignables si le flux disponible est suffisamment important. Avec des télescopes de 40 cm et une fréquence d'asservissement de l'ordre de 100 Hz, des étoiles de magnitude inférieure à 9 devraient être observables.

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.

Malgré sa capacité unique à discerner des détails qu'aucun instrument "classique" ne peut voir, l'interférométrie optique est fortement handicapée par l'atmosphère. Celle-ci limite drastiquement les temps de pose des interféromètres au sol et les empèche d'accumuler suffisamment de photons pour observer des sources toujours plus faibles, limitant de facto l'échantillon des astres observables. Les suiveurs de franges sont des instruments développés spécifiquement dans le but de compenser ces perturbations atmosphériques, et ainsi de repousser les limites de l'univers visible par les interféromètres optiques. Le but premier de cette thèse est d'étudier et d'améliorer ces instruments, dans le contexte des technologies actuelles et des nouvelles générations d'interféromètres combinant 4 télescopes et plus. La seconde grande partie de cette thèse s'attachera quant à elle à montrer l'intérêt de l'interférométrie optique dans l'étude des binaires en interaction, astres en mesure d'apporter des réponses à un vaste panel de champs d'étude du fait de la diversité des processus physiques en jeu en leur sein.

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.

Moins de 20 ans après la découverte de HD114762b, l'exoplanétologie est déjà très riche en découvertes et elle le sera encore très certainement dans les années à venir. L'interférométrie en frange noire, ou nulling, est une des rares méthodes permettant l'observation directe des planètes extrasolaires en s'affranchissant du très fort contraste existant entre la planète et son étoile hôte. Cette méthode exige cependant une égalisation des chemins optiques, ou cophasage, avec une précision nanométrique. Mon manuscrit traite principalement de PERSEE, un banc ayant pour objectif de valider les problématiques de l'interférométrie en frange noire et du cophasage en présence de perturbations réalistes. Ma contribution au dimensionnement de PERSEE a permis de positionner au mieux la pupille et d'optimiser le choix des deux bandes spectrales. Les estimateurs de cophasage s'appuient sur une modulation spatiale codant l'interférogramme sur 4 points. Les algorithmes de démodulation exploitant la quasi-quadrature présentent deux retombées majeures : l'estimation photométrique de chaque bras et le contrôle des dérives internes. En outre, j'ai développé un estimateur de la différence de marche conjuguant grande dynamique et précision basé sur les mesures de la différence de marche dans deux bandes spectrales. Enfin, je présente les performances expérimentales du système de cophasage que j'ai intégré puis mis en œuvre. Les premiers résultats de PERSEE ont montré une précision sur la stabilisation des faisceaux égale à 0.8 nm rms, ce qui a permis d'obtenir une profondeur de l'extinction en lumière monochromatique égale à N=6.2x10−5±6.3x10−6. Ceci démontre ainsi que l'utilisation des 4 sorties d'un interféromètre de Mach-Zehnder modifié, commun au nuller et au système de cophasage, est une solution prometteuse pour les futurs instruments puisqu'elle permet de minimiser les aberrations différentielles entre ces deux systèmes. Enfin, ma contribution à la définition du système de cophasage de GRAVITY, un instrument de seconde génération du Very Large Telescope Interferometer, a permis de choisir la recombinaison interférométrique la plus performante pour le système de cophasage de GRAVITY.

Afin d'augmenter les capacités d'imagerie et de résolution des instruments d'observation en astronomie, la prospective Haute Résolution Angulaire propose d'augmenter le nombre de sous-pupilles des interféromètres optiques. Associés à des techniques de densification de pupille, les futurs interféromètres seront capables d'imager des cibles astrophysiques faibles et/ou de taille apparente réduite. Il en résulte des contraintes instrumentales constituant le défi technique et technologique dans lequel s'inscrit mon travail de Thèse. Les conditions de propagation et la qualité de recombinaison des faisceaux collectés par chaque sous-pupille régissent les performances en termes de stabilité de l'image et de sensibilité des réseaux optiques. Pour garantir un mélange interférométrique cohérent et la possibilité d'observer sur des temps d'intégrations supérieurs à quelques millisecondes, il est nécessaire de maintenir la différence de marche optique à une valeur inférieure à la fraction de longueur d'onde grâce à un dispositif de cophasage. Je propose une méthode dédiée à la mise en phase des grands interféromètres : la Diversité de Phase Chromatique. Celle-ci est fondée sur une analyse spectrale des images à plusieurs longueurs d'onde permettant de déterminer en temps réel les différences de marche optique à compenser par les lignes à retard de l'instrument. Après une étude théorique et numérique de la méthode à travers l'analyse de cas réalistes, je présente sa mise en œuvre pratique sur le banc hypertélescope fibré SIRIUS développé à l'Observatoire de la Côte d'Azur.

De part sa capacité de très haute résolution angulaire, l'interférométrie optique est une technique d'observation parfaitement adaptée pour l'étude des zones les plus internes d'objets complexes tels que les étoiles jeunes et leur environnement proche, les noyaux actifs de galaxie ou les binaires en interactions. Bien qu'étant entrée dans l'aire de l'imagerie avec des instruments de nouvelle génération tels que PIONIER au VLT Interferometer, ou MIRC à CHARA (combinant 4 ou 6 télescopes), l'interférométrie optique est forte- ment handicapée par les perturbations atmosphériques. Les suiveurs de franges sont des instruments développés spécifiquement dans le but de compenser ces perturbations, permettant ainsi d'augmenter la sensibilité des interféromètres d'un facteur 10 à 1000. Dans la première partie de ma thèse, je présente le résultat d'études visant à définir un concept optimal de suiveur de frange de seconde génération pour le VLTI. Je démontre en premier lieu l'intérêt du filtrage spatial monomode pour le suivi de frange, ainsi que l'importance capitale de l'Optique Adaptative pour l'interférométrie, y compris pour des télescopes de 1 à 2 mètres de diamètre. Je dé- termine ensuite la meilleure méthode de mesure de la position des franges et la configuration de recombinaison des télescopes offrant le meilleur compromis entre sensibilité et robustesse du suivi de frange. Ces études ont finalement menées au concept de suiveur de frange POPS proposé à l'ESO par l'IPAG. Dans la seconde partie de ma thèse, je me suis intéressée aux binaires en interaction, objets en mesure d'apporter des réponses à un vaste champs d'études, du fait de la diversité des processus physiques en jeu. Leur étude à très haute résolution angulaire, permise par l'interférométrie optique, se montre parfaitement complémentaire des techniques classiques employées jusque là. Je me suis intéressé au cas du système SS Leporis, observé avec les instruments AMBER et PIONIER du VLTI. Nous avons obtenu les premières reconstructions d'images d'une binaire en interaction avec le VLTI. Ces observations nous ont permis d'avoir une nouvelle vision de ce système méconnu, ouvrant par la même la voie à l'étude des binaires en interaction au VLTI.

L'observation des exoplanètes pose deux problèmes : le contraste entre la planète et l'étoile et leur très faible séparation. L'une des techniques permettant de résoudre ces difficultés est l'interférométrie en frange noire : deux pupilles sont recombinés pour faire une interférence destructive sur l'étoile, et leur base est réglée pour que l'interférence soit constructive sur la planète. Cependant, pour garantir une extinction suffisante de l'étoile, la différence de trajet optique entre les faisceaux doit être de l'ordre du nanomètre, et le pointage meilleur que le centième de tache d'Airy, malgré les perturbations extérieures.Pour valider les points critiques d'une telle mission spatiale, un démonstrateur de laboratoire, PERSÉE, a été défini par un consortium dirigé par le CNES et incluant l'IAS, le LESIA, l'ONERA, l'OCA et Thales Alenia Space puis intégré à l'Observatoire de Meudon. Ce banc simule une mission spatiale dans son ensemble (interféromètre et cophasage nanométrique). Son objectif est de délivrer et maintenir une extinction de 10^-4 stabilisé à mieux que 10^-5 sur plusieurs heures, en présence de perturbations typiques que l'on injecte.Mon travail de thèse a consisté à intégrer le banc en étapes successives et à développer des procédures d'étalonnage. Ceci m'a aidé à caractériser les différents éléments critiques séparément avant de les regrouper. Après avoir mis en œuvre les boucles de contrôle du cophasage, leur analyse précise m'a permis de réduire à 0,3 nm rms le résidu de différence de marche, et à 0,4 % de la tache d'Airy le résidu de tip/tilt, malgré la présence de perturbations d'une dizaine de nanomètres d'amplitude, constituées de plusieurs dizaines de fréquences vibratoires entre 1 et 100 Hz. Cela a été possible grâce à l'implémentation d'un contrôleur linéaire quadratique gaussien, paramétré par la mesure préalable de la perturbation pour la réduire au maximum. Grâce à ces très bons résultats, j'ai pu obtenir un taux d'extinction record sur la bande [1,65 – 2,45] µm de 8,8x10^-6 stabilisé à 9x10^-7 sur quelques heures, soit une décade meilleure que les spécifications initiales. L'extrapolation de ces résultats au cas d'une mission spatiale montre que les performances attendues sont atteignables si le flux disponible est suffisamment important. Avec des télescopes de 40 cm et une fréquence d'asservissement de l'ordre de 100 Hz, des étoiles de magnitude inférieure à 9 devraient être observables. / There are two problems with the observation of exoplanets: the contrast between the planet and the star and their very low separation. One technique solving these problems is nulling interferometry: two pupils are recombined to make a destructive interference on the star, and their base is adjusted to create a constructive interference on the planet. However, to ensure a sufficient extinction of the star, the optical path difference between the beams must be around the nanometer, and the pointing must be better than one hundredth of Airy disk, despite the external disturbances.To validate the critical points of such a space mission, a laboratory demonstrator, PERSÉE, was defined by a consortium led by CNES, including IAS, LESIA, ONERA, OCA and Thales Alenia Space and integrated in Meudon Observatory. This bench simulates the entire space mission (interferometer and nanometric cophasing system). Its goal is to deliver and maintain an extinction of 10^-4 stable at better than 10^-5 over a few hours in the presence of typical injected disturbances.My thesis work consisted in integrating the bench in successive stages and to develop calibration procedures. This helped me to characterize the critical elements separately before grouping them. After having implemented the control loops of the cophasing system, their precise analysis helped me to reduce down to 0.3 nm rms the residual OPD, and 0.4 % of the Airy disk the residual tip/tilt, despite disturbances of tens of nanometers, consisting of several tens of vibrational frequencies between 1 and 100 Hz. This has been achieved by the implementation of a linear quadratic Gaussian controller, parameterized by the preliminary measurement of the disturbance to minimize. Thanks to these excellent results, I obtained on the band [1.65 – 2.45] µm a record null rate of 8.8x10^-6 stabilized at 9x10^-7 over a few hours, a decade better than the original specifications. An extrapolation of these results to the case of a space mission shows that the expected performance is achievable if the available flux is sufficiently important. With telescopes of 40 cm and a control frequency around 100 Hz, stars brighter than magnitude 9 should be observable.