L'étude de la propagation d'un faisceau laser intense dans un plasma chaud est très importante pour la fusion thermonucléaire par confinement inertiel. Nous présentons dans ce travail de thèse des expériences réalisées à l'aide d'un faisceau laser focalisé au plus proche de la limite de diffraction, afin de simplifier la géométrie de l'interaction laser plasma, et de comparer les résultats obtenus avec ceux de simulations numériques adaptées aux conditions de l'expérience. <br>Nous étudions la modification de la distribution d'intensité laser au cours du temps, et en différents plans de propagation, à partir de l'imagerie résolue en temps et en espace de cette distribution d'intensité, en champ proche et en champ lointain. <br>Nous présentons notamment la première observation expérimentale de l'instabilité de filament, l'éclatement du faisceau fonction du temps, de l'espace, du gradient de vitesse.<br>Nous donnons enfin la première et unique observation d'images de la localisation transverse de la rétrodiffusion Brillouin stimulée.

La première partie de ce manuscrit est consacrée à l'étude de la formation et de l'évolution des galaxies. Pour reconstituer l'histoire de l'évolution des galaxies, le rôle de l'information cinématique est décisif. Dans ce contexte, la spectroscopie intégrale de champ est un outil particulièrement efficace car il permet d'obtenir un diagnostic cinématique complet.<br />Je présenterai dans un premier temps les résultats obtenus grâce à l'instrument GIRAFFE dans le cadre du large programme d'observation IMAGES. Ces résultats montrent que la fraction de galaxies n'ayant pas encore atteint leur équilibre dynamique à z~0.6 est importante. Par ailleurs, l'analyse morphologique détaillée de l'échantillon IMAGES montre que la fraction des galaxies spirales en rotation était environ deux fois plus faible à z~0.6 que dans l'Univers local. En étudiant plus en détails cette population, nous sommes capables pour la première fois d'expliquer la formation d'une partie des galaxies spirales locales.<br />Une des conclusions essentielles de cette étude est qu'en combinant des observations dynamiques et morphologiques, on est désormais en mesure de disséquer et de comprendre l'histoire individuelle de chaque galaxie à z<1. Dans les prochaines années, ces études pourront être étendues à des galaxies à z>>1 grâce à la mise en service des futurs ELTs.<br />Pour cela, ces télescopes géants devront intégrer des systèmes d'Optique Adaptative pour compenser en temps réel la dégradation des images due à la turbulence. La faible luminosité des objets à observer, combinée à la taille des champs à corriger, rend indispensable la mise en place de sources artificielles et d'OA tomographiques. La deuxième partie de cette thèse est donc consacrée à l'étude de l'OA tomographique pour les futurs ELTs.<br />Le travail présenté porte en particulier sur l'étude et l'analyse des limites fondamentales des techniques tomographiques. En nous appuyant sur des développements théoriques dans une base de Fourier, nous proposons plusieurs voies pour l'optimisation de ces futurs systèmes.<br />La dernière partie de cette thèse est consacrée à l'étude de EAGLE: un projet de spectrographe intégrale de champ multi-objets pour l'ELT européen.<br />A l'aide des résultats obtenus avec GIRAFFE pour la définition des critères scientifiques et de l'analyse des techniques tomographiques, nous proposons un premier design d'optique adaptative capable de répondre aux besoins de la spectroscopie intégrale de champ des galaxies à z>>1. <br />En alliant la haute résolution spatiale et spectrale avec le pouvoir collecteur immense des futurs ELTs, l'instrument EAGLE apportera certainement des indices décisifs dans notre compréhension des processus à l'oeuvre pour l'assemblage de la masse dans les galaxies.

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

Cette thèse se place dans le contexte de l'étude des galaxies lointaines, études nécessaires à la compréhension des mécanismes de formation des galaxies. La mise en service du télescope spatial Hubble a permis d'obtenir des images à haute résolution spatiale de ces galaxies, donnant ainsi des premiers indices sur leur morphologie. En complément, l'installation de télescopes au sol de la classe des 8-10 mètres tels que le Very Large Telescope (VLT) européen a permis d'effectuer la spectroscopie de ces objets. Toutes ces données montrent que l'univers a connu un pic de formation stellaire il y a environ 8-10 milliards d'années, formation qui a chuté depuis. La première partie de ce manuscrit est consacrée à l'étude de la morphologie des galaxies lointaines, à l'aide d'images obtenues avec le télescope spatial Hubble. Le travail présenté porte en particulier sur deux populations de galaxies responsables du déclin de la formation stellaire évoqué plus haut : les galaxies compactes lumineuses (LCG) et les galaxies lumineuses dans l'infrarouge (LIRG). Ces études ont notamment permis d'établir une séquence pouvant servir de base à un scénario de formation d'une partie des galaxies de l'univers local. Des études complémentaires ont aussi montré le besoin d'une haute résolution spectrale pour déterminer avec précision le taux de formation stellaire des galaxies lointaines. La deuxième partie est consacrée à l'étude de FALCON, un projet de spectrographe de nouvelle génération pour le VLT alliant haute résolution spatiale et spectrale. L'objectif de FALCON est de fournir l'information dynamique sur les galaxies lointaines avec une résolution spatiale de 0.25 arcsec et un rapport signal-sur-bruit suffisant. Ceci nécessite d'utiliser l'Optique Adaptative pour compenser en temps-réel la dégradation des images due à la turbulence. Afin de s'affranchir de l'anisoplanétisme propre à cette technique, FALCON utilisera des techniques de tomographie consistant à corriger le front d'onde issu de la galaxie dont on souhaite déterminer la dynamique en combinant les mesures de front d'onde sur des étoiles hors-axe qui l'entourent. Le système d'Optique Adaptative a d'abord été intensivement étudié de manière théorique. Puis le développement d'un code de simulation numérique a alors permis d'établir des premières performances d'un tel système sur le ciel.

L'optique adaptative (OA) permet de corriger les effets induits par la turbulence atmosphérique, qui dégradent la résolution des télescopes et donc la qualité des images. Introduits dans les années 1990, les systèmes d'OA deviennent désormais tomographiques, permettant l'analyse du volume turbulent pour une correction à grand champ. Ceci s'accompagne d'une forte augmentation de la complexité des OA des futurs grands télescopes. Les nouveaux concepts d'OA souvent à grands nombres de degrés de liberté (GNDL) requièrent des lois de commande innovantes respectant les contraintes temps réel. Plusieurs aspects originaux sont abordés. Pour les GNDL, le point d'entrée est le choix de la base de représentation de la phase. Deux voies sont explorées : avec une formulation zonale, des méthodes Fourier sont étudiées pour la reconstruction statique de front d'onde ; une nouvelle stratégie combinant méthodes Fourier et méthodes itératives est développée pour adapter la commande optimale linéaire quadratique gaussienne (LQG) aux GNDL. On traite ensuite le problème des dynamiques temporelles des grands miroirs déformables. Pour des dynamiques linéaires, la commande optimale minimisant la variance résiduelle est obtenue comme solution d'un problème LQG à temps discret. Ceci permet aussi de quantifier la dégradation de performances pour des commandes sous-optimales. Cette approche est appliquée à la commande des miroirs de basculement destinés aux grands télescopes. On montre que négliger la dynamique conduit à une dégradation significative des performances. Une autre application est traitée : la coordination d'un miroir lent et d'un miroir rapide (concept woofer-tweeter).

Depuis la découverte de la première exoplanète autour d'une étoile de la séquence principale en 1995, seule une poignée d'exoplanètes ont été détectées par imagerie directe du fait de la grande différence de contraste qui existe entre les étoiles et les planètes. L'instrument SPHERE pour le VLT fait partie d'une nouvelle génération d'instruments dédiés à la détection directe de planètes géantes gazeuses qui combine un système d'OA extrême et des coronographes de dernière génération pour allier haute résolution angulaire et haut contraste. IRDIS, le spectro-imageur différentiel de SPHERE, offre plusieurs modes d'observation dans le proche infrarouge, dont les deux principaux sont l'imagerie différentielle (DBI) et la spectroscopie longue fente (LSS). Durant ma thèse j'ai étudié au moyen de simulations numériques détaillées les performances des modes DBI et LSS pour la détection et la caractérisation des exoplanètes. En mode DBI j'ai utilisé les méthodes SDI et ADI pour éliminer les speckles qui limitent intrinsèquement les données, puis j'ai estimé les limites de détection et la précision photométrique de IRDIS en imagerie afin de déterminer une séquence de paires de filtres optimale pour la caractérisation des exoplanètes. En utilisant cette séquence, j'ai pu estimer les températures effectives des planètes qui seront effectivement caractérisables avec IRDIS. En mode LSS, j'ai développé une méthode d'analyse des données spécifique pour les spectres dominés par les speckles et j'ai étudié ses performances en détail pour la caractérisation des exoplanètes. Enfin, j'ai travaillé sur la stratégie d'observation à adopter pour la caractérisation des exoplanètes avec IRDIS au moyen de tests en aveugle en imagerie et en spectroscopie. Ces tests m'ont permis de confirmer les résultats obtenus dans le cadre du travail détaillé sur les modes DBI et LSS, et en particulier d'étudier la discrimination des contaminants stellaires dans les données de IRDIS.

L'environnement proche des étoiles jeunes de faible masse recèle une multitude de phénomènes physiques liés à la formation des étoiles. Ce mémoire de thèse présente un ensemble de travaux théoriques, expérimentaux et observationnels relatifs à ces phénomènes. Après une description des propriétés attribuées aux étoiles de type T Tauri, FU Orionis et Ae/Be de Herbig et plus particulièrement de leurs disques d'accrétion, j'aborde l'étude de la structure verticale de ces disques, issue du transfert de rayonnement et de l'équilibre hydrostatique. La dissipation d'énergie provient du frottement visqueux des particules du disque s'accrétant sur l'étoile, ainsi que de l'absorption du rayonnement stellaire. Il est montré que le rayonnement rasant de l'étoile sur le disque crée une << chromosphère >> . J'étudie par la suite la possibilité de détecter directement le milieu circumstellaire (disque, binarité, planètes, jets,...) grâce aux techniques à haute-résolution angulaire (optique adaptative et interférométrie). Je présente ensuite un prototype de coronographe à haute résolution spatiale que j'ai conçu, modélisé, construit et testé en vue de telles observations. Je décris finalement les observations de l'environnement du système stellaire jeune Z Canis Majoris que j'ai réalisées à la limite de la diffraction dans le proche infrarouge au télescope de 3.60 mètres de l'ESO. Elles montrent que cet objet est composé d'une binaire et d'une structure étendue en forme de disque, perpendiculaire au jet connu et éclairée non pas par la source centrale mais par le compagnon infrarouge.

Les futurs très grands télescopes donneront la possibilité d'effectuer des observations à très Haute Résolution Angulaire, mais leur conception nécessite une connaissance précise des effets optiques de la turbulence atmosphérique sur de grandes échelles spatiales. Cette étude porte sur la validation expérimentale de la modélisation de la turbulence optique lors de l'observation astronomique à partir du sol.<br />La caractérisation des propriétés spatiales du front d'onde est effectuée à partir des grandes bases de mesure utilisées par l'interféromètres stellaire optique GI2T / REGAIN dans la perspective d'observations avec l'interféromètre VLTI / AMBER. A ces échelles, les déformations du front d'onde ne suivent pas les mêmes lois statistiques et cette étude confirme que l'amplitude des déformations spatiales du front d'onde n'augmente pas indéfiniment avec l'allongement de la base de mesure. Cette étude met en évidence la saturation des grandeurs liées aux déformations spatiales lorsque les distances considérées dépassent la valeur de l'échelle externe de cohérence spatiale du front d'onde.<br />Le GSM ("Generalized Seeing Monitor"), unique instrument dédié à la mesure de l'échelle externe, est utilisé dans une configuration étendue pour tester expérimentalement les différents modèles existants de turbulence optique lors d'observations sur le site de Calern. Une modélisation multi-couche de l'échelle externe est aussi proposée afin de rendre compte des effets optiques de la turbulence atmosphérique selon sa distribution an altitude. Les résultats de cette étude permettent de mieux dimensionner les systèmes d'optique adaptative de nouvelle génération associés aux futurs grands télescopes et interféromètres à très grandes bases.<br />Enfin, cette étude a consisté à développer l'instrument MOSP ("Monitor of Outer Scale Profile") mesurant la distribution verticale de l'échelle externe à partir de l'observation du limbe de la Lune. Plusieurs campagnes d'observation ont été effectuées aux Observatoires de Haute Provence et de Mauna Kea et les premières mesures de profils d'échelle externe sont présentées.

Nous allons assister au cours de la prochaine décennie, à la première lumière des nouveaux Extremely Large Telescopes. Leur grande taille (de 25 à 39 m de diamètre) permet d’augmenter à la fois leur sensibilité et leur résolution angulaire. Cependant, la résolution angulaire d'un télescope terrestre, est toujours limitée par la turbulence atmosphérique. Pour pallier à ce problème, les grands télescopes sont désormais équipés d'instruments d’Optique Adaptative (OA). L’OA est une technique qui permet d’analyser les effets de la turbulence et de les compenser en temps réel à l’aide de miroirs déformables. En complément, la plupart des télescopes de la génération 8-10 m sont maintenant équipés de systèmes d’étoiles lasers qui permettent d’augmenter la proportion du ciel pouvant bénéficier d’une correction par OA: on parle alors d'Optique Adaptative Grand Champ (OAGC). Malgré les excellentes performances de ces systèmes, la correction apportée aux images reste partielle et des résidus de correction limitent encore leur qualité. Pour extraire les meilleurs résultats scientifiques des images issues de l'OAGC, il est donc essentiel d'optimiser les outils de réduction et d'analyse de données. La première partie de cette thèse détaille une analyse astrophysique de données OAGC ayant pour but d'étudier la formation des étoiles massives dans un environnement extra-galactique. Au delà des résultats scientifiques nouveaux, cette étude a permis de mettre en évidence les termes d'erreur limitant l'analyse scientifique de données OAGC. La seconde partie de cette thèse est dédiée au développement d'un nouvel outil de correction de la distorsion permettant de réduire ces termes d'erreurs. / The next decade will see the first light of the new Extremely Large Telescopes. Their large diameter (from 25 to 39 meters across), increases both their sensitivity and their angular resolution. However, angular resolution of all sizes ground-based telescope is always strongly limited by the atmospheric turbulence. To tackle this problem and fully exploit their capabilities, large optical telescopes are now indissociable of their Adaptive Optics (AO) instruments. AO is a technic that consists in analyzing the effects of turbulence on the wavefront and compensating for it in real time, thanks to one or several deformable mirrors in order to restore the initial angular resolution of optical telescopes. In addition, most of the 8-10 meters telescopes are supplied with laser guide stars systems in order to increase the portion of the sky that can benefit for such an AO correction. Such systems are called Wide Field AO (WFAO). However, despite the excellent performance of such systems, the correction performed is not perfect and some residuals still limit the image quality. In order to get the best science results out of the WFAO images, dedicated and optimized reduction and analyses tools are needed. The first part of this document present an astrophysics analyses of WFAO images aiming to study massive star formation in an extra-galactic environment. In addition to new science results, the study carried out on these observations has enable to highlight the critical parameters that limit the scientific analyses of Wide Field AO data. The second part of this document is dedicated to the development of a new distorsion correction tool that aims to reduce these error terms.

Les télécommunications optiques en espace libre sont capables d'autoriser des débits de plusieurs dizaines de gigabits par seconde. Pour traiter ces débits en bénéficiant des techniques développées dans le cadre de l'optique fibrée, il est souhaitable d'injecter le faisceau reçu dans une fibre monomode. Ainsi, l'optique adaptative est proposée pour limiter les pertes d'injection induites par la dégradation de la qualité du faisceau propagé à travers la turbulence atmosphérique.Dans ce travail nous considérons un lien entre un satellite et une station de réception au sol. En élévation haute lorsque les perturbations d'amplitude peuvent être moyennées en augmentant la taille de la pupille la correction de la phase par optique adaptative (OA) classique peut être suffisante. Mes travaux dans ce cadre portent sur la mise en œuvre expérimentale de l'optimisation du couplage entre un système d'OA classique et une fibre monomode, en corrigeant les aberrations différentielles entre la voie de mesure de la surface d'onde et la voie d'injection du signal corrigé par OA. Le travail accompli dans l'objectif de cette mise en œuvre, se résume par les tâches suivantes : Définition d'une méthode d'optimisation automatique de l'injection par contrôle d'un seul miroir déformable pour la correction conjointe des perturbations rapides de la phase et des aberrations différentielles quasi-statiques ; Étude numérique de l'implantation de la méthode définie par simulation end-to-end ; Mise en œuvre de la méthode en laboratoire sur le banc BOA en modélisant la turbulence atmosphérique par des écrans de phase en rotation et validation du fonctionnement de l'optimisation de l'injection en boucle fermée ; Application de la méthode sur le banc ODISSEE à l'OCA puis fermeture de la boucle sur un signal optique émis par le satellite japonais SOCRATE.Par ailleurs, le lien satellite doit être opérationnel sur une durée maximale. Pour cela, le système doit fonctionner même dans le cas où le satellite est bas sur l'horizon et donc lorsque la portion d'atmosphère traversée par le faisceau est épaisse. Dans ces conditions particulières, les perturbations induites par les fluctuations de l'indice de l'air sont plus fortes que pour l'observation astronomique, donc la correction simultanée de la phase et de l'amplitude est indispensable pour atteindre le taux d'injection désiré (> 50 %). La deuxième partie de la thèse se place dans ce cadre et est consacrée à l'étude de l'implantation expérimentale d'une approche innovante de la correction de la phase et de l'amplitude fondée sur l'utilisation d'un Mach-Zehnder en optique intégrée. Le travail réalisé dans cette partie comporte les points suivants : Élaboration du principe de la correction par un Mach-Zehnder et proposition d'un dispositif généralisé à N voies ; Étude analytique de la correction par le dispositif proposé ; Développement d'un algorithme de contrôle fondé sur l'architecture proposée en optique intégrée ;• Validation numérique du fonctionnement par simulation end-to-end ; Conception d'un prototype pour la validation expérimentale du concept. / Free space optical communications are able to allow rates of several tens of gigabits/s. In order to process these flows and benefit from the techniques developed in the context of fiber optics, it is desirable to inject the received beam into a single mode fiber. In this case, adaptive optics is proposed to limit the injection losses induced by the degradation of the beam quality caused by the atmospheric turbulence.In this thesis, we consider a link between a satellite and a ground receiving station.For high elevations when amplitude perturbations can be averaged by increasing the size of the pupil and the correction of the phase is sufficient by conventional adaptive optics (AO), this work deals with the experimental implementation of the coupling optimization between a conventional AO and a single mode fiber, by correcting the non common path aberrations between the measurement path of the wave front and the injection path of the corrected signal. The accomplished work in this context is summarized by the following tasks: definition of an automatic injection optimization method by controlling a single deformable mirror for the parallel correction of fast phase disturbance and quasi-static differential aberrations; numerical study of the implementation of the proposed method defined end-to-end simulations ; implementation of the method in the laboratory on the BOA bench, modeling the atmospheric turbulence by rotating phase screens, and validation of the injection optimization in closed loop ; application of the method on the ODISSEE bench at the OCA and closing of the loop on a laser signal emitted by the Japanese satellite SOCRATE.Besides, the link must be operational for a maximum duration. Indeed, the system must operate even when the satellite is low on the horizon and, therefore, when the crossed portion of atmosphere is thick. In these particular conditions, the disturbances induced by the air index fluctuations are stronger than for astronomical observations, so that, the simultaneous correction of the phase and the amplitude is essential to reach the desired injection ratio (> 50 %). Based on this analysis, the second part of this thesis focuses on the study of the experimental implementation of an innovative approach of a phase and amplitude correction based on using an integrated Mach-Zehnder. The work done in this part consists in the following points : elaboration of correction principle by a Mach-Zehnder and proposition of a generalized device with N channels ; theoretical analysis of the superposition by the proposed device ; development of a control algorithm based on the architecture proposed in integrated optics ; numerical validation of operation by end-to-end simulations ; design of the prototype for the experimental validation of the concept in the laboratory.