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The 2020s are to see the first light of Extremely Large Telescopes (ELTs), and together with it a revolution in optical astronomy. ELTs, with diameters from 24 to 39 meters, will grant the scientific community access to an imaging quality an order of magnitude better than the current largest observatories. However, ground-based telescopes are limited by atmospheric turbulence: from a theoretical ELT resolution of a few mas, image spots are blurred up to a width of about an arcsecond.Adaptive Optics (AO) offers a real-time compensation method to turbulence-induced nefarious effects. Turbulence is measured on guide stars, and the incident wavefront is corrected using deformable mirrors. AO stands as an absolute requirement to achieve nominal imaging performance at larger ground-based observatories. Yet AO suffers from a fundamental sky coverage limitation, and it is necessary to enable guidance on the faintest possible stars. This drives AO research towards ever more sensitive wavefront sensors, among which the pyramid sensor (PWFS), which also benefits from available higher efficiency detectors. Fainter guide stars up to an extra 1-3 magnitudes can be used for AO guidance.The PWFS technology remains to be completely mastered, with this PhD standing within research performed to bring the PWFS up to the task of ELT-sized AO, notwithstanding its intrinsic limitations: machining and alignment defects; and an infamous non-linear behavior. The latter induces important losses in AO performance in sub-median seeing conditions.First, this dissertation presents the implementation of a high order PWFS AO demonstrator in the lab at ELT scales: the characterizations and calibrations of PWFS-specific components, up to the operation of a complete closed AO loop on an 18 m diameter simulated telescope.Second, most of this research focuses on the conception and demonstration of control algorithms and command laws, both in theory, simulations, and in the lab, as to enable the best performance from the PWFS. An analysis of PWFS defects is proposed, along with an associated new control law enabling an important relaxation of machining specifications, and the generalization of the approach to other sensors, such as the 3-sided PWFS. For these PWFS, we perform a systematic study of nonlinear effects, resulting in a first-order compensation method depending on seeing conditions, which method is compliant with AO operational requirements.Finally, we present a novel second-layer servo-loop control, which performs a real-time optimization of the AO controller parameters, based upon the sole preexisting AO telemetry. Regardless of observational conditions, it becomes possible to fine-tune the PWFS command law automatically, without need of situational knowledge nor any kind of intervention on the system.; Les années 2020 vont voir la mise en route des extrêmement grands télescopes (ELT), et avec eux une révolution dans l’astronomie optique. Ces télescopes, de diamètres de 24 à 39 mètres, offriront à la communauté scientifique une qualité d’imagerie d’un ordre de grandeur supérieure aux meilleurs observatoires actuels. Néanmoins, les télescopes au sol sont naturellement limités par la turbulence atmosphérique : de la résolution théorique de l’ELT de quelques mas, les taches image sont brouillées jusqu’à atteindre environ une seconde d’arc de largeur.L’optique adaptative (OA) se propose de compenser en temps réel l’effet de la turbulence atmosphérique, mesurant cette dernière sur des étoiles guides et agissant sur le front d’onde à l’aide de miroirs déformables. Elle est absolument indispensable pour garantir la performance scientifique de tous les grands télescopes terrestres. L’OA reste limitée en termes de couverture de ciel, et il est nécessaire de pouvoir l’asservir sur les étoiles les plus faibles possibles ; ceci promeut le développement d’analyseurs de surface d’onde toujours plus sensibles, dont l’analyseur pyramide (PWFS), qui profite aussi de détecteurs disponibles plus efficaces. Ainsi les étoiles plus faibles, jusqu’à une à trois magnitudes supplémentaires, peuvent encore guider l’OA.Le PWFS reste une technologie en cours de maturation, et cette thèse s’inscrit parmi les recherches conduites pour amener ce senseur jusqu’aux ELT malgré ses limites : défauts d’usinage et d’alignement ; et un comportement non-linéaire. Ce dernier provoque d’importantes baisses de performance en conditions de mauvais seeing.D’une part, cette thèse présente la mise en œuvre sur banc d’optique d’un démonstrateur d’OA à l’échelle des ELT : caractérisations et étalonnages des composants spécifiques au PWFS à haute résolution, jusqu’à la mise en œuvre d’une boucle fermée complète sur un télescope simulé de 18 mètres de diamètre.D’autre part, l’essentiel de ces travaux portent sur la conception d’algorithmes de contrôle et de lois de commande, théoriquement, en simulation, et sur banc, afin d’exploiter au maximum les capacités du PWFS. On propose une analyse des défauts du PWFS, et une modification du contrôle qui permet de relaxer fortement les contraintes de fabrication et de généraliser l’approche à d’autres senseurs, comme le PWFS à 3 faces. Pour ces PWFS, on met en place une étude systématique des non-linéarités, qui permet de définir une méthode de compensation au premier ordre en fonction des conditions turbulentes, et respectant les contraintes opérationnelles.Ces travaux aboutissent finalement à la conception d’un algorithme d’asservissement de second niveau, qui permet d’optimiser les paramètres du contrôleur de l’OA en temps réel, à partir de la seule télémétrie existante. Quelles que soient les conditions d’observation, il devient possible d’ajuster la loi de commande pour obtenir un contrôle optimisé à travers le PWFS, sans a priori et sans intervention aucune.

The 2020s are to see the first light of Extremely Large Telescopes (ELTs), and together with it a revolution in optical astronomy. ELTs, with diameters from 24 to 39 meters, will grant the scientific community access to an imaging quality an order of magnitude better than the current largest observatories. However, ground-based telescopes are limited by atmospheric turbulence: from a theoretical ELT resolution of a few mas, image spots are blurred up to a width of about an arcsecond.Adaptive Optics (AO) offers a real-time compensation method to turbulence-induced nefarious effects. Turbulence is measured on guide stars, and the incident wavefront is corrected using deformable mirrors. AO stands as an absolute requirement to achieve nominal imaging performance at larger ground-based observatories. Yet AO suffers from a fundamental sky coverage limitation, and it is necessary to enable guidance on the faintest possible stars. This drives AO research towards ever more sensitive wavefront sensors, among which the pyramid sensor (PWFS), which also benefits from available higher efficiency detectors. Fainter guide stars up to an extra 1-3 magnitudes can be used for AO guidance.The PWFS technology remains to be completely mastered, with this PhD standing within research performed to bring the PWFS up to the task of ELT-sized AO, notwithstanding its intrinsic limitations: machining and alignment defects; and an infamous non-linear behavior. The latter induces important losses in AO performance in sub-median seeing conditions.First, this dissertation presents the implementation of a high order PWFS AO demonstrator in the lab at ELT scales: the characterizations and calibrations of PWFS-specific components, up to the operation of a complete closed AO loop on an 18 m diameter simulated telescope.Second, most of this research focuses on the conception and demonstration of control algorithms and command laws, both in theory, simulations, and in the lab, as to enable the best performance from the PWFS. An analysis of PWFS defects is proposed, along with an associated new control law enabling an important relaxation of machining specifications, and the generalization of the approach to other sensors, such as the 3-sided PWFS. For these PWFS, we perform a systematic study of nonlinear effects, resulting in a first-order compensation method depending on seeing conditions, which method is compliant with AO operational requirements.Finally, we present a novel second-layer servo-loop control, which performs a real-time optimization of the AO controller parameters, based upon the sole preexisting AO telemetry. Regardless of observational conditions, it becomes possible to fine-tune the PWFS command law automatically, without need of situational knowledge nor any kind of intervention on the system., Les années 2020 vont voir la mise en route des extrêmement grands télescopes (ELT), et avec eux une révolution dans l’astronomie optique. Ces télescopes, de diamètres de 24 à 39 mètres, offriront à la communauté scientifique une qualité d’imagerie d’un ordre de grandeur supérieure aux meilleurs observatoires actuels. Néanmoins, les télescopes au sol sont naturellement limités par la turbulence atmosphérique : de la résolution théorique de l’ELT de quelques mas, les taches image sont brouillées jusqu’à atteindre environ une seconde d’arc de largeur.L’optique adaptative (OA) se propose de compenser en temps réel l’effet de la turbulence atmosphérique, mesurant cette dernière sur des étoiles guides et agissant sur le front d’onde à l’aide de miroirs déformables. Elle est absolument indispensable pour garantir la performance scientifique de tous les grands télescopes terrestres. L’OA reste limitée en termes de couverture de ciel, et il est nécessaire de pouvoir l’asservir sur les étoiles les plus faibles possibles ; ceci promeut le développement d’analyseurs de surface d’onde toujours plus sensibles, dont l’analyseur pyramide (PWFS), qui profite aussi de détecteurs disponibles plus efficaces. Ainsi les étoiles plus faibles, jusqu’à une à trois magnitudes supplémentaires, peuvent encore guider l’OA.Le PWFS reste une technologie en cours de maturation, et cette thèse s’inscrit parmi les recherches conduites pour amener ce senseur jusqu’aux ELT malgré ses limites : défauts d’usinage et d’alignement ; et un comportement non-linéaire. Ce dernier provoque d’importantes baisses de performance en conditions de mauvais seeing.D’une part, cette thèse présente la mise en œuvre sur banc d’optique d’un démonstrateur d’OA à l’échelle des ELT : caractérisations et étalonnages des composants spécifiques au PWFS à haute résolution, jusqu’à la mise en œuvre d’une boucle fermée complète sur un télescope simulé de 18 mètres de diamètre.D’autre part, l’essentiel de ces travaux portent sur la conception d’algorithmes de contrôle et de lois de commande, théoriquement, en simulation, et sur banc, afin d’exploiter au maximum les capacités du PWFS. On propose une analyse des défauts du PWFS, et une modification du contrôle qui permet de relaxer fortement les contraintes de fabrication et de généraliser l’approche à d’autres senseurs, comme le PWFS à 3 faces. Pour ces PWFS, on met en place une étude systématique des non-linéarités, qui permet de définir une méthode de compensation au premier ordre en fonction des conditions turbulentes, et respectant les contraintes opérationnelles.Ces travaux aboutissent finalement à la conception d’un algorithme d’asservissement de second niveau, qui permet d’optimiser les paramètres du contrôleur de l’OA en temps réel, à partir de la seule télémétrie existante. Quelles que soient les conditions d’observation, il devient possible d’ajuster la loi de commande pour obtenir un contrôle optimisé à travers le PWFS, sans a priori et sans intervention aucune.

In a few years, a new class of giants telescopes will appear. The diameter of those telescope will be larger than 20m, up to 39m for the european Extremely Large Telescope (ELT). However, images obtained from ground-based observations are severely impacted by the atmosphere. Then, the resolution of those giants telescopes is equivalent to the one obtained with an amateur telescope of a few tens of centimeters of diameter.Therefore, adaptive optics (AO) becomes essential as it aims to correct in real-time the disturbance due to the atmospherical turbulence and to retrieve the theoretical resolution of the telescope. Nevertheless, AO systems are not perfect: a wavefront residual error remains and still impacts the image quality. The latter is measured by the point spread function (PSF) of the system, and this PSF depends on the wavefront residual error. Hence, identifying and understanding the various contributors of the AO residual error is primordial.For those extremely large telescopes, the dimensioning of their AO systems is challenging. In particular, the numerical complexity impacts the numerical simulation tools useful for the AO design. High performance computing techniques are needed, as such relying on massive parallelization.General Purpose Graphical Processing Unit (GPGPU) enables the use of GPU for this purpose. This architecture is suitable for massive parallelization as it leverages GPU's several thousand of cores, instead of a few tens for classical CPU.In this context, this PhD thesis is composed of three parts. In the first one, it presents the development of COMPASS : a GPU-based high performance end-to-end simulation tool for AO systems that is suitable for ELT scale. The performance of the latter allows simulating AO systems for the ELT in a few minutes. In a second part, an error breakdown estimation tool, ROKET, is added to the end-to-end simulation in order to study the various contributors of the AO residual error. Finally, an analytical model is proposed for those error contributors, leading to a new way to estimate the PSF. Possible on-sky applications are also discussed.; D'ici quelques années, une nouvelle classe de télescopes verra le jour : celle des télescopes géants. Ceux-ci se caractériseront par un diamètre supérieur à 20m, et jusqu'à 39m pour le représentant européen, l'Extremely Large Telescope (ELT). Seulement, l'atmosphère terrestre vient dégrader sévèrement les images obtenues lors d'observations au sol : la résolution de ces télescopes est alors réduite à celle d'un télescope amateur de quelques dizaines de centimètres de diamètre.L'optique adaptative (OA) devient alors essentielle. Cette dernière permet de corriger en temps-réel les perturbations induites par l'atmosphère et de retrouver la résolution théorique du télescope. Néanmoins, les systèmes d'OA ne sont pas exempt de tout défaut, et une erreur résiduelle persiste sur le front d'onde (FO) et impacte la qualité des images obtenues. Cette dernière est dépendante de la Fonction d'Étalement de Point (FEP) de l'instrument utilisé, et la FEP d'un système d'OA dépend elle-même de l'erreur résiduelle de FO. L'identification et la compréhension des sources d'erreurs est alors primordiale. Dans la perspective de ces télescopes géants, le dimensionnement des systèmes d'OA nécessaires devient tel que ces derniers représentent un challenge technologique et technique. L'un des aspects à considérer est la complexité numérique de ces systèmes. Dès lors, les techniques de calcul de haute performance deviennent nécessaires, comme la parallélisation massive. Le General Purpose Graphical Processing Unit (GPGPU) permet d'utiliser un processeur graphique à cette fin, celui-ci possédant plusieurs milliers de coeurs de calcul utilisables, contre quelques dizaines pour un processeur classique.Dans ce contexte, cette thèse s'articule autour de trois parties. La première présente le développement de COMPASS, un outil de simulation haute performance bout-en-bout dédié à l'OA, notamment à l'échelle des ELT. Tirant pleinement parti des capacités de calcul des GPU, COMPASS permet alors de simuler une OA ELT en quelques minutes. La seconde partie fait état du développement de ROKET : un estimateur complet du budget d'erreur d'un système d'OA intégré à COMPASS, permettant ainsi d'étudier statistiquement les différentes sources d'erreurs et leurs éventuels liens. Enfin, des modèles analytiques des différentes sources d'erreur sont dérivés et permettent de proposer un algorithme d'estimation de la FEP. Les possibilités d'applications sur le ciel de cet algorithme sont également discutées.

In a few years, a new class of giants telescopes will appear. The diameter of those telescope will be larger than 20m, up to 39m for the european Extremely Large Telescope (ELT). However, images obtained from ground-based observations are severely impacted by the atmosphere. Then, the resolution of those giants telescopes is equivalent to the one obtained with an amateur telescope of a few tens of centimeters of diameter.Therefore, adaptive optics (AO) becomes essential as it aims to correct in real-time the disturbance due to the atmospherical turbulence and to retrieve the theoretical resolution of the telescope. Nevertheless, AO systems are not perfect: a wavefront residual error remains and still impacts the image quality. The latter is measured by the point spread function (PSF) of the system, and this PSF depends on the wavefront residual error. Hence, identifying and understanding the various contributors of the AO residual error is primordial.For those extremely large telescopes, the dimensioning of their AO systems is challenging. In particular, the numerical complexity impacts the numerical simulation tools useful for the AO design. High performance computing techniques are needed, as such relying on massive parallelization.General Purpose Graphical Processing Unit (GPGPU) enables the use of GPU for this purpose. This architecture is suitable for massive parallelization as it leverages GPU's several thousand of cores, instead of a few tens for classical CPU.In this context, this PhD thesis is composed of three parts. In the first one, it presents the development of COMPASS : a GPU-based high performance end-to-end simulation tool for AO systems that is suitable for ELT scale. The performance of the latter allows simulating AO systems for the ELT in a few minutes. In a second part, an error breakdown estimation tool, ROKET, is added to the end-to-end simulation in order to study the various contributors of the AO residual error. Finally, an analytical model is proposed for those error contributors, leading to a new way to estimate the PSF. Possible on-sky applications are also discussed.; D'ici quelques années, une nouvelle classe de télescopes verra le jour : celle des télescopes géants. Ceux-ci se caractériseront par un diamètre supérieur à 20m, et jusqu'à 39m pour le représentant européen, l'Extremely Large Telescope (ELT). Seulement, l'atmosphère terrestre vient dégrader sévèrement les images obtenues lors d'observations au sol : la résolution de ces télescopes est alors réduite à celle d'un télescope amateur de quelques dizaines de centimètres de diamètre.L'optique adaptative (OA) devient alors essentielle. Cette dernière permet de corriger en temps-réel les perturbations induites par l'atmosphère et de retrouver la résolution théorique du télescope. Néanmoins, les systèmes d'OA ne sont pas exempt de tout défaut, et une erreur résiduelle persiste sur le front d'onde (FO) et impacte la qualité des images obtenues. Cette dernière est dépendante de la Fonction d'Étalement de Point (FEP) de l'instrument utilisé, et la FEP d'un système d'OA dépend elle-même de l'erreur résiduelle de FO. L'identification et la compréhension des sources d'erreurs est alors primordiale. Dans la perspective de ces télescopes géants, le dimensionnement des systèmes d'OA nécessaires devient tel que ces derniers représentent un challenge technologique et technique. L'un des aspects à considérer est la complexité numérique de ces systèmes. Dès lors, les techniques de calcul de haute performance deviennent nécessaires, comme la parallélisation massive. Le General Purpose Graphical Processing Unit (GPGPU) permet d'utiliser un processeur graphique à cette fin, celui-ci possédant plusieurs milliers de coeurs de calcul utilisables, contre quelques dizaines pour un processeur classique.Dans ce contexte, cette thèse s'articule autour de trois parties. La première présente le développement de COMPASS, un outil de simulation haute performance bout-en-bout dédié à l'OA, notamment à l'échelle des ELT. Tirant pleinement parti des capacités de calcul des GPU, COMPASS permet alors de simuler une OA ELT en quelques minutes. La seconde partie fait état du développement de ROKET : un estimateur complet du budget d'erreur d'un système d'OA intégré à COMPASS, permettant ainsi d'étudier statistiquement les différentes sources d'erreurs et leurs éventuels liens. Enfin, des modèles analytiques des différentes sources d'erreur sont dérivés et permettent de proposer un algorithme d'estimation de la FEP. Les possibilités d'applications sur le ciel de cet algorithme sont également discutées.

The ELT (Extremely Large Telescope) is a telescope whose diameter is 39 m currently under construction by the European Southern Observatory (ESO). In order to fully benefit from its size, ELT instruments will be equipped with Adaptive Optics (AO) systems to compensate the atmospheric turbulence. These AO systems require the use of Laser Guides Stars (LGS) in order to have as large a sky coverage as possible. LGS are generated using a laser tuned on a resonant frequency of sodium atoms contained in a layer approximately 90km high and 10 km thick. Therefore, a LGS is a luminous cylinder in the high atmosphere, lighted by sodium atoms relaxation. Wavefront sensing on these artificial stars suffers from known limitations. On a telescope the size of the ELT, their use is further complicated by the perspective effect which causes an elongation of the LGS when it is seen from a point distant from its launch position : the cylinder is no longer seen by its circular section, but on the side. On a 39m telescope, the elongation can reach up to 20 arcseconds, which is large compared to to the diameter of the cylinder determined by the turbulence, that is about 1 arcsecond. Variability of the thickness, height and density distribution of the sodium layer then have an impact on wavefront sensing. The study of this problem, which concerns both sensing algorithms and wavefront sensor design, has already been the subject of many work relying on simulations and laboratory experiments. This thesis aims at studying this question using experimental data obtained on sky. These data were acquired using the AO demonstrator CANARY, placed on the William Herschel Telescope (WHT) on the island of La Palma in the Canaries Island. CANARY was developed by LESIA in collaboration with Durham University; the laser and its launch telescope were supplied and operated by ESO. In this experiment, the extreme elongation of LGS as will be seen on the ELT was reproduced by placing the launch telescope 40 m away from the William Herschel Telescope. The wavefront was the measured on the elongated LGS thus created. The studies led during this thesis consisted in the preparation of the instrument and in particular the LGS Wavefront Sensor (WFS), the realisation of the observations and processing on the data obtained. Analysis of these data allowed to build an error breakdown of wavefront sensing on the elongated LGS. Thanks to this error breakdown, performances of different measurement algorithms where compared, as well as their behaviour according to the variability of the sodium profile and the turbulence conditions. Finally, different wavefront sensor designs were extrapolated which allowed to establish limits on their designs for the ELT.; L’ELT (Extremely Large Telescope), est un télescope de diamètre 39 m en cours de réalisation par l’Observatoire Européen Austral (ESO). Pour pouvoir tirer pleinement parti de sa taille, ses instruments seront équipés de systèmes d’Optique Adaptative (OA) qui compenseront la turbulence atmosphérique. Ces systèmes d’OA requièrent l’utilisation d’étoiles guides laser afin de maximiser la couverture du ciel. Les étoiles guides laser sont générées par laser accordé sur une résonance d’atome de sodium présents dans une couche d’une épaisseur de 10 km et située à environ 90 km d’altitude. Une étoile laser est donc un cylindre lumineux dans la haute atmosphère, allumé par la relaxation des atomes. L’analyse de front d’onde à l’aide de ces étoiles artificielles souffrent de limitations connues. De plus, sur un télescope de la taille de l’ELT, leur utilisation est compliquée par l’effet de perspective qui provoque un allongement de l’étoile guide lorsqu’elle est vue d’un point éloigné de son point de lancement au sol : le cylindre n’est plus vu par une section circulaire, mais sur le côté. Sur un télescope de 39m, l’élongation de l’étoile peut alors atteindre jusqu’à 20 secondes d’arc, à comparer avec le diamètre du cylindre qui est déterminé par la turbulence, soit de l’ordre d’une seconde d’arc. La variabilité de l’épaisseur, de l’altitude et de la distribution de densité de la couche de sodium ont alors un impact sur la mesure du front d’onde.L’étude de ce problème, qui porte à la fois sur les algorithmes de mesure et le design des analyseurs de front d’onde, a donné lieu à de nombreux travaux s’appuyant sur des simulations et des tests en laboratoire. Le but de cette thèse a été d’étudier cette question à l’aide de données expérimentales obtenues sur le ciel. Ces données ont été enregistrées grâce au démonstrateur d’OA CANARY, situé sur le télescope William Herschel sur l’île de la Palma aux Canaries. CANARY a été développé par le LESIA, en collaboration avec l’Université de Durham; le laser et son télescope d’émission ont été fournis et opéré par l’ESO. Lors de cette expérience, l'allongement extrême des étoiles laser qui sera observé sur l'ELT a été reproduit en plaçant le télescope d’émission à environ 40m du télescope William Herschel. Le front d'onde a ensuite été mesuré sur l’étoile laser allongée ainsi crée.Les travaux effectués pendant cette thèse ont consisté en la préparation de l’instrument et en particulier de l’analyseur de front d’onde de l’étoile laser, la réalisation des observations et le traitement des données résultant de ces dernières. L’analyse de ces données a permis de construire un budget d’erreur de la mesure de front d’onde sur étoile laser allongée. Grâce à ce budget d’erreur, les performances de différents algorithmes de mesure ont été comparées, ainsi que leur comportement face à la variabilité du profil de sodium et des conditions de turbulence. Enfin, différentes configurations d’analyseurs ont été extrapolées, ce qui a permis d’établir des limites sur leur design dans le cadre de l’ELT.

The ELT (Extremely Large Telescope) is a telescope whose diameter is 39 m currently under construction by the European Southern Observatory (ESO). In order to fully benefit from its size, ELT instruments will be equipped with Adaptive Optics (AO) systems to compensate the atmospheric turbulence. These AO systems require the use of Laser Guides Stars (LGS) in order to have as large a sky coverage as possible. LGS are generated using a laser tuned on a resonant frequency of sodium atoms contained in a layer approximately 90km high and 10 km thick. Therefore, a LGS is a luminous cylinder in the high atmosphere, lighted by sodium atoms relaxation. Wavefront sensing on these artificial stars suffers from known limitations. On a telescope the size of the ELT, their use is further complicated by the perspective effect which causes an elongation of the LGS when it is seen from a point distant from its launch position : the cylinder is no longer seen by its circular section, but on the side. On a 39m telescope, the elongation can reach up to 20 arcseconds, which is large compared to to the diameter of the cylinder determined by the turbulence, that is about 1 arcsecond. Variability of the thickness, height and density distribution of the sodium layer then have an impact on wavefront sensing. The study of this problem, which concerns both sensing algorithms and wavefront sensor design, has already been the subject of many work relying on simulations and laboratory experiments. This thesis aims at studying this question using experimental data obtained on sky. These data were acquired using the AO demonstrator CANARY, placed on the William Herschel Telescope (WHT) on the island of La Palma in the Canaries Island. CANARY was developed by LESIA in collaboration with Durham University; the laser and its launch telescope were supplied and operated by ESO. In this experiment, the extreme elongation of LGS as will be seen on the ELT was reproduced by placing the launch telescope 40 m away from the William Herschel Telescope. The wavefront was the measured on the elongated LGS thus created. The studies led during this thesis consisted in the preparation of the instrument and in particular the LGS Wavefront Sensor (WFS), the realisation of the observations and processing on the data obtained. Analysis of these data allowed to build an error breakdown of wavefront sensing on the elongated LGS. Thanks to this error breakdown, performances of different measurement algorithms where compared, as well as their behaviour according to the variability of the sodium profile and the turbulence conditions. Finally, different wavefront sensor designs were extrapolated which allowed to establish limits on their designs for the ELT.; L’ELT (Extremely Large Telescope), est un télescope de diamètre 39 m en cours de réalisation par l’Observatoire Européen Austral (ESO). Pour pouvoir tirer pleinement parti de sa taille, ses instruments seront équipés de systèmes d’Optique Adaptative (OA) qui compenseront la turbulence atmosphérique. Ces systèmes d’OA requièrent l’utilisation d’étoiles guides laser afin de maximiser la couverture du ciel. Les étoiles guides laser sont générées par laser accordé sur une résonance d’atome de sodium présents dans une couche d’une épaisseur de 10 km et située à environ 90 km d’altitude. Une étoile laser est donc un cylindre lumineux dans la haute atmosphère, allumé par la relaxation des atomes. L’analyse de front d’onde à l’aide de ces étoiles artificielles souffrent de limitations connues. De plus, sur un télescope de la taille de l’ELT, leur utilisation est compliquée par l’effet de perspective qui provoque un allongement de l’étoile guide lorsqu’elle est vue d’un point éloigné de son point de lancement au sol : le cylindre n’est plus vu par une section circulaire, mais sur le côté. Sur un télescope de 39m, l’élongation de l’étoile peut alors atteindre jusqu’à 20 secondes d’arc, à comparer avec le diamètre du cylindre qui est déterminé par la turbulence, soit de l’ordre d’une seconde d’arc. La variabilité de l’épaisseur, de l’altitude et de la distribution de densité de la couche de sodium ont alors un impact sur la mesure du front d’onde.L’étude de ce problème, qui porte à la fois sur les algorithmes de mesure et le design des analyseurs de front d’onde, a donné lieu à de nombreux travaux s’appuyant sur des simulations et des tests en laboratoire. Le but de cette thèse a été d’étudier cette question à l’aide de données expérimentales obtenues sur le ciel. Ces données ont été enregistrées grâce au démonstrateur d’OA CANARY, situé sur le télescope William Herschel sur l’île de la Palma aux Canaries. CANARY a été développé par le LESIA, en collaboration avec l’Université de Durham; le laser et son télescope d’émission ont été fournis et opéré par l’ESO. Lors de cette expérience, l'allongement extrême des étoiles laser qui sera observé sur l'ELT a été reproduit en plaçant le télescope d’émission à environ 40m du télescope William Herschel. Le front d'onde a ensuite été mesuré sur l’étoile laser allongée ainsi crée.Les travaux effectués pendant cette thèse ont consisté en la préparation de l’instrument et en particulier de l’analyseur de front d’onde de l’étoile laser, la réalisation des observations et le traitement des données résultant de ces dernières. L’analyse de ces données a permis de construire un budget d’erreur de la mesure de front d’onde sur étoile laser allongée. Grâce à ce budget d’erreur, les performances de différents algorithmes de mesure ont été comparées, ainsi que leur comportement face à la variabilité du profil de sodium et des conditions de turbulence. Enfin, différentes configurations d’analyseurs ont été extrapolées, ce qui a permis d’établir des limites sur leur design dans le cadre de l’ELT.

Among the 3000 exoplanets detected at this time, about 50 have been observed by direct imaging. The benefit of direct imaging is to give access to exoplanet light, paving the way for spectroscopic study of their atmospheres and surfaces. Moreover, direct imaging is also the only method that enables the study of exoplanets located in the outer parts of the stellar systems as well as circumstellar disks, which are fundamental to understand the different stages of planetary formation. However, there are two challenges : the small angular separation between an exoplanet and its star (less than a fraction of 1’’), and the contrast between the two objects which is of the order of 10-4 in near infrared for young Jupiter and of the order of 10-10 in visible light for Earth like planets. Existing instruments use coronagraphs to filter light from the host star and observe its tenuous neighborhood. They also use active techniques in order to minimize, in the final image, the brightness of speckles induced by wavefront aberrations. Coupled with differential imaging techniques, these instruments led to the discovery and study of young and massive exoplanets and circumstellar disks. However, to detect fainter exoplanets closer to their star, imaging techniques are now at the heart of an active research. For example, the Paris Observatory developed the banc très haute dynamique (THD bench) aiming at testing several high contrast imaging techniques and their associations as the four quadrants phase masque (FQPM) and the self-coherent camera (SCC) which is a focal plane wavefront sensor.At the beginning of my PHD, I mainly focused my work on the development and the study of coronagraphs and focal plane wavefront sensors able to work in broadband (between 12,5 % and 40 %). I tested on the THD bench two coronagraphs, the multi four-quadrant phase-mask (MFQPM) and the dual-zone phase-mask (DZPM). I proved that the DZPM is able to reach contrasts of 4 10-8 at angular separations ranging from 7 to 16 λ/D using a spectral bandwidth of 250 nm centered on 640 nm (40 %). I also developed and tested a new version of the SCC, less sensitive to chromatism, called the multireference self-coherent camera (MRSCC). By combining both DZPM and MRSCC, I reached in closed loop contrasts of 4.5 10-8 between 5 and 17 λ/D for a spectral bandwidth of 80 nm centered on 640 nm (12,5 %). These two results are important because they show that it is possible to build an instrument able to reduce the stellar light and actively control optical aberrations directly from a scientific image registered in a large spectral bandwidth which is requiered for the next generation of instruments. During my PHD, we also strated a collaboration to install the SCC at the Palomar Observatory. During two missions in which I took part, we proved, for the first time, that the SCC can be associated with a vortex coronagraph. Finally, based on these results, we plan to demonstrate the SCC concept on sky in the fall of this year, Parmi les 3000 exoplanètes détectées à ce jour, seule une cinquantaine ont été observées par imagerie dont l’avantage est de donner accès à la lumière des exoplanètes, ce qui ouvre la voie aux études spectrales de leur atmosphère et de leur surface. L’imagerie est aussi la seule méthode permettant d’étudier des exoplanètes situées dans les parties externes des systèmes stellaires ainsi que les disques circumstellaires, ce qui est fondamental pour comprendre les différentes étapes de la formation planétaires. Cependant, ces techniques doivent relever deux défis : la faible séparation angulaire qui existe entre une exoplanète et son étoile, ainsi que le contraste entre ces deux objets qui est de l’ordre de 10-4 dans l'infrarouge proche pour des Jupiter jeunes et de l'ordre de 10-10 dans le visible pour des planètes matures telles la Terre et Jupiter. Les instruments actuels utilisent des coronographes pour filtrer la lumière de l'étoile hôte et observer son voisinage ténu. Ils utilisent également des techniques actives qui compensent les effets des aberrations de surface d’onde pour minimiser le niveau des tavelures dans l'image finale. Couplés à des techniques d'imagerie différentielle, ces instruments ont permis la découverte et l'étude d'exoplanètes jeunes et massives, et de disques circumstellaires. Cependant, pour détecter des exoplanètes moins lumineuses et plus proches de leur étoile, les techniques d’imagerie font aujourd’hui l’objet d'une recherche active en laboratoire. Par exemple, l’Observatoire de Paris a développé le banc très haute dynamique (THD) pour tester et optimiser l’association de plusieurs techniques d’imagerie haute dynamique comme le four quadrants phase masque (FQPM) ou la self-coherent camera (SCC) qui est une technique d’analyse de surface d’onde en plan focal.Au début de ma thèse, mes travaux se sont concentrés sur le développement et l’étude de coronographes et d’analyseurs en plan focal pouvant travailler en larges bandes spectrales (typiquement 12,5 % à 40 %). J’ai testé sur le banc THD deux coronographes, le multi four-quadrant phase-mask (MFQPM) et le dual-zone phase-mask (DZPM). J’ai prouvé que le DZPM peut atteindre des contrastes de l’ordre de 4 10-8 pour des séparations angulaires comprises entre 7 et 16 λ/D et une bande spectrale de 250 nm centrée à 640 nm. J’ai également développé et testé une version de la SCC moins sensible au chromatisme appelée multireference self-coherent camera (MRSCC). En la combinant au DZPM, j’ai réussi à atteindre en boucle fermée des contrastes de l’ordre de 4.5 10-8 entre 5 et 17 λ/D pour une bande spectrale de 80 nm centrée à 640 nm. Ces deux résultats sont importants, car ils montrent qu'il est possible de construire un instrument qui atténue la lumière et contrôle activement les aberrations optiques directement à partir de l'image scientifique en large bande spectrale. À la fin de ma thèse, nous avons mis en place une collaboration visant à tester la SCC sur le télescope Hale du mont Palomar. Lors de deux missions auxquelles j’ai participé, nous avons prouvé que la SCC pouvait être associée avec un coronographe de type vortex ce qui n’avait jamais était fait auparavant. De plus, suite aux résultats obtenus sur source interne, nous prévoyons une démonstration sur ciel à l'automne 2016

Out of the 1800 exoplanets detected to date, only 50 were by direct imaging. However, by allowing the observation of circumstellar disks and planets (sometimes simultaneously around the same star, as in the case of β-pictoris), this method is a fundamental tool for the understanding of planetary formation. In addition, direct access to the light of the detected objects allows spectroscopy, paving the way for the first time to the chemical and thermal analysis of their atmosphere and surface. However, direct imaging raises specific challenges: accessing objects fainter than their star (with a ration up to 10^-8 to 10^-11), and separated only by a fraction of arc-second. To obtain these values​​, several techniques must be implemented. A coronagraph, used in complement with a deformable mirror and active optical aberration correction methods, produces high-contrast images, which can be further processed by differential imaging techniques. My PhD thesis work took place at the intersection of these techniques. At first, I analyzed, in simulation and experimentally on the THD –french acronym for very high contrast– bench of the Paris Observatory, the performance of the self-coherent camera, a wavefront sensing technique used to correct the optical aberrations in the focal plane. I managed to obtained high-contrast zones (called dark holes) with performance up to 3.10^-8 between 5 and 12 λ/D, in monochromatic light. I also started an analysis of the performance in narrow spectral bands. In the second part of my thesis, I applied the latest differential imaging techniques to high contrast images from another coronagraphic instrument, NICI. The processing of these data revealed unprecedented views of the dust disk orbiting HD 15115.; Sur les 1800 exoplanètes détectées à ce jour, seulement une cinquantaine l’ont été par imagerie directe. Cependant, en permettant l’observation de disques circumstellaires et de planètes (parfois simultanément autour d’une même étoile, comme dans le cas de β-pictoris), cette méthode est un outil fondamental pour la compréhension des différentes étapes de la formation et de l'évolution des systèmes planétaires. En outre, l’accès direct à la lumière des objets détectés permet leur analyse spectroscopique, ouvrant la voie pour la première fois à une caractérisation chimique et thermique de leur atmosphère et surface. Cependant, l’imagerie directe demande la résolution de défis spécifiques : il s’agit d’accéder à des objets dont le contraste peut atteindre 10^-8 à 10^-11 avec leur étoile hôte, et séparés seulement d’une fraction d’arc seconde. Pour obtenir ces valeurs, plusieurs techniques doivent être mises en œuvre. Un coronographe, utilisé avec des techniques de correction active des aberrations optiques et un miroir déformable pour augmenter ses performances, produit des images haut-contraste, qui peuvent être traitées ultérieurement grâce à des méthodes d’imagerie différentielle. Mon travail de thèse se situe à l’intersection de ces techniques. Dans un premier temps, j’ai analysé, en simulation et expérimentalement sur le banc THD –Très haute dynamique– de l’Observatoire de Paris, les performances de la self-coherent camera, une technique d’analyse en plan focal des aberrations optiques. Cette analyse m’a permis d’atteindre des zones de haut contraste (appelées dark holes) avec des performances meilleures que 3.10^-8 entre 5 et 12 λ/D, en lumière monochromatique. J’ai étendu cette étude à des bandes spectrales étroites. Dans une seconde partie de ma thèse, j’ai pu analyser des images haut-contraste issues d’un instrument coronographique, NICI. Le traitement de ces données en utilisant des techniques récentes d’imagerie différentielle m’a permis d’obtenir des images inédites du disque de poussière orbitant HD 15115.

Out of the 1800 exoplanets detected to date, only 50 were by direct imaging. However, by allowing the observation of circumstellar disks and planets (sometimes simultaneously around the same star, as in the case of β-pictoris), this method is a fundamental tool for the understanding of planetary formation. In addition, direct access to the light of the detected objects allows spectroscopy, paving the way for the first time to the chemical and thermal analysis of their atmosphere and surface. However, direct imaging raises specific challenges: accessing objects fainter than their star (with a ration up to 10^-8 to 10^-11), and separated only by a fraction of arc-second. To obtain these values​​, several techniques must be implemented. A coronagraph, used in complement with a deformable mirror and active optical aberration correction methods, produces high-contrast images, which can be further processed by differential imaging techniques. My PhD thesis work took place at the intersection of these techniques. At first, I analyzed, in simulation and experimentally on the THD –french acronym for very high contrast– bench of the Paris Observatory, the performance of the self-coherent camera, a wavefront sensing technique used to correct the optical aberrations in the focal plane. I managed to obtained high-contrast zones (called dark holes) with performance up to 3.10^-8 between 5 and 12 λ/D, in monochromatic light. I also started an analysis of the performance in narrow spectral bands. In the second part of my thesis, I applied the latest differential imaging techniques to high contrast images from another coronagraphic instrument, NICI. The processing of these data revealed unprecedented views of the dust disk orbiting HD 15115., Sur les 1800 exoplanètes détectées à ce jour, seulement une cinquantaine l’ont été par imagerie directe. Cependant, en permettant l’observation de disques circumstellaires et de planètes (parfois simultanément autour d’une même étoile, comme dans le cas de β-pictoris), cette méthode est un outil fondamental pour la compréhension des différentes étapes de la formation et de l'évolution des systèmes planétaires. En outre, l’accès direct à la lumière des objets détectés permet leur analyse spectroscopique, ouvrant la voie pour la première fois à une caractérisation chimique et thermique de leur atmosphère et surface. Cependant, l’imagerie directe demande la résolution de défis spécifiques : il s’agit d’accéder à des objets dont le contraste peut atteindre 10^-8 à 10^-11 avec leur étoile hôte, et séparés seulement d’une fraction d’arc seconde. Pour obtenir ces valeurs, plusieurs techniques doivent être mises en œuvre. Un coronographe, utilisé avec des techniques de correction active des aberrations optiques et un miroir déformable pour augmenter ses performances, produit des images haut-contraste, qui peuvent être traitées ultérieurement grâce à des méthodes d’imagerie différentielle. Mon travail de thèse se situe à l’intersection de ces techniques. Dans un premier temps, j’ai analysé, en simulation et expérimentalement sur le banc THD –Très haute dynamique– de l’Observatoire de Paris, les performances de la self-coherent camera, une technique d’analyse en plan focal des aberrations optiques. Cette analyse m’a permis d’atteindre des zones de haut contraste (appelées dark holes) avec des performances meilleures que 3.10^-8 entre 5 et 12 λ/D, en lumière monochromatique. J’ai étendu cette étude à des bandes spectrales étroites. Dans une seconde partie de ma thèse, j’ai pu analyser des images haut-contraste issues d’un instrument coronographique, NICI. Le traitement de ces données en utilisant des techniques récentes d’imagerie différentielle m’a permis d’obtenir des images inédites du disque de poussière orbitant HD 15115.

The advent of 30-40 m class telescopes will allow the study of the formation and evolution of primordial galaxies in the universe. The multi-object adaptive optics concept (MOAO) was then proposed for the design of future spectrographs of the E-ELT. This technique is based on an open loop control of the deformable mirror, and a tomographic reconstruction of the wave front in directions of interest. The MOAO therefore needs to be validated in the sky, it is the role of the demonstrator CANARY. This instrument is equipped with pathways of analysis of the wavefront on natural and laser guide stars. From measurements of these analysers, the Learn & Apply algorithm estimates the on-axis measurements of the additionnal on-axis analysers , commonly called the Truth Sensor, to control the deformable mirror of CANARY. The aim of the experiment is then to demonstrate the technical feasibility of MOAO and quantify the performance of CANARY on-sky. This thesis aims to provide answers to current questions about the MOAO for. This manuscript provides an extension and a detailed analysis of the synthesis of the tomographic reconstruction with laser guide stars. A Complete modeling of a MOAO system is discussed and validated. The thesis was to collect data on-sky with CANARY at the WHT, and then exploit them to evaluate the performance of MOAO on-sky. A statistical analysis of turbulence profiling and performance is discussed, in particular to evaluate the impact of the tomography using laser guide stars., L'avènement des télescopes de classe de 30 à40 m va permettre l'étude de la formation et l'évolution des galaxies primordiales de l'univers. Le concept d'optique adaptative multi-objet (MOAO) a alors été proposé pour la conception des futurs spectrographes de l'E-ELT. Cette technique repose sur un contrôle en boucle ouverte du miroir déformable, et sur la reconstruction tomographique du front d'onde dans les directions d'intérèts. La MOAO a donc besoin d'être validée sur le ciel, c'est le rôle du démonstrateur CANARY. Cet instrument est doté de voies d'analyse du front d'onde sur des étoiles guides naturelles et lasers. À partir des mesures de ces analyseurs, l'algorithme Learn&Apply estime les mesures d'un analyseur sur l'axe, communément appelé le Truth Sensor, pour piloter le miroir déformable de CANARY. Le but de l'expérience est alors de démontrer la faisabilité technique de la MOAO, et de chiffrer les performances de CANARY sur le ciel. Cette thèse a pour but de donner des éléments de réponse aux interrogations actuelles concernant la MOAO. Ce manuscrit donne une extension et une analyse détaillée de la synthèse du reconstructeur tomographique avec étoiles lasers. La modélisation complète d'un système MOAO y est discutée et validée. La thèse a consisté à recueillir des données sur le ciel de CANARY au WHT, puis à les exploiter pour évaluer les performances de la MOAO sur le ciel. Une analyse statistique de la profilométrie de la turbulence et des performances est discutée, notamment pour évaluer l'impact de la tomographie et des étoiles lasers.

My work is connecting three areas in astrophysics: the study of active galactic nuclei (AGN), adaptive optics (AO) and the optimization of the methods for related data-processing. It focuses on the development of tools to obtain the best image quality in terms of resolution and contrast so as to maximize the scientific return especially for the study of AGN. Adaptive optics can compensate for the effects of atmospheric turbulence on the wavefront and thus to approach the theoretical resolution of an optical telescope. The correction is however partial and the residual correction limits the contrast in the image. To maximize this contrast, it is possible to use deconvolution methods but it is necessary to know precisely the point spread function (PSF) during the observation. I studied the active galactic nucleus of NGC 1068 using NACO, a near-infrared camera coupled with adaptive optics at VLT. I was able to determine that the jet detected in radio, is the likely source of excitation of the coronal lines observed in nearby regions (30-60 pc) north of the nucleus, with a very special wave structure regularly spaced and arranged along the jet. I also highlighted the presence of super star clusters in these regions. The study was limited by the loss of contrast in some images that could be restored with deconvolution. The second part of my thesis is then dedicated to the PSF reconstruction to deconvolve the images. After the development of a tool using an estimate from a least -squares approach (LS) to rebuild the FEP from AO telemetry data, I developed a new method based on a maximum likelihood approach (ML) which also uses the telemetry data. I showed on numerical simulation (on a Canary-like system) that ML and LS methods both allow a precise estimate of the PSF when the adaptive optics system is operating at high frequency. At low frequencies, where the LS method reaches its limits, the ML method is still robust and provides an accurate estimate of the PSF. Based on the preliminary results I got, the ML method seems promising and may eventually be applied in the context of ELTs., 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.

Adaptive Optics (AO) allows to correct in real time the atmospheric perturbations thanks to the analysis of the turbulence with a WaveFront Sensor (WFS). The correction is then provided by a Deformable Mirror (DM). AO is however limited by two effects: anisoplanatism and sky coverage. To overcome these limitations, Wide Field AO (WFAO) concepts have been developed. These systems allow to probe the turbulent volume with several WFSs so as to perform a tomographic reconstruction of the turbulence. The correction is then applied in one specific direction of the Field of View (FoV) with one DM (Laser Tomography AO (LTAO)) or in a wide FoV thanks to several DMs (MultiConjugate AO (MCAO) or Multi-Object AO (MOAO)). The work performed during this PhD. is focused on the design of WFAO systems and experimental validations of these concepts. We especially study new issues related to wavefront sensing, correction and control laws. We have developed a bench called HOMER dedicated to experimental validation of WFAO concepts. The integration of the bench has allowed the study and the implementation of calibration procedures of the system, needed to obtain the best performance. These calibrations have been used in particular to implement a Linear Quadratic Gaussian (LQG) control. This control law is well adapted to WFAO since it provides an estimation and a prediction of the turbulent volume thanks to spatial and temporal a priori. Then the correction to be applied on the DMs is derived, in order to optimize the correction in a given FoV. We have implemented LQG control on HOMER for MCAO and LTAO configurations. This control leads to a significant gain in performance compared to a more standard approach based on a least-square reconstruction associated to an integrator control. This work corresponds to the first experimental results obtained with LQG control in WFAO and in closed-loop LTAO. It is also a first step towards the robustness study of LQG control with respect to model errors. In addition to these experimental results, we have also studied LGS related system design issues and have also reconsidered DM design rules in the perpective of the new VLT/ELT AO instruments.; L'Optique Adaptative (OA) permet de corriger en temps-réel les perturbations engendrées par l'atmosphère grâce à l'analyse de la turbulence par un Analyseur de Surface d'Onde (ASO) puis une correction grâce à un Miroir Déformable (MD). L'OA est cependant soumise à deux limitations principales : l'anisoplanétisme et la couverture de ciel. Pour les pallier, les concepts d'OA dits grand champ ont été développés. Ces systèmes permettent de sonder le volume turbulent grâce à l'utilisation de plusieurs ASO pour réaliser une reconstruction tomographique de la turbulence. La correction peut ensuite être appliquée dans une direction spécifique du champ à l'aide d'un MD (système d'OA Tomographique Laser (LTAO)) ou dans un large champ grâce à plusieurs MD (système d'OA MultiConjuguée (MCAO) ou d'OA multi-objet (MOAO)). L'objectif des travaux menés au cours de cette thèse est d'étudier le dimensionnement des systèmes d'OA grand champ et la validation expérimentale de ces concepts en s'intéressant aux problématiques posées par la multi-analyse de surface d'onde, la correction et la commande. Pour cela, un banc de validation expérimentale en OA grand champ, appelé HOMER, a été développé. Son intégration a permis l'étude et la mise en place de procédures de calibration du système, nécessaires à l'obtention de très bonnes performances. Ces calibrations ont notamment été utilisées dans le cadre de l'implantation d'une commande optimale de type Linéaire Quadratique Gaussienne (LQG). Cette commande est particulièrement bien adaptée à l'OA grand champ puisqu'elle permet d'estimer et de prédire le volume turbulent grâce à des a priori spatiaux et temporels sur la turbulence, puis d'appliquer la correction sur les MD en optimisant la correction dans un champ donné. Cette commande, qui jusqu'à présent n'avait fait que l'objet d'une étude numérique en OA grand champ, a été mise en oeuvre sur HOMER pour des configurations de MCAO et de LTAO. Nous avons mis en évidence le gain apporté par cette commande comparée à une solution plus classique réalisant une reconstruction moindres carrés associée à un contrôleur intégrateur. Ces travaux constituent les premiers résultats expérimentaux obtenus grâce à l'implantation d'une commande LQG en OA grand champ ainsi qu'en LTAO boucle fermée. Nous avons ainsi débuté une étude de la robustesse de la commande LQG aux erreurs de modèles. Ces études expérimentales ont en outre été complétées par des études théoriques sur le dimensionnement de systèmes d'OA grand champ et le dimensionnement des MD pour répondre aux problématiques posées par ces nouveaux concepts d'OA.

Only 3% of known exoplanets have been directly detected up to now for several reasons. First, they are very close to their parent star, which sets a minimum telescope size and requires the use of an atmospheric turbulence compensator. Then, the star is so bright compared to its planets (one million to ten billions) that the reduction of its light through a coronagraph is mandatory. Finally, we need to compensate or estimate optical aberrations which drastically limit the coronagraph performances. During my PhD Thesis, I worked on two instruments: the Multi-stage Four Quadrant Phase Mask (MFQPM) coronagraph to reduce the star light, and the Self-Coherent Camera (SCC) which minimizes optical errors using incoherence between star and planet lights. In a laboratory experiment, I showed that 1000-- 10,000 star flux reduction is possible from 550 and 750nm with a non-optimized MFQPM. Then, I numerically demonstrated that SCC can be associated with a Lyot style coronagraph to provide Earth-like planet detection from space and under realistic assumptions. That technique works in two steps: focal plane wavefront sensing and differential imaging. Finally, I provided a SCC phase measurement in a laboratory experiment., Depuis 1995, environ 350 exoplanètes ont été détectées mais seule une dizaine l'a été directement pour plusieurs raisons. D'abord, les projections de l'étoile hôte et de sa planète sur la sphère céleste sont très proches -- quelques fractions de secondes d'arc. Ceci impose un diamètre minimum pour le télescope et un système compensant les perturbations atmosphériques. Ensuite, le flux lumineux de l'étoile hôte est entre un million et dix milliards de fois plus fort que celui de la planète. Pour réduire ce flux stellaire sans affecter le flux planétaire, nous utilisons un coronographe dont les performances sont limitées par les défauts optiques qui doivent être compensés ou estimés. Pendant ma thèse, j'ai étudié sur des plans théoriques et expérimentaux deux techniques: le coronographe à quatre quadrants à étages multiples (MFQPM) pour atténuer le flux stellaire et la self coherent camera (SCC) qui minimise l'impact des aberrations optiques en utilisant l'incohérence entre lumières stellaires et planétaires. J'ai montré en laboratoire qu'un prototype non optimisé du MFQPM fournissait une extinction achromatique de l'étoile centrale de mille à dix milles entre 550 et 750nm. Puis, j'ai montré par simulations que la SCC s'associe aisément avec un coronographe de type Lyot et qu'en utilisant ses deux modes de fonctionnement -- analyseur de surface d'onde en plan focal et imagerie différentielle --, des planètes de type Terre pouvaient être détectées de l'espace sous des conditions réalistes. J'ai également mesuré un défaut réel de phase via la SCC sur le banc d'Imagerie Très Haute Dynamique que j'ai développé à l'Observatoire de Paris.

Optical interferometry is a powerful technique for the study of stars in exquisite details, by enabling the spatial resolution of their disks. I present three applications of this technique to the study of different types of stars: Cepheids, main sequence stars, and fast rotators. Cepheids are a famous class of supergiants that are widely used as standard candles for distance measurements, through the period-luminosity (P-L) relations. Interferometry allows to apply a refined version of the Baade-Wesselink method to estimate the distance to nearby Cepheids, and therefore calibrate the P-L relations. While this method is promising and potentially very precise, several points in its application are critical, in particular the projection factor. Main sequence stars are by far the most numerous stellar class in the universe, as all stars spend the majority of their life as dwarfs. I have applied interferometry to a broad range of main sequence stars, from the very low mass Proxima to hot stars. In particular, I have realized the first combination of interferometric and asteroseismic constraints for the modeling of stars (the two components of alpha Centauri, as well as other stars). In a third part, I describe the recent results that we have obtained on fast rotating stars. Due to the very strong centrifugal force at the equator, the photosphere of these stars is strongly distorted. Interferometry allows to observe these deformations, and I describe our observations of three bright, fast rotating stars: Altair (alpha Aql), Achernar (alpha Eri) and Vega (alpha Lyr)., This Habilitation thesis is written in french.

Optical interferometry is a powerful technique for the study of stars in exquisite details, by enabling the spatial resolution of their disks. I present three applications of this technique to the study of different types of stars: Cepheids, main sequence stars, and fast rotators. Cepheids are a famous class of supergiants that are widely used as standard candles for distance measurements, through the period-luminosity (P-L) relations. Interferometry allows to apply a refined version of the Baade-Wesselink method to estimate the distance to nearby Cepheids, and therefore calibrate the P-L relations. While this method is promising and potentially very precise, several points in its application are critical, in particular the projection factor. Main sequence stars are by far the most numerous stellar class in the universe, as all stars spend the majority of their life as dwarfs. I have applied interferometry to a broad range of main sequence stars, from the very low mass Proxima to hot stars. In particular, I have realized the first combination of interferometric and asteroseismic constraints for the modeling of stars (the two components of alpha Centauri, as well as other stars). In a third part, I describe the recent results that we have obtained on fast rotating stars. Due to the very strong centrifugal force at the equator, the photosphere of these stars is strongly distorted. Interferometry allows to observe these deformations, and I describe our observations of three bright, fast rotating stars: Altair (alpha Aql), Achernar (alpha Eri) and Vega (alpha Lyr)., L'interférométrie est une technique puissante pour l'étude des étoiles, car elle permet de résoudre leur disque apparent. Je présente dans ce mémoire une application de l'interférométrie à trois types d'étoiles: les Céphéides, les étoiles de la séquence principale et les étoiles en rotation rapide. Les Céphéides sont une célèbre classe d'étoiles supergéantes pulsantes. Elles sont largement utilisées comme étalons de distance, grâce à leurs relations période-luminosité. L'interférométrie permet d'appliquer une version améliorée de la méthode Baade-Wesselink pour mesurer la distance des Céphéides, et ainsi d'étalonner les relations période-luminosité. Même si cette méthode est potentiellement très précise, plusieurs points sont critiques dans son application, en particulier le facteur de projection. Les étoiles de la séquence principale (SP) sont de loin la classe la plus nombreuse de l'Univers, toutes les étoiles passant la majorité de leur existence sous forme de naines. J'ai utilisé l'interférométrie sur une large gamme d'étoiles de la SP, depuis les étoiles de très faible masse (Proxima) jusqu'aux étoiles chaudes. En particulier, j'ai réalisé la première utilisation combinée de contraintes interférométriques et astérosismiques pour la modélisation des étoiles (alpha Centauri, etc...). Dans une troisième partie, je décris nos résultats récents sur les étoiles en rotation rapide. Du fait de l'importante force centrifuge à l'équateur, la photosphère de ces étoiles est déformée. L'interférométrie nous a permis d'observer directement ces déformations sur trois étoiles brillantes en rotation rapide: Altaïr, Achernar et Véga.

The performance of an adaptive optics (AO) system is intrinsically related to its capacity to measure the deformations of the incoming wavefront its propagation trough the atmosphere. However some limitations restrict the efficiency of this wavefront analysis. The main ones are the measurement noise and the anisoplanatism. The first one limits the magnitude of the astronomical objects that are likely to guide the AO systems, while the second one restricts their corrected field to a few tens of arcseconds, due to the volumic distribution of the atmospheric turbulence. Together, these limitations reduce to a few percents the sky coverage of the instruments assisted by AO. For this reason, rising generation of AO systems aims at either the very high performance, implying in particular a good robustness to measurement noise, or the widening of the corrected field, implying the knowledge of the 3D distribution of the atmospheric turbulence. For these wide field AO systems, it is essential to use several directions of analysis. The wavefront analysis problem is then articulated around three items: the guides stars one has to carry out for the multi-analysis, the wavefront sensing concept considered to measure the volume of turbulence and the capacity of the wavefront sensors to provide good measurements. The purpose of this PhD thesis is to study each one of these three aspects. Hence a redefinition of the concept of sky coverage is proposed for wide field AO. The definition suggested here takes into account the number of guide stars and their magnitude, but also the fraction of the scientific field that is really covered, the considered wavefront sensing concept and the expected performance of the instrument. Concerning the wavefront sensing concepts, a comparative study of the Star Oriented and Layer Oriented concepts is presented and an optimization is proposed for each one, leading to very close performance. Finally, a comparison of different wavefront slope estimators is proposed for the Shack-Hartmann wavefront sensor. In particular, a weighted center of gravity estimator is studied, that offers a good robustness to noise and good properties of linearity. This last study is usefull as well for wide field AO as for very high performance AO.; La performance d'un système d'optique adaptative (AO) est intrinsèquement liée à sa capacité à mesurer les déformations subies par le front d'onde incident lors de sa traversée de l'atmosphère. Or un certain nombre de limitations restreignent l'efficacité de cette analyse de front d'onde. Les plus importantes sont le bruit de mesure et l'anisoplanétisme. Le premier limite la magnitude des objets astronomiques pouvant servir de guides aux systèmes d'AO, tandis que le second restreint leur champ corrigé à quelques dizaines de secondes d'arc, du fait de la distribution volumique de la turbulence atmosphérique. A elles deux, ces limitations réduisent à quelques pourcents la couverture de ciel des instruments assistés par AO. Pour cette raison, les nouvelles générations d'optiques adaptatives ont pour objectif soit la très haute performance, impliquant entre autres une bonne robustesse au bruit de mesure, soit l'élargissement du champ corrigé, impliquant la connaissance de la répartition 3D de la turbulence atmosphérique. Pour ces systèmes d'AO à large champ, il est indispensable d'utiliser plusieurs directions d'analyse. La problématique de l'analyse de front d'onde s'articule alors autour de trois pôles : les étoiles guides dont on dispose pour effectuer la multi-analyse, le concept d'analyse de front d'onde considéré pour mesurer le volume de turbulence et la capacité des senseurs de front d'onde à fournir des mesures de qualité. L'objectif de cette thèse est d'étudier chacun de ces trois aspects. Ainsi, une redéfinition de la notion de couverture de ciel est proposée pour les AO à large champ, permettant de prendre en compte le nombre d'étoiles guides et leur magnitude, mais également la fraction du champ scientifique qu'elles permettent de couvrir, le concept d'analyse de front d'onde considéré et l'objectif de performance de l'instrument. Par ailleurs une étude comparative des concepts d'analyse de front d'onde Star Oriented et Layer Oriented est présentée, sur laquelle on s'appuie pour proposer une optimisation de chaque concept. On montre ainsi qu'une fois optimisés ils présentent tous deux des performances très proches. Enfin, on propose dans un troisième temps une étude comparative de plusieurs estimateurs de pente pour l'analyseur Shack-Hartmann. On étudie en particulier l'estimateur centre de gravité pondéré, qui offre à la fois une bonne robustesse au bruit et de bonnes propriétés de linéarité. Cette dernière étude est utile aussi bien pour l'AO à large champ que pour l'AO à très haute performance.

The performance of an adaptive optics (AO) system is intrinsically related to its capacity to measure the deformations of the incoming wavefront its propagation trough the atmosphere. However some limitations restrict the efficiency of this wavefront analysis. The main ones are the measurement noise and the anisoplanatism. The first one limits the magnitude of the astronomical objects that are likely to guide the AO systems, while the second one restricts their corrected field to a few tens of arcseconds, due to the volumic distribution of the atmospheric turbulence. Together, these limitations reduce to a few percents the sky coverage of the instruments assisted by AO. For this reason, rising generation of AO systems aims at either the very high performance, implying in particular a good robustness to measurement noise, or the widening of the corrected field, implying the knowledge of the 3D distribution of the atmospheric turbulence. For these wide field AO systems, it is essential to use several directions of analysis. The wavefront analysis problem is then articulated around three items: the guides stars one has to carry out for the multi-analysis, the wavefront sensing concept considered to measure the volume of turbulence and the capacity of the wavefront sensors to provide good measurements. The purpose of this PhD thesis is to study each one of these three aspects. Hence a redefinition of the concept of sky coverage is proposed for wide field AO. The definition suggested here takes into account the number of guide stars and their magnitude, but also the fraction of the scientific field that is really covered, the considered wavefront sensing concept and the expected performance of the instrument. Concerning the wavefront sensing concepts, a comparative study of the Star Oriented and Layer Oriented concepts is presented and an optimization is proposed for each one, leading to very close performance. Finally, a comparison of different wavefront slope estimators is proposed for the Shack-Hartmann wavefront sensor. In particular, a weighted center of gravity estimator is studied, that offers a good robustness to noise and good properties of linearity. This last study is usefull as well for wide field AO as for very high performance AO., La performance d'un système d'optique adaptative (AO) est intrinsèquement liée à sa capacité à mesurer les déformations subies par le front d'onde incident lors de sa traversée de l'atmosphère. Or un certain nombre de limitations restreignent l'efficacité de cette analyse de front d'onde. Les plus importantes sont le bruit de mesure et l'anisoplanétisme. Le premier limite la magnitude des objets astronomiques pouvant servir de guides aux systèmes d'AO, tandis que le second restreint leur champ corrigé à quelques dizaines de secondes d'arc, du fait de la distribution volumique de la turbulence atmosphérique. A elles deux, ces limitations réduisent à quelques pourcents la couverture de ciel des instruments assistés par AO. Pour cette raison, les nouvelles générations d'optiques adaptatives ont pour objectif soit la très haute performance, impliquant entre autres une bonne robustesse au bruit de mesure, soit l'élargissement du champ corrigé, impliquant la connaissance de la répartition 3D de la turbulence atmosphérique. Pour ces systèmes d'AO à large champ, il est indispensable d'utiliser plusieurs directions d'analyse. La problématique de l'analyse de front d'onde s'articule alors autour de trois pôles : les étoiles guides dont on dispose pour effectuer la multi-analyse, le concept d'analyse de front d'onde considéré pour mesurer le volume de turbulence et la capacité des senseurs de front d'onde à fournir des mesures de qualité. L'objectif de cette thèse est d'étudier chacun de ces trois aspects. Ainsi, une redéfinition de la notion de couverture de ciel est proposée pour les AO à large champ, permettant de prendre en compte le nombre d'étoiles guides et leur magnitude, mais également la fraction du champ scientifique qu'elles permettent de couvrir, le concept d'analyse de front d'onde considéré et l'objectif de performance de l'instrument. Par ailleurs une étude comparative des concepts d'analyse de front d'onde Star Oriented et Layer Oriented est présentée, sur laquelle on s'appuie pour proposer une optimisation de chaque concept. On montre ainsi qu'une fois optimisés ils présentent tous deux des performances très proches. Enfin, on propose dans un troisième temps une étude comparative de plusieurs estimateurs de pente pour l'analyseur Shack-Hartmann. On étudie en particulier l'estimateur centre de gravité pondéré, qui offre à la fois une bonne robustesse au bruit et de bonnes propriétés de linéarité. Cette dernière étude est utile aussi bien pour l'AO à large champ que pour l'AO à très haute performance.