Cette thèse se place dans le contexte de l'étude des galaxies lointaines, études nécessaires à la compréhension des mécanismes de formation des galaxies. La mise en service du télescope spatial Hubble a permis d'obtenir des images à haute résolution spatiale de ces galaxies, donnant ainsi des premiers indices sur leur morphologie. En complément, l'installation de télescopes au sol de la classe des 8-10 mètres tels que le Very Large Telescope (VLT) européen a permis d'effectuer la spectroscopie de ces objets. Toutes ces données montrent que l'univers a connu un pic de formation stellaire il y a environ 8-10 milliards d'années, formation qui a chuté depuis. La première partie de ce manuscrit est consacrée à l'étude de la morphologie des galaxies lointaines, à l'aide d'images obtenues avec le télescope spatial Hubble. Le travail présenté porte en particulier sur deux populations de galaxies responsables du déclin de la formation stellaire évoqué plus haut : les galaxies compactes lumineuses (LCG) et les galaxies lumineuses dans l'infrarouge (LIRG). Ces études ont notamment permis d'établir une séquence pouvant servir de base à un scénario de formation d'une partie des galaxies de l'univers local. Des études complémentaires ont aussi montré le besoin d'une haute résolution spectrale pour déterminer avec précision le taux de formation stellaire des galaxies lointaines. La deuxième partie est consacrée à l'étude de FALCON, un projet de spectrographe de nouvelle génération pour le VLT alliant haute résolution spatiale et spectrale. L'objectif de FALCON est de fournir l'information dynamique sur les galaxies lointaines avec une résolution spatiale de 0.25 arcsec et un rapport signal-sur-bruit suffisant. Ceci nécessite d'utiliser l'Optique Adaptative pour compenser en temps-réel la dégradation des images due à la turbulence. Afin de s'affranchir de l'anisoplanétisme propre à cette technique, FALCON utilisera des techniques de tomographie consistant à corriger le front d'onde issu de la galaxie dont on souhaite déterminer la dynamique en combinant les mesures de front d'onde sur des étoiles hors-axe qui l'entourent. Le système d'Optique Adaptative a d'abord été intensivement étudié de manière théorique. Puis le développement d'un code de simulation numérique a alors permis d'établir des premières performances d'un tel système sur le ciel.

Les performances d'une optique adaptative (OA) avec étoile laser, sur des télescopes de 3.6~m et 8~m de diamètre sont évaluées. L'utilisation d'une étoile laser permet d'améliorer significativement la couverture du ciel (pourcentage du ciel observable): 99~\% du ciel est accessible avec une étoile laser (contre 10~\% avec une étoile naturelle (à 2.2~$\mu$m, latitude et longitude galactique moyenne et un rapport de Strehl de 0.2)). Le nombre de quasars observables avec un rapport de Strehl de plus de 0.2 passe de 357 à 6803. Les performances de l'OA avec étoile laser chutent vers les courtes longueurs d'onde ($<1 \mu$m), à cause de l'effet de cône. Cependant l'étude tridimensionnelle de la turbulence atmosphérique permet de résoudre ce problème. Quatre étoiles laser permettent d'obtenir une bonne correction dans le visible sur un télescope de 8~m (Strehl de 80~\%). Le champ de vue corrigé peut être significativement élargi (100'') avec un Strehl de 30~\%. Des modes élevés de la surface d'onde (tilt, forme particulière de défocalisation et d'astigmatisme) doivent être mesurés à partir d'une étoile naturelle. L'anisoplanétisme appara\^(\i)t dans le champ corrigé, à cause du nombre fini de miroirs déformables utilisés. Les performances d'une OA fonctionnant dans le visible, avec plusieurs étoiles laser (et naturelles) sont estimées sur un télescope de 100~m de diamètre. Il n'y a pas de limitation physique qui empêche d'atteindre, avec une bonne couverture du ciel, une résolution d'une milli-seconde d'arc dans le visible. Le dernier chapitre est consacré à l'étude d'étoiles Mira, avec une OA et un spectrographe intégral de champ, pour localiser par imagerie des ondes de choc dans leur atmosphère.