L’objectif premier de ce travail de thèse, qui se situe dans le cadre de l’étoile laser, a été atteint : les résultats expérimentaux de photométrie obtenus sont précis, fiables et reproductibles. Un soin très particulier a été accordé aux méthodes de calibration, qui nous ont permis d’effectuer des mesures précises de flux de fluorescence en fonction de la puissance. Les lasers sans mode ont aussi été fiabilisés. Deux codes de calculs ont interprété ces expériences : Beacon, et REM, le code que nous avons développé. Les simulations fournies par REM et Beacon, et l’ensemble des nombreux résultats expérimentaux, sont en très bon accord. Chacun des deux codes présente ses avantages par rapport à l’autre : REM permet l’analyse de plusieurs situations d’excitation, comme l’excitation à un photon à 330 nm et à deux photons non-résonants, de plus, il permet assez facilement d’inclure des phénomènes collisionnels, enfin, le temps calcul est de l’ordre de quelques minutes par point (par rapport à celui de Beacon qui est de 24 heures par point). Beacon, par contre, permet la prise en compte des effets des cohérences à l’excitation et de la polarisation du laser. Dans ce travail, nous avons étudié quatre types d’excitation de l’atome de sodium, une dans le cadre LGS et trois dans le cadre PLGS. Celles-ci sont toutes très bien interprétées par REM qui ne prend en compte aucun paramètre ajustable à l’exception de la pression dans la cellule de sodium, qui est choisie dans tous les cas égale à 0.2 Torr, et de la structure hyperfine prise en compte par un paramètre qui a été ajusté à 3 grâce aux résultats expérimentaux pour l’excitation à deux photons 589+569 nm (pour les autres cas, celle-ci est prise, sans ajustement, égale à 6). L’intégration de la structure hyperfine dans REM est nécessaire, comme le mettent en évidence les quatre expériences de photométrie en laser sans mode. Une bonne estimation de la section efficace à deux photons pour le cas de l’excitation à deux photons non-résonants a été aussi possible à l’aide des résultats expérimentaux. Cette thèse a été une occasion de réaliser des simulations numériques avec REM pour la production d’étoiles lasers dans la mésosphère. Tout d’abord, ces calculs ont montré que le flux à 330 nm fourni par l’excitation à 2x578 nm est, en moyenne, 8 ordres de grandeur inférieur à celui donné par les deux autres méthodes d’excitation. Puis, nous avons montré que, à puissance égale, le flux à 330 nm provenant de l’excitation directe à un photon à 330 nm est toujours supérieur à celui fourni par l’excitation à deux photons résonants. On a trouvé qu’il faudrait environ 10 W UV pour égaler le flux fourni par les lasers actuels du projet ELPOA. Cette puissance en UV à 330 nm au jour d’aujourd’hui est un peu plus difficile à obtenir, mais il faut considérer aussi le fait qu’il ne faudrait qu’un seul laser pour corriger le tip-tilt. 262 Ce travail montre aussi que le cas du laser sans mode donne toujours le meilleur rendement de fluorescence. Enfin, la précision de la mesure du tip-tilt différentiel est fortement liée aux deux paramètres suivants : l’intensité du flux Φ330 retourné à 330 nm, et à la taille de l’image Σ obtenue sur le détecteur tip-tilt. Elle varie comme : Σ /Φ330 . La meilleure situation correspond à un flux retourné le plus grand possible et une surface de spot de fluorescence la plus petite possible. Le flux est limité par la puissance laser et la densité de sodium dans la mésosphère ; la surface est limitée par la diffraction. Pour l’excitation à un photon en laser sans mode à 330 nm, comme on se situe dans le régime linéaire, le flux est indépendant de la surface comme le montre la formule asymptotique, et donc, la surface du faisceau peut être réduite sans avoir de pertes au niveau du flux. Au contraire, l’excitation à deux photons est un processus non-linéaire et donc, le flux retourné dépend de la surface du faisceau. A saturation, le spot de fluorescence et celui du laser ne sont pas identiques ; en fait, la saturation tend à augmenter la dimension du spot de fluorescence par rapport à celle du laser, et la non-linéairité tend à la diminuer dans le cas d’une PLGS. L’optimisation de ce rapport devra aussi tenir compte de la distorsion introduite par l’atmosphère. Compte tenu du bon accord obtenu dans ce travail entre REM, Beacon, et l’expérience, et en ignorant les difficultés techniques supplémentaires de l’expérience sur le ciel, on peut estimer que le flux à 330 nm, au départ de la mésosphère, dans le cas du projet ELPOA actuellement engagé, sera d’environ 5x104 photons/s/m2. En prenant les valeurs de l’article [Schöck2000]7 pour la transmission de l’atmosphérique à l’OHP et des instruments de 8%, et, un temps de pose moyen de 50 ms par trame, on trouve que 200 photons arriverons sur la camera. Par ailleurs, les astronomes estime qu’il faudra pointer cette étoile UV au 600éme de sa largeur [FOY2005]8. Ceci nous parait difficilement réalisable.