Optimisation de l'analyse de surface d'onde par filtrage de Fourier pour les systèmes d'optique adaptative à hautes performances

Avec les projets titanesques des "extremely large telescopes", l’astronomie mondiale va bientôt se doter d’outils à la puissance inégalée pour sonder l’univers. Ces télescopes suivent la trace de leurs compagnons de taille plus modeste, les télescopes de classe 8 m, dont les prouesses éclairent déjà le paysage scientifique depuis plus d’une vingtaine d’années. Ces télescopes au sol, présents ou futurs, se trouvent pourtant tous amputés d’une partie de leurs capacités dès leur mise en fonctionnement : la turbulence atmosphérique brouille les fronts d’onde de la lumière parvenant des astres, réduisant la résolution angulaire de ces géants à celle de simples télescopes amateurs. Pour lutter contre ce flou qui entache les images du cosmos, les scientifiques ont mis au point une technique appelée optique adaptative (OA). À l’aide d’optiques déformables, cette technique permet de compenser en temps réel les altérations de la lumière dues à l’atmosphère. Cette méthode équipe aujourd’hui tous les plus grands télescopes au sol, et est devenue indispensable pour un grand nombre d’applications astrophysiques. Motivé notamment par la chasse aux exoplanètes, des systèmes d’OA repoussant les limites de performances sont aujourd’hui mis au point. Les limites fondamentales de tels instruments reposent sur la qualité des mesures fournies par le dispositif optique au coeur de cette technique : l’analyseur de surface d’onde (ASO), dont l’objectif est d’estimer les formes imprégnées par la turbulence sur les fronts d’onde. Cette qualité des mesures est définie par deux grands aspects, la sensibilité et la dynamique.Cette thèse se concentre sur une classe très large d’ASO, appelée ASO à filtrage de Fourier. En s’appuyant sur un formalisme mathématique développé dans des travaux précédents, on y développe une meilleure compréhension de leur sensibilité grâce à l’étude de la propagation des différents bruits présents dans leurs mesures. Forts de cette interprétation, on mène une comparaison précise et inédite des différents éléments qui composent cette famille d’ASO. On en profite aussi pour proposer de nouveaux concepts de filtrage de Fourier permettant d’atteindre des sensibilités inégalées auparavant, avec une efficacité d’utilisation des photons très proche de la limite fondamentale possible pour l’analyse de front d’onde en général.Malheureusement, la sensibilité seule ne suffit pas pour définir les performances d’un ASO. La dynamique, mise à rude épreuve lors de la boucle d’OA, est tout autant cruciale pour assurer le bon fonctionnement des opérations. Pour sonder la dynamique des ASO étudiés, on utilise une approche bien particulière qui permet d’évaluer les non-linéarités tout en restant dans un formalisme matriciel : l’approche des systèmes à paramètres linéaires variants. Ainsi, on interprète les non-linéarités du système en considérant plus simplement leur effet sur les mesures comme une source de changement de régime de linéarité. Cette approche, déjà présentée dans des travaux précédents, permet de définir le concept essentiel des gains optiques. On pousse ici leur utilisation en proposant un suivi à haute cadence, à l’échelle de chaque mesure de l’ASO. On fournit aussi une façon pratique de réaliser ce suivi grâce au concept d’ASO à filtrage de Fourier assisté par imagerie plan focal et l’introduction de la Gains Scheduling Camera. Cette solution, consistant à fusionner les données d’une image plan focal et les signaux délivrés par l’ASO, semble s’imposer comme une solution pratique de la gestion des non-linéarités très prometteuse. Une partie plus expérimentale vient étayer tous ces travaux avec l’implémentation des nouveaux masques à filtrage de Fourier proposés sur le banc LOOPS au LAM d’un côté, et le développement du projet PAPYRUS visant à mettre sur ciel un analyseur pyramide assistée par imagerie en plan focal de l’autre.With the huge projects of "extremely large telescopes", world astronomy will soon acquire tools of unequaled power to probe the universe. These telescopes follow in the footsteps of their smaller companions, the 8 m class telescopes, whose feats have already illuminated the scientific landscape for more than twenty years. These ground-based telescopes, present or future, are however loosing a part of their capacities as soon as they are put into operation : atmospheric turbulence scrambles the light wavefronts coming from the stars, reducing the angular resolution of these giant instruments to the one of simple amateur telescopes. To combat this blur that taints images of the cosmos, scientists have developed a technique called Adaptive Optics (AO). Using deformable optics, this technique makes possible to compensate for alterations caused by the atmosphere in real time . This method equips all the largest ground-based telescopes today, and has become essential for a large number of astrophysical applications. Motivated in particular by the hunt for exoplanets, AO systems pushing the limits of performance are now being developed. The fundamental limits of such instruments are based on the quality of the measurements provided by the optical device at the heart of this technique : the wavefront sensor (WFS), whose objective is to estimate the shapes impregnated by the turbulence on wavefronts. This quality of measurements is defined by two main aspects, sensitivity and dynamics.This thesis focuses on a very large class of WFS, called Fourier-filtering WFS. By relying on a mathematical formalism developed in previous works, we develop a better understanding of their sensitivity thanks to the study of the propagation of the different noises present in their measurements. Armed with this interpretation, we conduct a precise and unprecedented comparison of the different elements that belong to this WFS family. We also take the opportunity to propose new concepts of Fourier filtering achieving previously unmatched sensitivities, with an photon efficiency very close to the fundamental limit possible for wavefront sensing in general. Unfortunately, sensitivity alone is not enough to define the performance of a WFS. The dynamics, strongly affected during the AO loop, are also crucial to ensure the smooth running of operations. To probe the dynamics of the studied WFS, we use a very specific approach which allows to evaluate the non-linearities while remaining in a matrix formalism : the linear varying parameters systems approach. Thus, the non-linearities of the system are interpreted by considering their effects on the measurements more simply as a source of change in the linearity regime. This approach, already presented in previous works, allows to define the essential concept of optical gains. Their use is pushed here by offering high-speed monitoring, on the scale of each WFS measurement. A practical way of performing this tracking is also provided through the concept of Fourier filtering WFS assisted by focal plane imaging and the introduction of the Gains Scheduling Camera. This solution, consisting of merging the data of a focal plane image and the signals delivered by the WFS, seems to impose itself as a very promising practical solution for the management of non-linearities.A more experimental part comes to support all this work with the implementation of the new Fourier filtering masks proposed on the LOOPS bench at LAM and the development of the PAPYRUS project aiming at testing on sky a focal plane assisted pyramid wavefront sensor