Problématique
Au cours des siècles, la taille de nos télescopes terrestres a significativement augmenté, nous permettant de collecter de plus en plus de lumière et d'observer des objets de faible luminosité. Néanmoins, l'élaboration de télescopes allant jusqu'à plus de 8 mètres de diamètre n'a pas permis une grande amélioration de la résolution angulaire, c'est à dire la capacité à observer des détails de plus en plus petit.
Le manque de progrès dans l'amélioration de la résolution angulaire des télescopes terrestres est dû aux turbulences atmosphériques, qui empêchent les grands télescopes d'atteindre leur résolution angulaire théorique. Ces turbulences sont à l'origine d'une déformation de l'image au foyer du télescope.
Au cours de ce projet de Licence, nous avons en tout premier lieu cherché à comprendre des modèles théoriques de turbulence atmosphérique. Nous avons par la suite simulé des données à partir de ces modèles en utilisant l'outil CAOS, auquel nous avons ajouté des fonctionnalités qui nous ont permis une meilleure qualification des données.
Le caractère turbulent de l'atmosphère est dû au fait que celle-ci présente des zones d'indice optique variable, provoquant des fluctuations des fronts d'onde provenant des astres : Les ondes n'arrivent ainsi au niveau du sol plus sous forme d'une onde plane mais sous la forme d'une onde déformée et irrégulière (les déformations du front d'onde vont de quelques nanomètres à quelques microns).
Si l'on observe une étoile avec un télescope, sans présence d'atmosphère nous observerions une tache d'Airy dans le plan focal du télescope tandis que si l'on observe cette même étoile en présence d'une atmosphère le front d'onde subit une perturbation plus ou moins grande selon l'intensité de la turbulence atmosphérique. En raison des perturbations qui affectent le front d'onde, celui-ci n'est plus cohérent spatialement dans le plan de la pupille que dans des zones de cohérence de diamètre r0, le paramètre de Fried. Typiquement le paramètre de Fried est de l'ordre de 10 cm dans le visible et est en général plus petit que D le diamètre du télescope que l'on manipule. Ces zones de cohérence interfèrent entre elles et donnent ainsi des speckles (ou tavelures) dans le plan focal, qui évoluent rapidement en se moyennant en une tache dite "de seeing" de valeur typique 1''(seconde d'arc) dans le visible (contre les 0’’1 que l'on attendrait avec un télescope de 1 mètre de diamètre ou 0''01 avec un télescope de 10 mètres) [1].