Search

Rotation is a fundamental parameter that governs the physical structure and evolution of stars, for example by generating internal circulations of matter and angular momentum, which in turn change the stellar lifetime. Massive stars (spectral types OBA) are those presenting the highest rotation velocities and thus those for which the consequences of rotation are the strongest. On the external layers of the star, fast-rotation induces in particular (1) a flattening (equatorial radius higher than the polar radius) and (2) a gravity darkening (non-uniform distribution of flux, and thus effective temperature, between the poles and the equator). This important modification in the photospheric physical structure can also drive an anisotropic (axisymmetric) mass and angular momentum loss, originating for example the complex circumstellar environments around Be and supergiant B[e] stars. The techniques of high angular and high spectral resolution allow a detailed study of the effects of rotation on the stellar photosphere and circumstellar environment across the H-R diagram. Thanks to these techniques, and in particular to the optical/infrared long-baseline interferometry, our knowledge on the impact of rotation in stellar physics was highly deepened since the beginning of the XXI century. The results described in this Habilitation Thesis are placed in this context and are the fruit a double approach combining both (1) observation, mainly with the ESO-VLT(I) instruments (e.g. NACO, VISIR, MIDI, AMBER, PIONIER) and (2) astrophysical modeling with different codes, including also radiation transfer (CHARRON, HDUST, FRACS). I present, in particular, the results obtained on three fast-rotating stars: Altair (A7V; delta Scuti), Achernar (B6Ve; Be star), and CPD-57° 2874 (supergiant B[e] star).; La rotation est un des paramètres fondamentaux qui gouverne la structure physique et l’évolution des étoiles, par exemple en créant une circulation interne de matière et de moment angulaire, ce qui a aussi pour conséquence de changer le temps de vie de l’étoile. Les étoiles massives (types spectraux OBA) sont celles qui présentent les vitesses de rotation les plus élevées et donc celles où les conséquences de la rotation sont les plus importantes. Sur les couches externes de l’étoile, une rotation rapide engendre en particulier (1) un aplatissement (rayon équatorial plus grand que le rayon polaire) et (2) et un assombrissement gravitationnel (distribution non-uniforme de flux, et donc température effective, entre les pôles et l’équateur). Cette modification importante de la structure physique de la photosphère peut également entraîner une perte de masse et de moment angulaire anisotrope (axis-symétrique), qui donne origine par exemple aux environnements circumstellaires complexes détectés autour des étoiles Be et supergéantes B[e]. Les techniques de haute résolution angulaire et spectrale permettent d’étudier en détail les effets de la rotation sur la photosphère et l’environnement circumstellaire à travers le diagramme H-R. Grâce à ces techniques, et en particulier à l’interférométrie optique/infra-rouge à longue base, nos connaissances sur l’impact de la rotation en physique stellaire ont été fortement approfondies depuis le début du XXIe siècle. Les résultats décrits dans ce mémoire de HDR se placent dans ce contexte et sont le fruit d’une double approche combinant (1) observation, surtout avec des instruments du ESO-VLT(I) (e.g. NACO, VISIR, MIDI, AMBER, PIONIER) et (2) modélisation astrophysique avec différents codes, incluant également le transfert de rayonnement (CHARRON, HDUST, FRACS). Je présente, en particulier, les résultats obtenus sur trois étoiles en rotation rapide : Altaïr (A7V ; delta Scuti), Achernar (B6Ve ; étoile Be), et CPD-57° 2874 (étoile supergéante B[e]).

The observation of exoplanets and more generally of the close environment of young stars represents an observational double difficulty : the small angular separation between the star and the planet (or its environment such as a protoplanetary disk) and contrast flux. One technique to overcome these difficulties is the nulling interferometry. Two telescopes target a star planet/disk system and the pupils are recombined in such a way that the photons from the star cause destructive interference while those from the planet/disk cause constructive interference. Instrumental constraints are very strong to ensure sufficient extinction of the star, both in terms of optical path difference (of the order of nanometers) than photometric balance (4% for a minimum extinction ratio 40dB). L-band (3.4-4.1μm) is adapted to the observation of cold matter, because the flux ratio between the planet (or star dust) and the star presents a minimum of 10−4 order after 3μm, making the L-band particularly attractive for such observations. Because silicates and glass are not suitable to build guides reaching the L-band, there is currently no mature instrument in this band in integrated optics. Indeed, instrumental constraints on nulling interferometry can be relaxed by using a single-mode interferometer integrated, thanks to modal filtering. An interferometric instrument integrated L-band would be more than welcome, but needs a technology development effort to develop a method of producing L-band single-mode guides as well as integrated beam combiners. My PhD work was to develop such single mode waveguides as well as beam combiners in order to ob- tain an extinction ratio of 10−4 in the L-band. The selected material is lithium niobate (LiNbO3), the mid-infrared transparency makes it a perfect candidate. We used two methods to make the guides : proton exchange and Titanium diffusion. This latter allows to guide both TE and TM polarizations. As Lithium Niobate is electro-optic, we also worked to internally control the phase delay between channels without mobile mechanical part, applying an electric field at the guide via electrodes "on chip". The electro-optical effect allows us to not only vary the optical path delay between channels but also to settle the photometric balance, paving the way towards the realization of an integrated complete interferometer, lightweight, compact and robust. I therefore sought to characterize and optimize the electro-optical efficiency of the system to obtain a command voltage lower than 15V. The result is a "Y" interferometer presenting two Mach-Zehnders as input for photometric adjustment and offering an extinction ratio of 33dB in monochromatic light (3.39μm). Because the electro-optical drive is very fast (> MHz), it becomes possible to compensate for the phase perturbations induced by the atmosphere (1kHz) in real time. We have worked to build a demonstrator which compensates phase delays of the order of kHz without mechanical mobile part and which guarantees, at 3.39μm, an optical path delay around 3nm. We also realized directional couplers whose coupling ratio can be adjusted via a control voltage. The direct application of this technology is an interferometric component 2TABCD or 3TAC whose defects (unbalanced couplers) can be electrically corrected by calibration.; L'observation d'exoplanètes et plus généralement de l'environnement proche de jeunes étoiles représente une double difficulté observationnelle : la faible séparation angulaire entre l'étoile et la planète (ou son environnement tel qu'un disque protoplanétaire) et le contraste de flux. L'une des techniques permettant de surmonter ces difficultés est l'interférométrie en frange noire. Deux télescopes pointent un système étoile planète/disque et les pupilles sont recombinées de telle manière que les photons issus de l'étoile interfèrent destructivement alors que ceux issus de la planète/disque interfèrent constructivement. Les contraintes instrumentales sont très fortes pour garantir une extinction suffisante de l'étoile, tant en terme de différence de marche optique (de l'ordre du nanomètre) que d'équilibre photométrique (4% minimum pour obtenir un taux d'extinction de 40dB). La bande L (3.4 - 4.1μm) est adaptée à l'observation de matière froide, car le rapport de flux entre la planète (ou poussière stellaire) et son étoile présente un minimum de l'ordre de 10−4 après 3μm, ce qui rend la bande L particulièrement attractive pour ce genre d'observations. Parce que les silicates et le verre ne permettent pas de construire des guides atteignant la bande L, il n'existe pas aujourd'hui d'instrument mature fonctionnant dans cette bande en optique intégrée. En effet, les contraintes instrumentales concernant l'interférométrie annulante peuvent être relaxées en utilisant un interféromètre intégré monomode, grâce au filtrage modal. Un instrument interférométrique intégré en bande L serait donc le bienvenu, mais cela nécessite un effort technologique de développement pour mettre au point une méthode de production de guides monomodes en bande L ainsi que de recombineurs intégrés. Mon travail de thèse a consisté à développer de tels guides d'onde ainsi que des recombineurs permettant d'obtenir un taux d'extinction de 10−4 sur la bande L. Le matériau choisi est le Niobate de Lithium (LiNbO3) dont la transparence en infrarouge moyen en fait un parfait candidat. Nous avons utilisé deux méthodes pour fabriquer les guides : l'échange protonique et la diffusion de Titane. Cette dernière méthode permet de guider les deux polarisations T E et T M . Comme le Niobate de Lithium est électro-optique, nous avons aussi travaillé à piloter le retard de phase entre les voies interférométriques de manière intégrée, sans pièce mécanique mobile, en appliquant un champ électrique au niveau du guide via des électrodes "on chip". L'effet électro-optique nous permet non seulement de faire varier la différence de marche entre les voies mais aussi de régler l'équilibre photométrique, ouvrant la voie à la réalisation d'un interféromètre intégré complet, léger, compact et robuste. J'ai donc cherché à caractériser et optimiser l'efficacité électro-optique du système afin d'obtenir une tension de commande inférieure à 15V. Le résultat est un interféromètre de type Y présentant deux Mach-Zehnders en entrée pour le réglage des photométries et offrant un taux d'extinction de 33dB en lumière monochromatique à 3.39μm. Le pilotage électro-optique étant très rapide (> MHz), il devient alors possible de compenser les perturbations de phase induites par l'atmosphère (1kHz) en temps réel. Nous avons ainsi travaillé à construire un démonstrateur qui permet de compenser des retards de phases de l'ordre du kHz sans pièce mobile, garantissant, à 3.39μm, une différence de marche de l'ordre de 3nm. Nous avons aussi réalisé des coupleurs directionnels dont le taux de couplage peut être modulé via une tension de commande. L'application directe de cette technologie est un composant interférométrique 2TABCD ou 3TAC dont les défauts (déséquilibre des coupleurs) peuvent être corrigés par calibration.

On rappelle qu'un effet de phase visible notamment dans le spectre cannelé de la lumière envoyée dans le plan focal d'un interféromètre stellaire à deux voies, travaillant avec la lumière provenant d'une étoile double, permet de déterminer laquelle de ses composantes est la plus lumineuse - moyennant quelques hypothèses simplificatrices, entre autres sur la variation du rapport de leurs éclats apparents en fonction du nombre d'ondes. D'abord, nous exposons la théorie de cet effet, dans un cadre assez général en utilisant le théorème de VAN CITTERT et ZERNIKE, et nous soulignons certaines difficultés propres à l'observation astronomique. Ensuite, nous profitons de la souplesse de réglage de l'interféromètre de MICHELSON pour concevoir avec lui une transposition didactique de cette méthode, et nous modélisons plus simplement les phénomènes intéressants déjà observables sans équipement astronomique avec un tel interféromètre. Enfin, nous décrivons une réalisation expérimentale concluante de cette transposition, en indiquant notre protocole de réglage et en discutant tous les résultats expérimentaux notables.

The observation of the Sun at high angular resolution is of great importance in astronomy. In this context, I show the effects of optical turbulence on solar images, especially on the astrometric long exposure measurements of the solar diameter. I propose a modelling, in the small perturbation approximation, of the chromatic and polychromatic local angle of arrival fluctuations, which has direct relevance for optical turbulence daytime observations. In order to extract angle of arrival fluctuations from short exposure images of solar edge, I propose an effective and stable method that consists of a photometric integration with local anisoplanatism test. This method increases the efficiency of previous approaches. It also impacts on the long exposure measurement of the solar diameter as well as on the definition of solar photometric diameter. Another way to measure daytime angle of arrival fluctuations is to do so in the pupil plane. I studied this approach with its validity and limitations. As a direct application, we propose a concept of a profiling monitor for the low altitude optical turbulence. Another important part of my work has been the modelling of the temporal variation of optical turbulence by introducing proper boiling. The theoretical framework that I propose is presented with examples (interferometry, adaptive optics...) related to various high angular resolution observation techniques in the presence of optical turbulence.; L'observation du Soleil à haute résolution angulaire est d'une grande importance en astronomie. Dans ce contexte, je montre les effets de la turbulence optique sur les images solaires, notamment sur les mesures astrométrique du diamètre solaire en longue pose. Je propose, dans l'approximation des faibles perturbations, une modélisation des fluctuations d'angle d'arrivée locales chromatiques et polychromatiques qui a des retombées directes pour les observations diurnes de la turbulence optique. Afin d'extraire les fluctuations d'angle d'arrivée à partir des images courte pose du bord solaire, je propose une approche efficace et stable qui consiste en une intégration photométrique saturée avec test de l'anisoplanétisme local. Cette méthode améliore l'efficacité des méthodes précédentes. Elle a aussi des retombées sur la mesure du diamètre solaire en longue pose et la définition du diamètre photométrique. Une autre manière de mesurer les fluctuations d'angle d'arrivée de jour est de le faire dans le plan conjugué de la pupille. J'étudie cette approche avec sa validité et ses limites. Comme application directe on présente le concept d'un moniteur profileur de la turbulence optique basse altitude. Une autre partie importante de mon travail est la modélisation de la variation temporelle de la turbulence optique en introduisant le bouillonnement propre. Le modèle théorique que je propose est présenté avec des exemples liés à des techniques diverses de l'observation à haute résolution angulaire (interférométrie, optique adaptative...) en présence de turbulence optique.

The observation of the Sun at high angular resolution is of great importance in astronomy. In this context, I show the effects of optical turbulence on solar images, especially on the astrometric long exposure measurements of the solar diameter. I propose a modelling, in the small perturbation approximation, of the chromatic and polychromatic local angle of arrival fluctuations, which has direct relevance for optical turbulence daytime observations. In order to extract angle of arrival fluctuations from short exposure images of solar edge, I propose an effective and stable method that consists of a photometric integration with local anisoplanatism test. This method increases the efficiency of previous approaches. It also impacts on the long exposure measurement of the solar diameter as well as on the definition of solar photometric diameter. Another way to measure daytime angle of arrival fluctuations is to do so in the pupil plane. I studied this approach with its validity and limitations. As a direct application, we propose a concept of a profiling monitor for the low altitude optical turbulence. Another important part of my work has been the modelling of the temporal variation of optical turbulence by introducing proper boiling. The theoretical framework that I propose is presented with examples (interferometry, adaptive optics...) related to various high angular resolution observation techniques in the presence of optical turbulence.; L'observation du Soleil à haute résolution angulaire est d'une grande importance en astronomie. Dans ce contexte, je montre les effets de la turbulence optique sur les images solaires, notamment sur les mesures astrométrique du diamètre solaire en longue pose. Je propose, dans l'approximation des faibles perturbations, une modélisation des fluctuations d'angle d'arrivée locales chromatiques et polychromatiques qui a des retombées directes pour les observations diurnes de la turbulence optique. Afin d'extraire les fluctuations d'angle d'arrivée à partir des images courte pose du bord solaire, je propose une approche efficace et stable qui consiste en une intégration photométrique saturée avec test de l'anisoplanétisme local. Cette méthode améliore l'efficacité des méthodes précédentes. Elle a aussi des retombées sur la mesure du diamètre solaire en longue pose et la définition du diamètre photométrique. Une autre manière de mesurer les fluctuations d'angle d'arrivée de jour est de le faire dans le plan conjugué de la pupille. J'étudie cette approche avec sa validité et ses limites. Comme application directe on présente le concept d'un moniteur profileur de la turbulence optique basse altitude. Une autre partie importante de mon travail est la modélisation de la variation temporelle de la turbulence optique en introduisant le bouillonnement propre. Le modèle théorique que je propose est présenté avec des exemples liés à des techniques diverses de l'observation à haute résolution angulaire (interférométrie, optique adaptative...) en présence de turbulence optique.

The physical characteristics of the circumstellar environments of evolved stars are such that thermal infrared is the most suited for their study. The minimal angular resolution required needs diameters of telescopes up to a few tens of meters; one has therefore to use interferometers. Thermal background is a specific problem at those wavelengthes, and the classical visibility estimators in optical interferometry have to be adapted. This work establishes the constraints that are imposed on the background estimation in optical interferometry, then proposes new methods of subtraction or partial correction adapted to the estimators foreseen for the 10µm instrument MIDI of the VLTI. I then give a practical application example of those techniques, with the results obtained in the L band with the TISIS instrument on IOTA, concerning a few mira and semi-regular stars., Les caractéristiques physiques des environnements circumstellaires des étoiles évoluées sont telles que l'infrarouge thermique est le plus adapté à leur étude. La résolution angulaire minimale nécessite des diamètres de télescope de l'ordre de quelques dizaines de mètres à ces longueurs d'onde ; l'utilisation d'interféromètres est donc obligatoire. Le fond thermique est un problème spécifique de ces bandes, et les estimateurs de visibilité classiques de l'interférométrie optique doivent être adaptés. Ce travail dresse le bilan des contraintes qui s'imposent sur l'estimation du fond en interférométrie optique, puis propose de nouvelles méthodes de soustraction ou de correction partielle adaptées aux estimateurs prévus pour l'instrument 10 µm MIDI sur le VLTI. Un exemple pratique d'application de ces techniques est donné, avec les résultats d'observations réalisées en bande L avec l'instrument TISIS sur l'interféromètre IOTA, concernant plusieurs étoiles de type Mira et semi-régulières.

For many years, single-mode guided optics is used in stellar interferometry to ensure beam combination. The solution of planar integrated optics enables a high instrumental stability in a compact volume. Modal filtering associated to these advantages greatly increase the measurement precision of interferometric visibilities. Integrated optics offers decisives advantages for incoming space missions like Darwin and TPF "Terrestrial Planet Finder" working in the thermal infrared wavelengths [4-20 micrometers]. Silica based integrated optics technologies, developed in the near infrared spectral range, are implemented in the H atmospheric band [1470-1780 nm]., Depuis de nombreuses annees, l'optique guidée monomode est utilisée en interférométrie stellaire pour assurer la recombinaison des faisceaux. La solution de l'optique integree planaire monomode permet, de plus, d'obtenir une importante stabilité instrumentale pour un volume compact. Le filtrage modal combiné a ces avantages augmente nettement la précision de mesure des visibilité interférométriques. L'utilisation de l'optique intégrée offre des avantages décisifs pour les futures missions spatiales DARWIN et TPF "Terrestrial Planet Finder" fonctionnant en IR thermique (de 4 a 20 micromètres de longueurs d'onde). Les technologies d'optique intégrée basées sur la silice, gravure de couches minces et échange d'ions, développées pour l'infrarouge proche, sont utilisées avec succes dans la bande de transmission de l'atmosphere H [1470-1780 nm]. Dans ce travail de thèse, nous avons débuté le développement de l'optique intégrée pour étendre le domaine de longueurs d'onde entre 2 et 20 micromètres. Pour cela, les technologies basées sur la silice ont été validées dans la bande de l'atmosphère K [2000-2400 nm]. Une analyse de différentes technologies d'optique intégrée existantes a permis d'en sélectionner plusieurs qui sont compatibles avec les contraintes instrumentales et technologiques. Au travers de différentes réalisations et mesures, nous avons défini les développements technologiques à mener et les étapes de caractérisation nécessaires. Nous avons également mène des mesures pour déterminer le domaine de longueurs d'onde sur lequel il y a effectivement un guidage du mode fondamental.

Project OVLA (Optical Very Large Array) consists in a large stellar interferometer designed to provide high resolution snapshot images in visible and infrared wavelengths. It is composed of 27 mobile telescopes distributed on a flat site of several kilometres. Indeed, the mobility of the telescopes during the observation maintains the optical paths equality as well as the u-v plane coverage uniformity.Robotic, stable, light weight and compact telescopes are needed for such an interferometer. A 1.52m prototype telescope is under construction at OHP. It features a spherical mount and an active mirror. For budgetary purposes, the mirror is made of 24mm-thick ordinary glass. The deformations of the mirror are then compensated by 29 actuators.My preliminary work was the study and the realisation of the control systems of the mount and of the active mirror. I also detail the heating system of the mirror surface, which allows an efficient compensation of the thermal deformations.The first results obtained on the sky with the active mirror in the spherical mount are presented. The future as well as the technological and industrial repercussions of the OVLA prototype telescope are also discussed.Moreover, I study the principle of the "densified pupil" (Labeyrie, 1996) which improves considerably the contrast of the images obtained at the focus of an interferometer. I show that it is possible to transform the initial concept of OVLA into a true hypertelescope.Lastly, within the TPF study ordered by NASA, I present a model of solar sails to point and cophase a space interferometer composed of several free-flyers. Such space interferometers should provide direct images of exoplanets., Le projet OVLA (Optical Very Large Array) consiste en un interféromètre stellaire dédié à l'imagerie à haute résolution dans le domaine visible et infrarouge. Il est composé de 27 télescopes mobiles répartis sur une base de plusieurs kilomètres. En effet, la mobilité des télescopes assure à la fois l'égalité des chemins optiques ainsi qu'une couverture u-v homogène.Pour assurer ce besoin de mobilité, chaque télescope OVLA devra être à la fois stable, léger, compact et autonome. Un télescope prototype, d'un diamètre de 1.52m, est en construction à l'OHP. Il possède une monture sphérique et un miroir actif. Pour des raisons de coût, le miroir est en verre ordinaire d'une épaisseur de 24mm seulement. Les flexions du miroir sont alors compensées par 29 actuateurs.Mon travail a tout d'abord concerné l'étude et la réalisation des systèmes de contrôle de la monture et du miroir actif. Je détaille également le système de chauffage de la surface du miroir permettant de compenser efficacement les déformations thermiques du miroir.Les premiers résultats obtenus sur le ciel avec le miroir actif dans la monture sphérique sont présentés. L'avenir ainsi que les retombées technologiques et industrielles du télescope prototype OVLA sont également discutés.Je m'intéresse ensuite au principe de la « pupille densifiée » (Labeyrie, 1996) qui permet d'améliorer considérablement le contraste des images obtenues au foyer d'un interféromètre. Je démontre alors qu'il possible de transformer le concept initial d'OVLA en un véritable hypertélescope.Enfin, dans le cadre de l'étude TPF lancée par la NASA, je présente un modèle de voiles solaires assurant le pointage et le cophasage d'un interféromètre spatial composé de free-flyers. De tels interféromètres permettront d'obtenir l'image de systèmes exo-planètaires.

Single-mode optical fibers bring a solution to the filtering of wavefront defects and to calibration on the visibilities in stellar interferometry. The recombination instrument FLUOR (Fiber Linked Unit for Optical Recombination), set on the IOTA interferometer in Arizona, is based on this concept. Ground-based large interferometers currently in the design stage will combine single-mode optical fibers and adaptive optics to provide maximum precision and sensitivity. The interfacing of these systems of Adaptive Optics with optical fibers was studied. Analytical laws of dimensioning and prediction of the performances was derived and were confirmed by computer simulations. A qualitative comparison between the spatial filtering provided by a single-mode optical fiber and by a pinhole makes it possible to conclude on the superiority of the first method within the framework of an interferometric use. Limitations in rate of acquisition reduced the possibilities of the instrument FLUOR. A fast system of sweeping of the optical path difference was established in order to better sample the transfer function and to decrease the statistical error on the estimate of the visibilities. Simultaneously with these technical improvements, the former version of the instrument was used for scientific observations. Series of measurements were carried out on pulsating stars. The visibilities are estimated with a precision better than the percent and allow a comparison with the theoretical models representing these objects., Les fibres optiques monomodes apportent une solution au filtrage spatial des défauts du front d'onde et à l'étalonnage des visibilités en interférométrie stellaire. L'instrument de recombinaison FLUOR (Fiber Linked Unit for Optical Recombination), installé sur l'interféromètre IOTA en Arizona, est fondé sur ce principe. De grands interféromètres au sol actuellement en projet utiliseront des fibres optiques monomodes et des systèmes d'Optique Adaptative afin de garantir de meilleures précisions et une meilleure sensibilité. L'interfaçage de ces systèmes d'Optique Adaptative avec des fibres optiques a été étudié. Des lois analytiques de dimensionnement et de prédiction des performances ont été dérivées et confirmées par des simulations numériques. Une comparaison qualitative entre le filtrage spatial opéré par une fibre monomode et celui opéré par un trou permet de conclure sur la supériorité de la première méthode dans le cadre d'une utilisation interférométrique. Des limitations en cadence d'acquisition réduisaient les possibilités de l'instrument FLUOR. Un système de balayage rapide de la différence de marche a été implanté afin de mieux échantillonner la fonction de transfert et de diminuer l'erreur statistique sur l'estimation des visibilités. En parallèle à ces améliorations techniques, la version antérieure de l'instrument a été utilisée pour des observations scientifiques. Des campagnes de mesures ont été menées sur des étoiles pulsantes. Les visibilités sont estimées avec une précision meilleure que le pourcent et permettent une comparaison aux modèles théoriques représentant ces objets.

Image acquisition by photon counting in the visible spectrum with a high precision on photoevents dating is especially useful for ground-based observations. In the first part of this thesis, and after a review of several techniques for photon acquisition and processing, I introduce a new type of photon counting camera, noticeable for its high temporal resolution and its high maximum counting rate: the DELTA (Detector Enhancement by Linear-projections on Three Axes) camera. I describe the concept of this camera, and the engineering solutions (optics, electronics, computing) that could be used for its construction. The second part of my work regards fringe detection and tracking in ground-based and long- baseline optical stellar interferometry. After a statistical approach of the issue, I describe methods introducing a priori information in the data, in order to have a better detection efficiency. One of the proposed methods, using a priori information on the atmospheric piston, requires a precise photoevent dating, and therefore uses methods described in the first part.; L'acquisition d'images en comptage de photons du spectre visible, avec une grande précision sur la date de chaque photo événement, est particulièrement profitable pour les techniques d'observation au sol. Dans la première partie de cette thèse, après une revue des différentes techniques d'acquisition et de traitements des photoévénements, je présente un nouveau type de caméra à comptage, remarquable pour sa haute résolution temporelle et son haut flux maximum, la caméra DELTA (Détection d'Événements Lumineux par Trois Axes). Je décris le principe de cette caméra, ainsi que différentes solutions techniques (optique, électronique, informatique) qui pourraient être employées. J'expose également des nouvelles techniques de mesure et d'exploitation de l'information temporelle liée aux photoévénements. La seconde partie de mon travail concerne la détection et le suivi des franges en interférométrie stellaire optique à longue base au sol. Après une étude statistique du problème, je décris les différentes façons d'introduire dans les données de l'information a priori pour une meilleure efficacité de la détection. Une des méthodes proposées, utilisant l'information a priori sur le piston atmosphérique fait appel a une datation précise des photons, et par conséquent aux techniques décrites dans la première partie.

Image acquisition by photon counting in the visible spectrum with a high precision on photoevents dating is especially useful for ground-based observations. In the first part of this thesis, and after a review of several techniques for photon acquisition and processing, I introduce a new type of photon counting camera, noticeable for its high temporal resolution and its high maximum counting rate: the DELTA (Detector Enhancement by Linear-projections on Three Axes) camera. I describe the concept of this camera, and the engineering solutions (optics, electronics, computing) that could be used for its construction. The second part of my work regards fringe detection and tracking in ground-based and long- baseline optical stellar interferometry. After a statistical approach of the issue, I describe methods introducing a priori information in the data, in order to have a better detection efficiency. One of the proposed methods, using a priori information on the atmospheric piston, requires a precise photoevent dating, and therefore uses methods described in the first part.; L'acquisition d'images en comptage de photons du spectre visible, avec une grande précision sur la date de chaque photo événement, est particulièrement profitable pour les techniques d'observation au sol. Dans la première partie de cette thèse, après une revue des différentes techniques d'acquisition et de traitements des photoévénements, je présente un nouveau type de caméra à comptage, remarquable pour sa haute résolution temporelle et son haut flux maximum, la caméra DELTA (Détection d'Événements Lumineux par Trois Axes). Je décris le principe de cette caméra, ainsi que différentes solutions techniques (optique, électronique, informatique) qui pourraient être employées. J'expose également des nouvelles techniques de mesure et d'exploitation de l'information temporelle liée aux photoévénements. La seconde partie de mon travail concerne la détection et le suivi des franges en interférométrie stellaire optique à longue base au sol. Après une étude statistique du problème, je décris les différentes façons d'introduire dans les données de l'information a priori pour une meilleure efficacité de la détection. Une des méthodes proposées, utilisant l'information a priori sur le piston atmosphérique fait appel a une datation précise des photons, et par conséquent aux techniques décrites dans la première partie.