La réduction des dimensions des composants en microélectronique impose d'améliorer constamment la résolution ultime des dispositifs de lithographie. Cependant, ces évolutions deviennent de plus en plus difficiles et coûteuses à mettre en oeuvre et pourraient favoriser l'apparition de techniques de lithographie alternatives, comme la lithographie assistée par plasmons de surface. L'objectif de cette thèse a consisté à évaluer les performances, les contraintes et par conséquent les applications possibles et les conditions d'utilisation de cette nouvelle technique. En se focalisant sur les propriétés intrinsèques des films minces métalliques, deux approches complémentaires ont ainsi été développées. La génération d'un champ d'interférences plasmonique a tout d'abord conduit à l'impression, dans une couche de résine photosensible, de motifs relativement complexes mais de résolution limitée; La réalisation d'une lithographie haute résolution assistée par plasmons de surface a ensuite été abordée à travers la conception d'une nanosource optique compacte et efficace, la géométrie obtenue pouvant également être adaptée pour générer des motifs arbitraires ou réaliser une source accordable en longueur d'onde. Les différents résultats indiquent que cette technique de champ proche bas coût serait particulièrement bien appropriée à des besoins de lithographie ponctuels et/ou spécifiques, mais que les systèmes étudiés pourraient aussi être utilisés pour d'autres applications, comme le stockage optique par exemple.

Cette habilitation présente mes travaux de gravitation observationnelle et expérimentale.

Ce travail concerne la mise en oeuvre de la technique de la « lentille thermique » pour l'étude des phénomènes d'absorptions multiphotoniques dans les matériaux organiques. La technique de la lentille thermique utilisée ici, est dans son principe une technique pompe-sonde où le faisceau pompe provient d'un laser pulsé (25ps, 532nm ou 1064nm) tandis que le faisceau sonde est issu d'un laser continu (He-Ne : 632nm). Cette technique s'apparente aussi à la technique de z-scan dans la mesure où l'échantillon est déplacé de part et d'autre du point focal d'une lentille convergente disposée sur le trajet du faisceau pompe. Selon le rapport des diamètres des faisceaux pompe et sonde, on distingue deux variantes principales de la technique de la lentille thermique en régime pulsé : la variante dite en « modes accordés » (les diamètres des deux faisceaux sont identiques) et la variante en « modes désaccordés » (les diamètres des deux faisceaux sont différents). Pour des raisons de simplicité de mise en oeuvre et de sensibilité, nous avons choisi la variante en modes désaccordés. Cette variante de la technique de la lentille thermique, ayant été peu utilisée jusque là, a été utilisée pour mesurer le coefficient et la section efficace de l'absorption à deux photons dans différents matériaux organiques. Ces résultats sont comparés à d'autres mesures provenant de technique de mesure plus connue comme « transmission non linéaire » ou la technique de z-scan.

Ce travail de thèse s’intéresse à l’amélioration de la compacité des antennes destinées en priorité aux systèmes embarqués tout en respectant les exigences de performance et de compétitivité. L’approche explorée consiste à utiliser des matériaux artificiels fonctionnant en transmission et conçus en structurant la matière diélectrique à une échelle plus petite que la longueur d’onde (sub-longueur d’onde). Cette structuration permet en pratique d’opérer une variation de l’indice de réfraction effectif afin de réaliser des éléments diffractifs aptes à remplir une fonction hyperfréquence. Cependant, la particularité de ce type d’élément structuré est de mêler plusieurs échelles physiques engendrant une complexité dans leur étude. La plus grande dimension d’un composant structuré peut atteindre plusieurs dizaines de longueur d’onde, par exemple 20λ, alors que la taille minimale des structures sub-longueur d’onde peut être inférieure à une fraction de la longueur d’onde, tel que λ/20. Cet aspect multi-échelle allonge les temps de simulation des dispositifs antennaires intégrant ces éléments structurés, empêchant ainsi toute possibilité d’optimisation multi-paramètres dans des temps raisonnables. Afin de pouvoir exploiter pleinement le potentiel de ces matériaux structurés, un modèle numérique de calcul a été développé sur la base des chemins optiques. Ce modèle restitue des résultats sur le maximum de gain des antennes lentilles diffractives structurées avec une précision de 0,5 dB. Le temps de calcul du modèle est de l’ordre de la minute comparée à plus de 6 heures pour une simulation complète avec le logiciel de calcul électromagnétique CST. La rapidité et la précision de ce modèle ont été mises à profit pour optimiser la conception d’une lentille diffractive structurée. Pour illustrer la pertinence de cette approche structurée, ses performances ont été comparées à celles des antennes lentilles de Fresnel et à profil hyperbolique. Cette comparaison s’est faite dans des conditions d’encombrement identiques avec un rapport longueur sur diamètre L/D de 0,5. Le gain de la lentille structurée se révèle être plus élevé de 1,6 dB par rapport à celui de la lentille de Fresnel et de 2,7 dB par rapport à celui de la lentille hyperbolique. / This work focuses on the improvement of the antennas compactness used primarily for embedded systems while respecting the performance and competitiveness requirements. The approach explored consists in using artificial materials operating in transmission and designed by structuring the dielectric material on a scale smaller than the wavelength (sub-wavelength). This structuring makes it possible in practice to achieve a variation in the effective refractive index in order to produce diffractive elements capable of performing a microwave function. However, the particularity of this type of structured element is to mix several physical scales generating complexity in their study. The largest dimension of a structured component can reach several tens of wavelength, for example 20λ, while the minimum size of the sub-wavelength structures may be less than a fraction of the wavelength, as than λ / 20. This multi-scale aspect increases the simulation times of antenna devices integrating these structured elements, thus preventing any possibility of multi-parameter optimization in reasonable times. In order to exploit fully the potential of these structured materials, a numerical model of computation has been developed on the basis of optical paths. This model gives results on the maximum gain of structured diffractive lens antennas with an accuracy of 0.5 dB. The computation time of the model is of the order of the minute compared to more than 6 hours for a complete simulation with the electromagnetic calculation software CST Microwave Studio. The speed and precision of this model have been used to optimize the design of a structured diffractive lens. To illustrate the relevance of this structured approach, its performances were compared with those of Fresnel lens antenna and hyperbolic lens antenna. This comparison was carried out under identical footprint conditions with a length to diameter ratio L / D of 0.5. The gain of the structured lens was found to be 1.6 dB higher than the Fresnel lens and 2.7 dB higher than the hyperbolic lens.

Cette thèse présente un certain nombre de résultats récents à propos de l'évolution des galaxies et la cosmologie, à partir de l'observation d'amas de galaxies en lumière visible. Nous introduisons d'abord les principales propriétés des amas de galaxies (Chapitre 1.1) et la façon dont ces objets permettent de contraindre le modèle cosmologique standard (Chapitre 1.2). Une grande partie des résultats présentés ici ont été obtenus à partir de l'étude du relevé d'amas DAFT/FADA, qui regroupe des amas dans la gamme de décalages spectraux 0.4<z<0.9 (Chapitre 1.3). Cette thèse est séparée en deux parties, chacune traitant d'une observable particulière : la luminosité des galaxies, puis la forme des galaxies. La fonction de luminosité des galaxies, c'est-à-dire la distribution de leur luminosité, permet d'étudier l'évolution des galaxies dans les amas (Chapitre 2.1). Nous avons calculé les fonctions de luminosité pour un sous-échantillon de 25 amas DAFT/FADA, et avons montré que les galaxies faibles bleues, à fort taux de formation stellaire, évoluent en des galaxies rouges passives des hauts décalages spectraux à aujourd'hui. En comparant les fonctions de luminosité des amas à celles du champ, on observe que cette transformation est plus efficace dans les environnements denses. Nous avons également étudié la fraction de baryons dans les groupes et amas de galaxies (Chapitre 2.2). Nous avons remarqué que dans les groupes la fraction massique d'étoiles peut atteindre des valeurs du même ordre de grandeur que celles de la fraction de gaz intra-amas, alors que dans les amas, la fraction stellaire est généralement négligeable devant celle du gaz. En prenant en compte à la fois les étoiles et le gaz, nous avons posé des contraintes sur le paramètre de densité de matière Omega_M. Les galaxies apparaissent déformées par la présence d'objets d'avant-plan qui courbent les trajectoires lumineuses à leur voisinage. Ce signal de lentille gravitationnelle peut être exploité afin de mesurer la distribution de masse des amas d'avant-plan. Les bases du phénomène de lentille gravitationnelle faible et de la mesure du cisaillement sont introduites au Chapitre . Ces techniques sont ensuite appliquées à un sous-échantillon de 16 amas DAFT/FADA présentant des images Subaru/SuprimeCam ou CFHT/MegaCam (Chapitre 3.1). Nous avons estimé la masse de ces amas, et profité de la large dimension angulaire de ces images pour détecter des filaments et des structures autour de ces amas. Cette étude valide observationnellement le scénario de croissance hiérarchique des amas. Finalement, nous avons détecté les pics de cisaillement dans des simulations de type Euclid, et avons utilisé leur statistique en tant que sonde cosmologique, de façon similaire aux comptages d'amas (Chapitre 3.2). Nous avons calculé les contraintes cosmologiques que cette technique pourra apporter avec les données de la mission spatiale Euclid, et avons développé une approche tomographique qui ajoute l'information des décalages spectraux. Une discussion sur les développements envisagés dans les différents domaines traités conclut cette thèse. / This thesis presents some recent results concerning galaxy evolution and cosmology,based on the observation of galaxy clusters at optical wavelengths. We first introduce the main properties of galaxy clusters (Sect. 1.1) and how they can be used for cosmology within the standard cosmological model (Sect. 1.2). A large fraction of the presented results comes from the study of the DAFT/FADA galaxy cluster survey at redshifts 0.4 < z < 0.9 (Sect. 1.3). We divide our study in two parts according to the observable that is considered: galaxy luminosity or galaxy shape. The distribution of galaxy luminosities is called the galaxy luminosity function (GLF), which can be used to probe the evolution of cluster galaxies (Sect. 2.1). Computing the GLFs for a sub sample of 25 DAFT/FADA clusters, we find that faint blue star forming galaxies are quenched into red quiescent galaxies from high redshift until today. Comparing to the field shows that this transformation is more efficient in high density environments.We also study the fraction of baryons in galaxy groups and clusters (Sect. 2.2). Wefind that in groups, the stars contained in galaxies can reach masses of the same order as those of the intra-cluster gas, while in clusters they are usually negligible relatively to the gas. Taking both stars and gas into account we constrain the matter density parameter Galaxy shapes are distorted by foreground objects that bend light in their vicinity. This lensing signal can be exploited to measure the mass distribution of a foreground cluster. We review the basic theory of weak lensing and shear measurement (Sect. 3.1), and then apply it to a subsample of 16 DAFT/FADA clusters, with Subaru/SuprimeCam or CFHT/MegaCam imaging (Sect. 3.2). We estimate the masses of these clusters, and take advantage of the large fields of view of our images to detect filaments and structures in the cluster vicinity, observationally supporting the hierarchical scenario of cluster growth. Finally, we detect shear peaks in Euclid-like simulations, and use their statistics as a cosmological probe, similarly to cluster counts (Sect. 3.3). We forecast the cosmological constraints that this technique will achieve when applied to the Euclid space mission, and develop a tomographic analysis that adds information from redshifts. We conclude with a discussion of our perspectives on future studies in all the fieldsinvestigated in the present thesis.

La presence d’inhomogénéite de matière le long de la ligne de visée d’une source lumineuseprovoque la déviation des rayons lumineux : c’est l’effet de lentille gravitationnelle. Dans cette thèse, nous etudions l’effet de lentille gravitationnelle qui affecte les supernovae détectées par le Supernova Legacy Survey et induit une dispersion supplémentaire dans leur distribution en magnitude observée. Cet effet est mis en évidence par la mesure d’une corrélation positive entre : d’une part, le résidu au diagramme de Hubble c’est-à -dire à l’ajustement de la dépendance en redshift de la magnitude de la supernova ; d’autre part, la magnification calculée en modélisant les halos galactiques présents le long de la ligne de visée. Une corrélation positive est estimée, en utilisant les données à cinq ans du Supernova Legacy Survey. Le résultat obtenu est compatible avec les résultats précédemments obtenus sur un lot de supernovae plus restreint. / The presence of mass inhomogeneities along the line of sight of propagation of light fromdistant objects can induce deflection in the flight path of the photon. This phenomenon is called as gravitational lensing. Lensing can have both distortion (shear) and isotropic magnification effects on the source. We studied the effect of lensing magnification on supernova (SN) Ia in this thesis. Presence of lensing would introduce a source of contamination to the brightness distribution of the source (SN Ia in our case). Thus it also enables one to compute the lensing effect indirectly from the Hubble diagram (i.e. from the residual to the Hubble diagram). In this thesis we computed the correlation between these two effects : the Hubble residual and the computed lensing magnification for the SN by the line of sight foreground dark matter haloes. A detection of positive correlation between these two would signify the positivity of lensing signal detection. The data sample is the spectroscopic SNe Ia sample from the five years full SNLS data and the Hubble resiudals are those of the preliminary cosmology analysis performed on SNLS5 data. We obtain a signal of _ = 0.177 at 2.51_. This result is consistent with the previous SNLS three years data lensing analysis results.

Le chemin parcouru par la lumière, lors de sa propagation dans l’Univers, est altéré par la présence d’objets massifs. Cela entraine une déformation des images de galaxies lointaines. La mesure de cet effet, dit de lentille gravitationnelle faible, nous permet de sonder la structure, aux grandes échelles, de notre Univers. En particulier, nous pouvons ainsi étudier la distribution de la matière noire et les propriétés de l’Energie Sombre, proposée comme origine de l’accélération de l’expansion de l’Univers. L’étude de l'effet de lentille gravitationnelle faible constitue l’un des objectifs scientifiques principaux d'Euclid, un télescope spatial de l’Agence Spatiale Européenne en cours de construction.En pratique, ce signal est obtenu en mesurant la forme des galaxies. Toute image produite par un instrument optique est altérée par sa fonction d’étalement du point (PSF). Celle-ci a diverses origines : diffraction, imperfections dans les composantes optiques de l’instrument, effets atmosphériques (pour les télescopes au sol)… Puisque la PSF affecte aussi les formes des galaxies, il est crucial de la prendre en compte lorsque l’on étudie l’effet de lentille gravitationnelle faible, ce qui nécessite de très bien connaître la PSF elle-même.Celle-ci varie en fonction de la position dans le plan focal. Une mesure de la PSF, à certaines positions, est donnée par l’observation d’étoiles non-résolues dans le champ, à partir desquelles on peut construire un modèle de PSF. Dans le cas d’Euclid, ces images d’étoiles seront sous-échantillonnée ; aussi le modèle de PSF devra-t-il contenir une étape de super-résolution. En raison de la très large bande d’intégration de l’imageur visible d’Euclid, il sera également nécessaire de capturer les variations en longueur d’onde de la PSF.La contribution principale de cette thèse consiste en le développement de méthodes novatrices d’estimation de la PSF, reposant sur plusieurs outils : la notion de représentation parcimonieuse, et le transport optimal numérique. Ce dernier nous permet de proposer la première méthode capable de fournir un modèle polychromatique de la PSF, construit uniquement à partir d’images sous-échantillonnées d’étoiles et leur spectre. Une étude de la propagation des erreurs de PSF sur la mesure de forme de galaxies est également proposée. / As light propagates through the Universe, its path is altered by the presence of massive objects. This causes a distortion of the images of distant galaxies. Measuring this effect, called weak gravitational lensing, allows us to probe the large scale structure of the Universe. This makes it a powerful source of cosmological insight, and can in particular be used to study the distribution of dark matter and the nature of Dark Energy. The European Space Agency’s upcoming Euclid mission is a spaceborne telescope with weak lensing as one of its primary science objectives.In practice, the weak lensing signal is recovered from the measurement of the shapes of galaxies. The images obtained by any optical instrument are altered by its Point Spread Function (PSF), caused by various effects: diffraction, imperfect optics, atmospheric turbulence (for ground-based telescopes)… Since the PSF also alters galaxy shapes, it is crucial to correct for it when performing weak lensing measurements. This, in turn, requires precise knowledge of the PSF itself.The PSF varies depending on the position of objects within the instrument’s focal plane. Unresolved stars in the field provide a measurement of the PSF at given positions, from which a PSF model can be built. In the case of Euclid, star images will suffer from undersampling. The PSF model will thus need to perform a super-resolution step. In addition, because of the very wide band of its visible instrument, variations of the PSF with the wavelength of incoming light will also need to be accounted for.The main contribution of this thesis is the building of novel PSF modelling approaches. These rely on sparsity and numerical optimal transport. The latter enables us to propose the first method capable of building a polychromatic PSF model, using no information other than undersampled star images, their position and spectra. We also study the propagation of errors in the PSF to the measurement of galaxy shapes.

La découverte d'une population de galaxies submillimétrique (SMG) obscurcies par la poussière à grand décalage spectral, à l'aide de caméras submm, a révolutionné notre connaissance de l'évolution des galaxies et de la formation stellaire dans les conditions physiques extrêmes. Elles sont les flambées de formation stellaire les plus intenses dans l'Univers, approchant la limite d'Eddington et sont considérées comme les progéniteurs des galaxies actuelles les plus massives. Les modèles théoriques d'évolution de galaxies ont été remis en question par la découverte d'un grand nombre de SMGs à grand décalage spectral. Quelques unes sont fortement lentillées gravitationnelement par une galaxie. Les grands relevés extragalactiges récemment effectués en ont découvert plusieurs centaines, ouvrant de nouvelles opportunités pour observer le milieu interstellaire dans ces objets exceptionnels.Nous avons donc sélectionné un échantillon de SMG fortement lentillées à l'aide des densités de flux submm du relevé Herschel-ATLAS. À l'aide des télescopes de l'IRAM, nous avons construit un échantillon de 16 SMG détectés par la raie de l'eau. Nous avons trouvé une corrélation linéaire forte entre les luminosité d'H2O et infrarouge totale. Cela indique le rôle important du pompage IR lointain dans l'excitation des raies de l'eau. En utilisant un modèle de pompage IR lointain, nous avons obtenus les propriétés physiques du gaz et de la poussière. Nous avons montré que l'eau trace un gaz chaud et dense qui peut être étroitement lié à la formation des étoiles. Plusieurs raies d'H2O+ ont également été détectées dans trois SMG, montrant une corrélation étroite entre les luminosités des raies de H₂ O/H₂ O+ des ULIRG locales aux SMG. Le rapport de flux H2O+/H2O suggère que les rayons cosmiques provenant des activités fortes de formation stellaire sont probablement à l'origine de la chimie de l'oxygène.Nous avons observé de multiples transitions de CO dans chacune de nos SMG. Nous avons mis en évidence un effet significatif de lentillage différentiel qui peut entraîner une sous-estimation de la largeur de raie d'un facteur ~2. A l'aide d'une modélisation de type LVG et en utilisant une approche bayésienne, nous avons estimé la densité et la température du gaz, ainsi que sa densité de colonne. Nous avons ensuite mis en évidence une corrélation entre la pression thermique du gaz et l'efficacité de la formation stellaire. Nous avons également étudié les propriétés globales du gaz moléculaire et sa relation avec la formation d'étoiles ainsi que le rapport masse de gaz sur poussière et le temps d'épuisement du gaz. La détections de raies de carbone atomique dans ces SMG a étendu la corrélation linéaire locale entre luminosité des raies de CO/CI. Enfin, nous avons comparé les largeurs de raie de CO/H₂ O et constaté qu'elles étaient en bon accord. Cela suggère que les régions émettrices soient co-spatiale.Afin de comprendre les propriétés des émissions moléculaires dans ces sources, et plus généralement, leur structure et leur propriétés dynamiques, il est crucial d'acquérir des images à haute résolution angulaire. Nous avons donc observé deux sources avec ALMA/NOEMA en configuration étendue. Ces données nous permettent de reconstituer la morphologie intrinsèque de la source. Les émissions de poussière froide ont une plus petite taille en comparaison avec le gaz CO/H2 O, tandis que les deux derniers sont de taille similaire. En ajustant le modèle dynamique aux données CO, nous avons montré que ces galaxies peuvent être modélisée avec un disque en rotation, duquel nous avons pu déduire leurs masses dynamiques projetées et leurs rayons effectifs.Avec le futur NOEMA/ALMA, nous pourrons étendre ce genre d'observations à un plus grand nombre de SMG fortement amplifiées et même à des SMG non lentillées, afin d'étudier divers traceurs du gaz moléculaire et de comprendre les conditions physiques du milieux interstellaire et leur relation avec la formation des étoiles. / The discovery of a population of high-redshift dust-obscured submillimeter galaxies (SMGs) from ground-based submm cameras has revolutionised our understanding of galaxy evolution and star formation in extreme conditions. They are the strongest starbursts in the Universe approaching the Eddington limit and are believed to be the progenitors of the most massive galaxies today. However, theoretical models of galaxy evolution have even been challenged by a large number of detections of high-redshift high-redshift SMGs. A very few among them are gravitationally lensed by an intervening galaxy. Recent wide-area extragalactic surveys have discovered hundreds of such strongly lensed SMGs, opening new exciting opportunities for observing the interstellar medium in these exceptional objects.We have thus carefully selected a sample of strongly gravitational lensed SMGs based on the submm flux limit from the Herschel-ATLAS sample. Using IRAM telescopes, we have built a rich H₂ O-line-detected sample of 16 SMGs. We found a close-to-linear tight correlation between the H2O line and total infrared luminosity. This indicates the importance of far-IR pumping to the excitation of the H2O lines. Using a far-IR pumping model, we have derived the physical properties of the H2O gas and the dust. We showed that H2O lines trace a warm dense gas that may be closely related to the active star formation. Along with the H2O lines, several H2O+ lines have also been detected in three of our SMGs. We also find a tight correlation between the luminosity of the lines of H2O and H2O+ from local ULIRGs to high-redshift SMGs. The flux ratio between H2O+ and H2O suggests that cosmic rays from strong star forming activities are possibly driving the related oxygen chemistry.Another important common molecular gas tracer is the CO line. We have observed multiple transitions of the CO lines in each of our SMGs with IRAM30m telescope. By analysing the CO line profile, we discovered a significant differential lensing effect that might cause underestimation of the linewidth by a factor of ~2. Using LVG modelling and fitting the multi-J CO fluxes via a Bayesian approach, we derived gas densities and temperature, and CO column density per unit velocity gradient. We then found a correlation between the gas thermal pressure and the star formation efficiency. We have also studied the global properties of the molecular gas and its relationship with star formation. We have derived the gas to dust mass ratio and the gas depletion time, they show no difference compared with other SMGs. With the detections of atomic carbon lines in our SMGs, we extended the local linear correlation between the CO and CI line luminosity. Finally, we compared the linewidths of the CO and H2O emission line, which agree very well with each other. This suggests that the emitting regions of these two molecules are likely to be co-spatially located.In order to understand the properties of molecular emission in high-redshift SMGs, and more generally, the structure and the dynamical properties of these galaxies, it is crucial to acquire high-resolution images. We thus observed two of our brightest source with ALMA and NOEMA interferometers using their high spatial resolution configuration. These images have allowed us to reconstruct the intrinsic morphology of the sources. We compared the CO, H2O and dust emission. The cold dust emission has a smaller size compared with the CO and H2O gas, while the latter two are similar in size. By fitting the dynamical model to the CO data of the source, we have shown that the source can be modelled with a rotating disk. We derived the projected dynamical mass and the effective radius of those sources.With the future NOEMA and ALMA, we will be able to extend such kind of observations to a larger sample lensed SMGs and even to unlensed SMGs, to study various gas tracers, and to understand the physical conditions of the ISM and their relation to the star formation.

De nombreux travaux de recherche sont actuellement menés afin de rendre les caméras infrarouges plus compactes et moins chères. En infrarouge refroidi, le défi est de proposer un système cryogénique compact pouvant être intégré sur un système à faible capacité d’emport tel qu’un drone. Dans ce cadre, l’utilisation d’une lentille mince en remplacement du filtre froid du cryostat permettrait de limiter la masse supplémentaire à refroidir et de maintenir constant le temps de descente en froid. En infrarouge non refroidi, l’objectif est de concevoir un petit capteur infrarouge bas coût « grand public » que l’on pourra inviter dans nos maisons, nos voitures, voire nos smartphones. L’utilisation d’une lentille mince ouvrirait la voie à des imageurs infrarouges peu onéreux.Dans ce contexte, j’ai choisi d’étudier le comportement d’une lentille de Fresnel dite d’ordre élevé intégrée dans une configuration optique de type landscape lens. J’ai montré que cette architecture optique mince peut fonctionner sur une large bande spectrale et sur un grand champ de vue. Cependant, les lentilles de Fresnel d’ordre élevé étant mal modélisées dans la littérature, j’ai développé mes propres algorithmes de modélisation afin de prévoir les performances d’un tel système. Grâce à cette étude, j’ai ensuite proposé deux systèmes d’imagerie, l’un refroidi et l’autre non refroidi. Chacun des deux systèmes a fait l’objet d’un prototype et a été entièrement caractérisé expérimentalement. Les résultats expérimentaux obtenus m’ont permis de valider les performances anticipées théoriquement et de mettre en évidence un phénomène de chromatisme diffractif latéral. Ces systèmes ouvrent la voie à deux nouvelles générations de caméras infrarouges. J’ai montré que l’imageur infrarouge refroidi possède une qualité image satisfaisante pour des applications d’aide au pilotage. Le prototype non refroidi est lui entièrement compatible avec des applications domotiques. Il a suscité l’intérêt de différents acteurs industriels. / Miniaturizing infrared optical systems is a research area of great interest nowadays in order to make them lighter and cheaper. In the cooled infrared domain, the objective is to design a compact cryogenic camera that could be integrated in a small-capacity carrier like a drone. To that purpose, replacing the cold filter of the dewar by a thin lens would limit the cooled down mass and would stabilize the cool down time. In the uncooled infrared domain, the objective is to design a small general use camera at a low cost. Its use could be generalized in houses, cars or even smartphones. The use of a thin lens would also pave the way for low-cost infrared imagers. In this context, I chose to study the imagery properties of a high order Fresnel lens integrated in a landscape lens architecture. I have demonstrated that this architecture can be used within a wide spectral range and over a wide field of view. However, current optical design software perform poorly on high order Fresnel lenses. Therefore, I have developed my own algorithms to model the performances of such a system. With that study, I have been able to design two prototypes with their own objectives: the first one is cooled and the second one is uncooled. Both systems have been demonstrated and entirely characterized. The experiment results have validated the theoretical performances of the systems and they highlighted an original kind of lateral chromatic aberration.These two systems pave the way to two new generations of infrared cameras. Indeed, on one hand I have proved that the cooled infrared quality may be good enough to qualify for an aircraft piloting aid. On the other hand, the uncooled prototype is fully compatible with low cost surveillance applications and the system raised the interest of various companies.

La possibilité d’obtenir une émission laser efficace sur une large bande spectrale autour de 1.05 µm a été démontrée récemment en utilisant des monocristaux CaF2 and SrF2 dopés Nd3+. Cette émission, éteinte du fait de la relaxation croisée entre ions dans les matériaux de type fluorite, peut être exaltée avec l’insertion d’ions “tampons” comme Y3+ ou Lu3+. Une émission laser accordable sur une large bande spectrale et la génération d’impulsions ultracourtes sont donc possibles. De plus, ce type de matériau est particulièrement intéressant pour des amplificateurs de forte puissance pompés par diodes. Une étude complète des propriétés spectrales et thermomécaniques de cristaux de CaF2:Nd3+ co-dopés avec des concentrations variables de Lu3+ a été menée en collaboration avec le CEA CESTA au sein du projet LASCAN pour de futurs développements au sein du Laser MégaJoule (LMJ) avec pour but l’amélioration des performances des amplificateurs pilotes. L’effet d’élimination des clusters de Nd3+ par le co-dopage avec le Lu3+ et l’apparition de deux sites actifs différents a été mise en évidence et caractérisée en détail. Ce travail présente ainsi une spectroscopie complète des centres actifs dans CaF2:Nd3+,Lu3+, une étude des propriétés thermomécaniques, ainsi que des propriétés d’amplification optique des matériaux étudiés. / It was recently demonstrated that efficient and broadband laser emission was possible with Nd-doped CaF2 and SrF2 single crystals around 1.05 µm. Such laser emission, known as completely quenched because of cross-relaxation in the singly doped fluorites, increases spectacularly by co-doping with non-optically active “buffer” ions like Y3+ or Lu3+. Broadband laser emission and ultra-short laser operation are therefore possible. The material is particularly appealing for large scale high peak power diode-pumped amplifiers. A deep investigation of the spectral properties of CaF2:Nd3+ crystals co-doped with various amounts of Lu3+ was performed. The cluster breaking effect of Lu3+ codoping has as a side-effect the appearance of two different contributions, identified as two different active sites, which is in agreement with recent observations. In this work, we investigate in depth the different centres’ spectroscopic properties and operational parameters for laser applications,their evolution as the lutetium concentration increases, and the thermomechanical properties of said samples. A preliminary investigation on the amplification properties and laser operation of said materials is performed as well.