Les lentilles gravitationnelles fortes sont des sondes importantes pour étudier la cosmologie, et l’univers extragalactique, mais la modélisation des lentilles gravitationnelles est un problème inverse complexe. Dans une première partie nous étudions une nouvelle méthode d’inversion des arcs gravitationnels pour déduire les caractéristiques physiques des objets physiques. Habituellement, dans la modélisation de lentilles gravitationnelles, la lentille d’avant-plan est décrite par un modèle paramétrique, alors que la source d’arrière-plan n’est modélisée que par sa position et son flux. Dans ce travail, Nous améliorons l’approche paramétrique existante en modélisant en même temps la lentille et la source par des modèles paramétriques. Nous utilisons un modèle d’ellipsoïde isotherme non singulière (NIE en anglais) pour décrire les lentilles et un modèle de Sérsic pour la source. Notre méthode est d’abord vérifiée sur simulations. Elle donne des résultats rigoureux sur des arcs simulés. Nous appliquons ensuite notre méthode à des données réelles a` haut rapport signal-à-bruit: un sous-ensemble du Strong Lensing Legacy Survey (SL2S) et du Sloan Lensing ACS Survey (SLACS). Nous présentons ici les caractéristiques physiques des lentilles et sources que nous avons obtenus avec notre méthode d’inversion. A partir de ces objets, nous étudions la distribution de la matière noire aux échelles des halos de galaxies et la morphologie des sources à redshift élevé. Nous trouvons que la fraction de matière sombre à l’intérieur du rayon Einstein est de 20%±8. Nous pouvons également contraindre pour la première fois la fraction de masse présente dans le coeur des lentilles mesurées de l’ordre de 5%±2. Dans une deuxième partie, nous étudions les caractéristiques optiques de télescopes hors-axes en vue de leur application pour des projets spatiaux demandant une qualité d’image a` très haute résolution sur de grands champs (par exemple la mesure d’effets de lentille faible). Les télescopes présentant une pupille non-obstruée (optique hors- axe) sont connus pour fournir des fonctions d’étalement ponctuelles (PSF de l’anglais Point spread function) piquées et ”propres” dans leur plan focal, contrairement aux télescopes traditionnels présentant une obstruction de leur pupille (par exemple les types Cassegrain, Ritchey-Chrétien). Les progrès récents dans la fabrication et l’assemblage de surfaces asphériques favorise télescopes non-obstrués sur les télescopes obstruées, au moins en théorie. Dans ce travail, nous comparons quantitativement la qualité d’image de deux designs optique a` trois miroirs (en anglais Three Mirror Anastigmat TMA), un design non-obstrué et un design obstrué. Les deux modèles ont le même miroir primaire, la même longueur focale, le même champ de vue et les mêmes détecteurs. Nous construisons des simulations réalistes de galaxies pour tester la performance des deux designs. Nous démontrons que les deux les designs peuvent mesurer les caractéristiques morphologiques observables en jeu dans les effets de lentille faible avec la même précision. Dans le cas du design obstrué cette performance est atteinte uniquement si la PSF est reconstruite à moins de 12 minutes d’arc de la galaxie mesurée. Dans le cas du design non-obstrué, cette précision optimale est atteinte même si la PSF est reconstruite à plus de 50 minutes d’arc de la galaxie mesurée. Finalement, nous discutons les avantages et inconvénients des designs respectifs.