Le premier article d'astronomie mentionnant l'imagerie probabiliste a été écrit par Bates [24] en 1982. On y trouve un court paragraphe décrivant la densité de probabilité du second ordre comme un outil d'imagerie possible en complément des techniques existantes (Shift-and-Add, Knox et Thompson, bispectre). A l'époque où avait été écrit cet article les densités de probabilités de champs de speckles étaient déjà utilisées pour décrire les phénomènes de diffraction de lumière laser à travers un milieu inhomogène. La première description théorique de ces figures d'interférences compliquées a été établie par Von Laue en 1916 [76]. L'invention des lasers dans les années 1960 a permis d'utiliser les speckles pour étudier les milieux de manière un peu analogue à ce qui se fait par la diffraction de rayons X. D'excellentes présentations du phénomêne speckle et de ses applications ont été écrites par Dainty [33] et Goodman [32, 42].
En astronomie le problème est un peu similaire à ceci près qu'on s'intéresse à la source du rayonnement et non au milieu diffuseur qui est l'atmosphère terrestre. Claude Aime proposa l'utilisation des densités de probabilités du second ordre pour imager des systèmes d'étoiles [3, 4, 6]. Dans une communication de 1987 [5], il montra que l'imagerie probabiliste était plus générale que les méthodes basées sur le calcul des moments (Labeyrie, Knox et Thompson, Weigelt). L'expression de la densité de probabilité au second ordre est établie pour une étoile double établie et montre un graphe présentant une forte asymétrie se traduisant par la présence d'une ligne radiale dont la direction est fonction du rapport de magnitude entre les étoiles du couple. Ceci reste vrai à très faible flux en comptage de photons ; les densités de probabilités sont affectées par la statistique des photons et subissent une transformation dite de Poisson [59]. Aime montra aussi que lorsque le nombre de speckles devenait grand (donc pour un grand télescope) la statistique des images était en bon accord avec le modèle gaussien utilisé en optique cohérente.
En 1989 les premiers résultats de l'imagerie probabiliste sont obtenus sur des données astrophysiques. L'étoile 
Aqr observée en infrarouge par Christian Perrier avec le télescope de 3m60 de l'ESO est soumise à cette analyse : la densité de probabilité du second ordre est reproduite en figure 
avec celle de l'étoile de référence. On voit sur la figure de l'étoile double une direction privilégiée correspondant à un rapport d'intensité de 1.4 entre les deux étoiles. Ces résultats ont fait l'objet d'une publication en 1990 [7]. Le dépouillement des données de Perrier se poursuit encore ; on essaye maintenant de soustraire le bruit toujours très gênant en infrarouge. Le bruit est additif et se traduit par une convolution des densités de probabilité du signal et du bruit. La déconvolution des densités de probabilité de Aqr par la méthode de Richardson-Lucy a fait l'objet d'un article récemment soumis pour publication [67].
Figure: Densités de probabilités d'ordre deux obtenues sur des observations infrarouges de l'étoile double Aqr. A gauche, la d.d.p. de l'étoile de référence, à droite celle de l'étoile double dont la dissymétrie saute aux yeux.
A mon arrivée au laboratoire en 1990, je me suis occupé de la détection en comptage de photons et des divers problèmes que cela pouvait engendrer sur l'imagerie. Au moyen de simulations et par une approche théorique nous avons étudié les différents biais dus à la statistique des photons et aux capteurs (clipping et trou du centreur) d'une manière totalement différente de l'approche de Goodman et Belsher [34]. Nous avons pu montrer que le processus d'imagerie restait possible, quoique difficile, même quand la détection des photons se fait en ÁÁtout ou rien'' (le clipping) [8, 11, 13, 17, 18]. L'article [13] vient tout juste d'être accepté par la revue J. Opt. Soc. Am. A.
Parallèlement Claude Aime a élaboré un modèle théorique de la fonction caractéristique (transformée de Fourier de la densité de probabilité) d'une structure de speckles d'un objet étendu dans le cas gaussien [9]. Une nouvelle formulation a été publiée récemment qui ne fait plus d'hypothèse sur la statistique des speckles. On établit simplement une relation entre les fonctions caractéristiques d'un objet étendu et de sa réponse impulsionnelle (facile à estimer sur une étoile de référence). Le processus d'imagerie consistera simplement en l'ajustement aux observations du modèle ; il sera décrit au paragaphe .
Une présentation globale de nos travaux a fait l'objet d'une communication au colloque de Garching en Octobre 1991 [12]. Une copie du poster présenté à cette occasion se trouve dans l'annexe 2.