Installé au cœur de l'interféromètre du Very Large Telescope (le VLTI, situé au sommet du Mont Paranal, dans le nord du Chili), l'instrument VINCI permet de recombiner la lumière infrarouge de deux télescopes séparés de manière cohérente. Il ouvre ainsi un accès vers la très haute résolution angulaire (quelques millisecondes d'angle), et des programmes de recherche novateurs dans des domaines aussi divers que la physique stellaire, les disques protoplanétaires ou bien encore l'étude des exoplanètes. Mon travail de thèse sur l'instrument VINCI a porté sur sa conception, en particulier la définition fonctionnelle de son logiciel d'exploitation, son installation au sommet du Mont Paranal et ses premières observations scientifiques. Le principe de fonctionnement et les performances de cet instrument sont décrits dans la première partie de ce document.<br /> Dans une seconde partie, j'aborde l'étude des étoiles variables Céphéides par interférométrie. Ces étoiles pulsantes jouent un rôle primordial dans l'estimation des distances astronomiques depuis qu'il a été établi que leur période de variation était liée à leur luminosité intrinsèque par la célèbre relation période-luminosité. Leur observation photométrique permet donc de calculer directement leur distance. Toutefois, notre connaissance du point zéro de cette relation est encore imparfaite, car elle repose sur la mesure des distances aux Céphéides galactiques les plus proches, encore mal connues. La très haute résolution angulaire apportée par l'instrument VINCI et le VLTI permettra bientôt l'étude fine de la pulsation de ces étoiles. Par la mesure simultanée de la vitesse radiale de pulsation et de la variation du diamètre angulaire de l'étoile, il sera possible de calculer directement la distance aux Céphéides les plus proches, et donc d'étalonner la relation période-luminosité. L'enjeu de ce programme : la calibration de cette relation avec une précision de 0,01 magnitude, soit un gain d'un facteur dix par rapport à notre connaissance actuelle.<br /> Au-delà de ce programme fondamental, je décris également les possibilités offertes par VINCI dans le domaine de l'étude des étoiles naines de la séquence principale, notamment de type solaire (avec application au couple d'étoiles Alpha Centauri A et B), et j'aborde brièvement l'étude des exoplanètes.

L'interférométrie optique en astronomie est une technique permettant de sonder les objets observés à une résolution spatiale impossible à atteindre avec un télescope unique. Ce domaine d'instrumentation entre dans une nouvelle phase avec l'arrivée de nouveaux instruments combinant de très grands télescopes sur des bases allant jusqu'à 200m. AMBER (Astronomical Multi BEam Recombiner) est l'instrument recombineur à trois télescopes du VLTI (Very Large Telescope Interferometer) qui apporte à la fois de la résolution spectrale et des capacités d'imagerie sur cette infrastructure à la pointe de la recherche astrophysique. Je présente dans cette thèse mon apport au traitement du signal de l'instrument AMBER afin d'obtenir les observables nécessaires à l'exploitation scientifique des données. J'y présente l'approche dans le plan image qui a été utilisée et validée sur le ciel avec cet instrument, insi que les observables différentielles chromatiques que j'ai développées spécifiquement. Les observables différentielles chromatiques consistent à comparer la mesure de franges enregistrées simultanément entre deux longueurs d'ondes proches. Cela permet de reconstruire une fraction très substancielle de l'information de phase de l'objet, perdue par les estimateurs classiques jusque là utilisés en interférométrie. Je développe aussi le potentiel de ces observables ainsi que leur application pratique sur l'étude de divers objets astrophysiques dont les étoiles à enveloppe et les objets binaires.

L'interférométrie est une technique puissante pour l'étude des étoiles, car elle permet de résoudre leur disque apparent. Je présente dans ce mémoire une application de l'interférométrie à trois types d'étoiles: les Céphéides, les étoiles de la séquence principale et les étoiles en rotation rapide. Les Céphéides sont une célèbre classe d'étoiles supergéantes pulsantes. Elles sont largement utilisées comme étalons de distance, grâce à leurs relations période-luminosité. L'interférométrie permet d'appliquer une version améliorée de la méthode Baade-Wesselink pour mesurer la distance des Céphéides, et ainsi d'étalonner les relations période-luminosité. Même si cette méthode est potentiellement très précise, plusieurs points sont critiques dans son application, en particulier le facteur de projection. Les étoiles de la séquence principale (SP) sont de loin la classe la plus nombreuse de l'Univers, toutes les étoiles passant la majorité de leur existence sous forme de naines. J'ai utilisé l'interférométrie sur une large gamme d'étoiles de la SP, depuis les étoiles de très faible masse (Proxima) jusqu'aux étoiles chaudes. En particulier, j'ai réalisé la première utilisation combinée de contraintes interférométriques et astérosismiques pour la modélisation des étoiles (alpha Centauri, etc...). Dans une troisième partie, je décris nos résultats récents sur les étoiles en rotation rapide. Du fait de l'importante force centrifuge à l'équateur, la photosphère de ces étoiles est déformée. L'interférométrie nous a permis d'observer directement ces déformations sur trois étoiles brillantes en rotation rapide: Altaïr, Achernar et Véga.