Ce travail de thèse se sépare en deux volets. Le premier volet concerne l'étude de l'homogénéité de l'univers, et le second une mesure de l'échelle BAO, qui constitue une règle standard permettant de mesurer l'évolution du taux d'expansion de l'univers. Ces deux analyses reposent sur l'étude de la structuration (ou clustering) des quasars des relevés BOSS et eBOSS, qui couvrent la gamme en redshift 0,9 < z < 2,8. Les mesures des observables caractérisant la structuration de l'univers aux grandes échelles sont très sensibles aux effets systématiques, nous avons donc étudiés ces effets en profondeur. Nous avons mis en évidence que les sélections de cibles quasars BOSS et eBOSS ne sont pas parfaitement homogènes, et corrigé cet effet. Au final, la mesure de la fonction de corrélation des quasars nous a permis de mesurer le biais des quasars sur la gamme en redshift 0,9 < z < 2,8. Nous obtenons la mesure actuelle la plus précise du biais, b = 3,85 ± 0,11 dans la gamme 2,2 < z < 2,8 pour le relevé BOSS, et b = 2,44 ± 0,04 dans la gamme 0,9 < z < 2,2 pour le relevé eBOSS. Le Principe Cosmologique stipule que notre univers est isotrope et homogène à grande échelle. Il s'agit d'un des postulats de base de la cosmologie moderne. En étudiant la structuration à très grande échelle des quasars, nous avons prouvé l'isotropie spatiale de l'univers dans la gamme 0,9 < z < 2,8, indépendamment de toute hypothèse et cosmologie fiducielle. L'isotropie spatiale stipule que l'univers est isotrope dans chaque couche de redshift. En la combinant au principe de Copernic, qui stipule que nous ne nous situons pas à une position particulière dans l'univers, permet de prouver que notre univers est homogène aux grandes échelles. Nous avons effectué une mesure de la dimension de corrélation fractale de l'univers, D₂(r), en utilisant un nouvel estimateur, inspiré de l'estimateur de Landy-Szalay pour la fonction de corrélation. En corrigeant notre estimateur du biais des quasars, nous avons mesuré (3 - D₂(r)) = (6,0 ± 2,1) x 10⁻⁵ entre 250 h⁻¹ Mpc et 1200 h⁻¹ Mpc pour le relevé eBOSS, dans la gamme 0,9 < z < 2,2. Pour le relevé BOSS, nous obtenons (3 - D₂(r)) = (3,9 ± 2,1) x 10⁻⁵, dans la gamme 2,2 < z < 2,8. De plus, nous montrons que le modèle Lambda-CDM décrit très bien la transition d'un régime structuré vers un régime homogène. D’autre part, nous avons mesuré la position du pic BAO dans les fonctions de corrélation des quasars BOSS et eBOSS, détecté à 2,5 sigma dans les deux relevés. Si nous mesurons le paramètre α, qui correspond au rapport entre la position du pic mesuré et la position prédite par une cosmologie fiducielle (en utilisant les paramètres Planck 2013), nous mesurons α = 1,074 pour le relevé BOSS, et α = 1,009 pour le relevé eBOSS. Ces mesures, combinées uniquement à la mesure locale de H₀, nous permettent de contraindre l'espace des paramètres de modèles au-delà du Lambda-CDM. / This work consists in two parts. The first one is a study of cosmic homogeneity, and the second one a measurement of the BAO scale, which provides a standard ruler that allows for a direct measurement of the expansion rate of the universe. These two analyses rely on the study of quasar clustering in the BOSS and eBOSS quasar samples, which cover the redshift range 0.9 < z < 2.8. On large scales, the measurement of statistical observables is very sensitive to systematic effects, so we deeply studied these effects. We found evidences that the target selections of BOSS and eBOSS quasars are not perfectly homogeneous, and we have corrected this effect. The measurement of the quasar correlation function provides the quasar bias in the redshift range 0.9 < z < 2.8. We obtain the most precise measurement of the quasar bias at high redshift, b = 3.85 ± 0.11, in the range 2.2 < z < 2.8 for the BOSS survey, and b = 2.44 ± 0.04 in the range 0.9 < z < 2.2 for the eBOSS survey. The Cosmological Principle states that the universe is homogeneous and isotropic on large scales. It is one of the basic assumptions of modern cosmology. By studying quasar clustering on large scales, we have proved ''spatial isotropy'', i.e. the fact that the universe is isotropic in each redshift bins. This has been done in the range 0.9 < z < 2.8 without any assumption or fiducial cosmology. If we combine spatial isotropy with the Copernican Principle, which states that we do not occupy a peculiar place in the universe, it is proved that the universe is homogeneous on large scales. We provide a measurement of the fractal correlation dimension of the universe, D₂(r), which is 3 for an homogeneous distribution, and we used a new estimator inspired from the Landy-Szalay estimator for the correlation function. If we correct our measurement for quasar bias, we obtain (3 - D₂(r)) = (6.0 ± 2.1) x 10⁻⁵ between 250 h⁻¹ Mpc and 1200 h⁻¹ Mpc for eBOSS, in the range 0.9 < z < 2.2. For BOSS, we obtain (3 - D₂(r)) = (3.9 ± 2.1) x 10⁻⁵, in the range 2.2 < z < 2.8. Moreover, we have shown that the Lambda-CDM model provide a very nice description of the transition from structures to homogeneity. We have also measured the position of the BAO peak in the BOSS and eBOSS quasar correlation functions, which yield a 2,5 sigma detection in both surveys. If we measure the α parameter, which corresponds to the ratio of the measured position of the peak to the predicted position in a fiducial cosmology (here Planck 2013), we measure α = 1.074 for BOSS, and α = 1.009 for eBOSS. These measurements, combined only with the local measurement of H₀, allows for constraints in parameter space for models beyond Lambda-CDM.

La propagation des ondes acoustiques dans le plasma primordial a laissé son empreinte sous la forme d'un pic dans la fonction de corrélation à deux points de la densité de matière. Ce pic d'oscillations acoustiques de baryons (BAO) constitue une échelle standard permettant de déterminer certains paramètres des différents modèles cosmologiques.Dans ce manuscrit de thèse, nous présentons une mise à jour de la mesure de BAO à un redshift z=2.40, à l'aide de la fonction de corrélation croisée entre deux traceurs des fluctuations primordiales de densité de matière: les quasars de SDSS-III (BOSS) et leurs fluctuations d'absorption du flux des forêts Lyman-α. Ces fluctuations tracent la distribution d'hydrogène neutre dans le milieu intergalactique (IGM).Cette étude constitue le premier développement d'un ajustement entièrement physique de la fonction de corrélation croisée; il prend notamment en compte la physique des quasars et la présence d'éléments plus lourds que l'hydrogène dans l'IGM. Nous y présentons également les premières simulations de notre analyse. Celles-ci nous permettent de valider l'ensemble de la procédure de mesure de l'échelle BAO.Cette étude mesure la distance de Hubble et la distance de diamètre angulaire avec respectivement une précision de 2% et 3% (intervalle à 1 σ). Nous combinons nos résultats avec d'autres mesures de BAO à des redshifts plus faibles et trouvons la densité de matière noire et d'énergie noire dans le cadre de deux différents modèles cosmologiques: ΛCDM et oΛCDM. / The acoustic wave propagation in the primordial plasma left its imprint in the two-point correlation function of the matter density field. This baryonic acoustic oscillation (BAO) peak builds up a standard ladder allowing us to infer some parameters of the different cosmological models.In this thesis manuscript we present an update of the BAO measurement at a redshift z=2.40, from the cross-correlation function between two tracers of the primordial matter density fluctuations: quasars of SDSS-III (BOSS) and their Lyman-α-forest absorption fluctuations. These fluctuations trace the neutral hydrogen distribution in the intergalactic medium (IGM).This study gives the first developpment of the full physical fit of the cross-correlation. Among other effects, it takes into account quasar physics and the distribution of IGM elements heavier than hydrogen. We also present the first simulations of our analysis. They allow us to validate the overall data analysis leading to the BAO measurement.This study measures the Hubble distance and the angular diameter distance at the 2%$ and 3%$ precision level respectivelly (1 σ interval). We combine our results with other BAO measurements at lower redshifts and find the dark matter density and dark energy density in the framework of two different cosmological models: ΛCDM et oΛCDM.

Le modèle ΛCDM de la cosmologie repose sur l’existence d’une composante exotique, appelée énergie noire, pour expliquer l’accélération tardive de l’expansion de l’univers à z < 0.7. Des alternatives à cette constante cosmologique proposent de modifier la théorie de la gravitation basée sur la relativité générale aux échelles cosmologiques. Depuis l’automne 2014, le multi-spectrographe SDSS-eBOSS effectue un relevé de quasars dans un domaine en redshift peu exploré entre 0.8 ≤ z ≤ 2.2 dont l’un des objectifs majeurs est d’étendre les contraintes sur la nature de l’énergie noire et de tester la validité de la théorie de la relativité générale à plus haut redshift en utilisant les quasars comme traceurs de la matière.Dans cette thèse, nous mesurons et analysons la fonction de corrélation à deux points de l’échantillon de quasars obtenu après deux ans d'observation de eBOSS pour contraindre les distances cosmiques, à savoir la distance angulaire DA et le taux d'expansion H, ainsi que le taux de croissance des structures fσ8 à un redshift effectif Zeff = 1.52. Nous commençons par construire des catalogues des grandes structures qui prennent en compte la géométrie angulaire et radiale du relevé. Puis pour obtenir des contraintes robustes, nous identifions plusieurs sources d’effets systématiques, en particulier ceux liés à la modélisation et aux observations sont étudiées avec des « mock catalogues » dédiés qui correspondent à des réalisations fictives de l’échantillon de quasars eBOSS. Les paramètres cosmologiques de ces catalogues fictifs étant connus, ils sont utilisés comme référence pour tester notre procédure d’analyse. Les résultats de ce travail sur l’évolution des distances cosmiques sont compatibles avec les prédictions du modèle ΛCDM utilisant les paramètres de Planck et basé sur l’existence d’une constante cosmologique. La mesure du taux de croissance des structures est compatible avec la prédiction de ce modèle basé sur la relativité générale, ce qui étend ainsi la validité de la théorie aux échelles cosmologiques à grand redshift. Nous utilisons également notre mesure pour mettre à jour les contraintes sur les modèles d'extensions à ΛCDM et sur les scénarios de gravité modifiée. Ce travail de thèse constitue une première étude menée avec les données de quasars eBOSS et sera utilisée pour l’analyse de l’échantillon final à la fin 2019 ou l’on attend une amélioration de la précision statistique d’un facteur 2. Associé à BOSS, eBOSS ouvrira la voie pour les futurs programmes d’observation, comme le télescope au sol DESI et le satellite Euclid. Ces deux programmes sonderont intensivement l’époque de l’univers entre 1 < z < 2 en observant plusieurs millions de spectres, ce qui permettra d'améliorer d'un ordre de grandeur au moins les contraintes actuelles sur les paramètres cosmologiques. / The ΛCDM model of cosmology assumes the existence of an exotic component, called dark energy, to explain the late-time acceleration of the expansion of the universe at redshift z < 0.7. Alternative scenarios to this cosmological constant suggest to modify the theory of gravitation based on general relativity at cosmological scales. Since fall 2014, the SDSS-IV eBOSS multi-object spectrograph has undertaken a survey of quasars in the almost unexplored redshift range 0.8 ≤ z ≤ 2.2 with the key science goal to complement the constraints on dark energy and extend the test of general relativity at higher redshifts by using quasars as direct tracers of the matter field.In this thesis work, we measure and analyse the two-point correlation function of the two-year data taking of eBOSS quasar sample to constrain the cosmic distances, i.e. the angular diameter distance DA and the expansion rate H, and the growth rate of structure fσ8 at an effective redshift Zeff = 1.52. First, we build large-scale structure catalogues that account for the angular and radial incompleteness of the survey. Then to obtain robust results, we investigate several potential systematics, in particular modeling and observational systematics are studied using dedicated mock catalogs which are fictional realizations of the data sample. These mocks are created with known cosmological parameters such that they are used as a benchmark to test the analysis pipeline. The results on the evolution of distances are consistent with the predictions for ΛCDM with Planck parameters assuming a cosmological constant. The measurement of the growth of structure is consistent with general relativity and hence extends its validity to higher redshift. We also provide updated constraints on extensions of ΛCDM and models of modified gravity. This study is a first use of eBOSS quasars as tracers of the matter field and will be included in the analysis of the final eBOSS sample at the end of 2019 with an expected improvement on the statistical precision of a factor 2. Together with BOSS, eBOSS will pave the way for future programs such as the ground-based Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI) and the space-based mission Euclid. Both programs will extensively probe the intermediate redshift range 1 < z < 2 with millions of spectra, improving the cosmological constraints by an order of magnitude with respect to current measurements.

Ce travail de thèse se focalise sur l'usage de grands sondages pour extraire de l'information sur la cosmologie. Une photométrie de précision joue un rôle clé dans cette quête à travers la détermination de redshifts photométriques ainsi que la propagation des erreurs dans les résultats cosmologiques ; thème unissant les deux parties de cette thèse. Après une revue de la cosmologie et des mesures favorisant le modèle ΛCDM, ainsi qu'une description du Large Synoptic Survey Telescope (LSST), la première partie de ce travail se porte sur l'étude de la variation des principaux constituants de l'atmosphère sur la photométrie au sol, au niveau du site du LSST à Cerro Pachón, au Chili. Nous utilisons des données récentes sur l'ozone, la vapeur d'eau et les aérosols pour en construire une simulation de longue durée et estimer quantitativement l'influence des gradients spatiaux et temporels de ces constituants sur la procédure de la calibration du LSST. La deuxième partie de ce travail débute par une description théorique de l'effet de lentille gravitationnelle, avec un accent sur le lentillage faible. Après une comparaison des avantages et inconvénients inhérents aux mesures de cisaillement cosmique, nous explorons l'utilisation de l'amplification cosmique conjointement à la séparation tomographique en redshift permise par le LSST afin de contraindre les modèles. Nous trouvons que l'amplification cosmique, bien qu'affectée par le clustering intrinsèque, représente une sonde prometteuse du biais des galaxies et de l'énergie noire, complémentaire au cisaillement cosmique, et qui augmente la robustesse des contraintes cosmologiques provenant des mêmes relevés.

Les supernovas de type Ia (SNIa) sont des objets transitoires, observables pour une durée de quelques mois et dont la luminosité à son maximum équivaut à celle d'une galaxie entière. Une fois standardisées (c'est à dire corrigées de leurs principales variabilités), elles représentent, un excellent indicateur de distance et ont permis de mettre en évidence, en 1998, ce que l'on peut représenter comme une accélération de l’expansion de l'Univers. Cette thèse s’intéresse à trois points qui concerne l’étude de la cosmologie par les SNIa :En premier lieu on s'intéresse à la chaîne de production des données et à la qualité des images pour le Large Synoptic Survey Telescope (LSST), qui couvrira un large éventail de domaines scientifique, y compris l'observation des SNIa. Actuellement en préparation pour LSST (dont les observations commenceront en 2020), cette chaîne de production a été testée en effectuant le traitement d’images provenant d’un relevé antérieur (champ profond du CFHT). Les paramètres de qualité astrométriques et photométriques présentent une dispersion légèrement supérieure à celle requise par le cahier de charges du LSST. En ce qui concerne la photométrie, les sources de cette dispersion restent à être comprises. Pour ce qui est de l'astrométrie, la qualité obtenue sera vraisemblablement suffisante lorsque l'ajustement par astrométrie simultanée sera implémenté.Ensuite, on propose une méthode permettant de corriger l'effet induit par les vitesses propres des SNIa se trouvant dans des amas de galaxies. En effet, ces vitesses propres sont particulièrement importantes du fait des interactions gravitationnelles, et perturbent la mesure du décalage spectral cosmologique lié à l'expansion de l'Univers. On a pris en compte un échantillon de 145 SNIa à faible décalage spectral (0,005 < z < 0,123), observées par la collaboration Nearby SuperNova Factory. Parmi ces SNIa, 11 SNIa ont été associées à des amas de galaxies. Ces corrections de vitesses propres ont ainsi permis de diminuer la dispersion sur le diagramme de Hubble de 0,137+/-0,36 mag à 0,130 +/- 0,38 mag, pour les SNIa appartenant à des amas. Bien que le poids de ces corrections soit relativement modeste, on a montré qu'elles sont statistiquement significatives. Ce type de corrections pourraient être prises en considération dans de futures analyses cosmologiques. Enfin on s'intéresse à la question de la détectabilité de possibles anisotropies de l’expansion de l'Univers avec les données de SNIa. Étant donné que la distribution spatiale des données actuelles est connue pour limiter la détection d’une anisotropie dans les distances mesurées des SNIa, on a établi des simulations permettant de déterminer si un effet dipolaire d'amplitude comparable à la borne supérieure des observations actuelles (AD=10-3) pourrait être détecté avec les observations futures du LSST. Plusieurs scénarios ont été considérés, chacun considérant un nombre de SNIa différent. Chacun de ces scénarios est étudié suivant deux variantes correspondant à deux directions, l'une (polaire) pour laquelle la distribution de données de LSST serait la plus symétrique possible, l'autre suivant une direction perpendiculaire à celle-ci (équatoriale). On montre que pour les simulations comportant 5000 SNIa, un dipôle d’amplitude AD=10-3 serait détecté indépendamment de sa direction. On constate que la distance statistique entre les distributions obtenues pour un dipôle simulé et les simulations sans dipôle augmente à mesure que le nombre de SNIa simulées est grand. On constate aussi que cette distance statistique est plus grande pour les dipôles alignés sur la direction équatoriale que pour ceux suivant la direction polaire. (...) / Type Ia supernovae (SNIa) are transient objects, which remains observable in the optical for a period of a few months, and whose luminosity at its maximum is comparable to that of a whole galaxy. They represent, once standardized (i.e. corrected for their main variabilities), an excellent distance indicator and, in 1998, provided the first evidence for the acceleration of the expansion of the Universe. This thesis investigates three points in the cosmological SNIa pipeline:First, we focused on the data processing and the quality of the images for the Large Synoptic Survey Telescope (LSST), that will provide data for a number of cosmological observables, including the observation of SNIa. In preparation for LSST (which will start operations in 2020), we carried out a similar data processing strategy on images from a previous survey (deep field of CFHT) and compared to the required parameters of LSST. A dispersion slightly higher than that required was obtained. For photometry, although this excess is small, the sources of this dispersion remain to be understood. For astrometry, the obtained quality is likely to be sufficient when simultaneous astrometry fitting will be implemented.In a second moment, we propose a method to correct the effect of peculiar velocities of SNIa inside galaxy clusters. Indeed, these velocities ​​are more important in the clusters of galaxies, because of the gravitational interactions, and the measurement of the cosmological redshift related to the expansion of the Universe. These peculiar velocities were corrected using a sample of 145 SNIa with a low spectral shift (0.005<z<0.123), observed by the Nearby SuperNova Factory collaboration. Among these SNIa, 11 SNIa were associated with clusters of galaxies. These corrections made it possible to reduce the dispersion on the Hubble diagram, from 0.137 +/- 0.36 mag (before corrections) to 0.130 +/- 0.38 mag (after corrections), for SNIa belonging to clusters. Although the weight of these corrections is relatively modest, they have been shown to be statistically significant. Such corrections could be taken in account in future cosmological analysis. Finally, we focused on the question of the detectability of potential anisotropies in the expansion of the Universe with SNIa data. Since the spatial distribution of current data is known to limit our capability to detect anisotropies in the SNIa measured distances, simulations were made to determine whether a dipole effect of amplitude comparable to the upper bound of current observations (AD = 10-3) could be detected with future observations of the LSST. Several scenarios were considered, each taking into account a different number of SN. Each of these scenarios is studied according to two variants corresponding to two directions, one (polar) for which the distribution of data of LSST would be as symmetrical as possible, the other in a direction perpendicular to this one (equatorial). It is shown that for simulations with 5000 SNIa, an amplitude dipole AD = 10-3 would be detected independently of its direction. It can be seen that the statistical distance between the distributions obtained for a simulated dipole and the simulations without dipole increases as the number of simulated SNIa is large. We also note that this statistical distance is greater for the scenarios considering the equatorial direction than for the ones following the polar direction.All of the effects mentioned above will have a potential impact future cosmological results. How much these effects will affect our understanding of the complete cosmological model is still an open question, but the results we found in this thesis highlight the importance of further scrutinizing such systematics, whether at the level of the quality of images, systematic environmental effects such as the peculiar velocities ​​of the SNIa or of the cosmology model itself such as for the question of a potentially anisotropic universe.

Il y a presque dix ans que l'accélération de l'expansion de l'Univers a été mise en évidence grâce aux observations des supernovae de type Ia et du fonds diffus cosmologique. Cette découverte a changé notre compréhension du contenu énergétique de l'Univers puisque pour expliquer une telle accélération, une composante supplémentaire de matière (effective ou non) est nécessaire et contribue à hauteur de 70%. Cette dernière est appelé «énergie noire». Elle affecte aussi bien les mesures de distance, que la croissance des sur-densités de matières primordiales qui donnent naissance aux structures. Les principales sondes sensibles à ces deux dernières quantités sont les supernovae de type Ia, les amas de galaxies, les lentilles gravitationnelles, et les oscillations acoustiques des baryons (BAO). Afin de contraindre précisément les modèles théoriques (Constante Cosmologique, modification de la théorie de la relativité générale par exemple) qui tentent de déterminer la nature de l'énergie noire, l'observation de chacune de ces quatre sondes est indispensable. Le niveau de précision sur la mesure des paramètres des modèles d'énergie noire requis est tel qu'une nouvelle génération d'instruments va voir le jour dans les années à venir avec notamment le télescope LSST (Large Synoptic Survey Telescope). Le télescope LSST dont le miroir primaire fait 8.4 mètres de diamètre, produira un sondage couvrant la moitié du ciel observable dans 6 bandes photométriques pendant 10 ans. Sa caméra sera la plus grosse caméra jamais construite dans le monde avec un plan focal de 3.2 milliards de pixels. Cette thèse présente à la fois un aspect expérimental et phénoménologique. Le travail présenté porte tout d'abord sur l'élaboration du banc d'étalonnage de la caméra de LSST, et des premières mesures optiques validant le schéma de principe du banc. Nous présenterons ensuite la simulation des BAO dédiée à LSST tentant de prédire à quelle précision les paramètres d'énergie noire pourront être contraint. L'accent est mis sur la production d'un catalogue photométrique de galaxies simulé ainsi que sur une méthode de calcul des redshifts photométriques. La validation de la méthode grâce à des données spectro-photométriques du CFHTLS est également présentée. / More than ten years ago, the accelerated expansion of the Universe was discovered, by type Ia supernovae, and then confirmed by other probes. This discovery has changed our understanding of the energetic content of the Universe. Indeed, in order to explain such an acceleration, a new component has to be introduced and it must contribute to 70% of the total energy density. This component, the so called Dark Energy, affects both cosmological distances and the growth of structures from which galaxies originates. The main cosmological probes of dark energy are the type Ia supernovae, the galaxy cluster count, the weak gravitational lensing and the baryon acoustic oscillations (BAO). In order to precisely constrain theoretical models, such as the cosmological constant, a modify gravity or a new scalar field, joint observations of all four probes are very efficient. The required accuracy on cosmological measurements is so high that a new generation of instruments is growing, among which the Large Synoptic Survey Telescope (LSST). The telescope, with a primary mirror of 8.4 m diameter, will cover half of the optical sky in six photometric bandpasses. Its camera will be the world biggest camera ever constructed with a focal plane array composed of 3.2 Gpixels. This thesis treats both the experimental and phenomenological aspects. Firstly, the work presented here consists in the development of the LSST camera calibration optical bench. We have designed a system allowing an efficient commissioning of the camera before its installation on the telescope, and a precise calibration of the focal plane. Preliminary measurements validating the design of the bench will be presented. Secondly, a detailed Baryon Acoustic Oscillations simulation dedicated to LSST will be introduced. Its main goal is to predict the level of precision on the dark energy equation of state parameter reconstruction that will be reached with LSST. We will stress on the production of a mock photometric galaxy catalog and on the photometric redshifts computation. A validation of the method on real spectro-photometric from CFHTLS will also be shown.

Plusieurs étapes furent nécessaires à la construction du modèle standard de la cosmologie, de la vision de notre Univers, de la représentation de l'infiniment grand. De l'année 1915 avec l'élaboration de la relativité générale aux différentes observations de l'Univers, celles-ci ont permis d'imaginer un univers en expansion décélérée. Cependant, en 1998, deux équipes américaines mirent en lumière son accélération. Ce fait fût largement confirmé depuis lors. Ce pose alors une question simple, quelle en est la raison ? Pour cela de très nombreux modèles d'énergie noire furent élaborés. J'aborde ainsi dans cette thèse deux grands modèles. D'une part les théories scalaire-tenseur où l'on a pu construire différentes contraintes sur la viabilité du modèle; et d'autres part les théories dites f(R), où une modification de l'action par des termes géométriques entraîne une accélération de l'univers. La construction dans ces modèles de la fonction m(r) nous a permis par une méthode simple et élégante de rendre compte de l'évolution cosmologique de l'univers décrit par de tels lagrangiens. Ainsi de nombreux modèles jusqu'alors étudié furent rejeté, car ils ne possèdent pas de phase de matière. Enfin nous avons étudié la croissance des perturbations. En effet les perturbations à l'origine des grandes structures vont croitre différemment selon les modèles, selon l'Univers considéré. Nous avons ainsi mis en évidence une importante distinction entre les modèles d'énergie noire en relativité générale et les théories scalaire-tenseur. Des observations plus précises permettront alors de distinguer les théories de gravitation modifiée et les modèles d'énergie noire en relativité générale.

Les amas-lentilles dans lesquels plusieurs systèmes d'images multiples de galaxies d'arrière-plan sont présents peuvent être utilisés pour contraindre les paramètres cosmologiques. En effet, la modélisation du potentiel gravitationnel de l'amas de galaxies est alors suffisamment précise pour pouvoir accéder à des contraintes sur les distances entre sources et images. Or ces distances dépendent directement de la géométrie de l'Univers, qui est fixée par les paramètres cosmologiques (c'est-à-dire la densité de matière de l'Univers, la constante cosmologique et plus généralement l'énergie noire). Cette méthode requiert des modèles paramétriques précis de potentiels gravitationnels. Un formalisme général de profils pseudo elliptiques a donc été développé, donnant les expressions analytiques des grandeurs utilisées dans le phénomène de lentille gravitationnelle. Une première approche a été effectuée avec une étude semi-analytique des erreurs, afin d'estimer les ordres de grandeur des précisions attendues, en fonction de contraintes observationnelles réalistes. Ce travail préliminaire s'est poursuivi par des simulations numériques de lentilles gravitationnelles typiques. Cette étape a permis de préciser la méthode d'optimisation du potentiel et la dégénérescence attendue entre les paramètres cosmologiques. Ce processus a ensuite été appliqué aux amas de galaxies A2218 et AC114. La géométrie de l'Univers qu'on en déduit rentre dans le cadre du paradigme actuel (issu principalement des contraintes données par l'étude des anisotropies du fond diffus cosmologique et celle des supernovae distantes de type Ia prises comme chandelles standard). Les dégénérescences obtenues peuvent être en partie brisées en combinant ces résultats avec ceux issus de tests cosmologiques indépendants. Enfin, le processus d'optimisation du potentiel permet en outre de donner une description fine de la distribution de masse de ces deux amas. Leur profil de densité centrale est en particulier plat. Le test cosmologique présenté dans cette thèse nécessite la connaissance précise du décalage spectral des sources de chaque système d'images. Un programme d'observations spectroscopiques d'arcs gravitationnels dans l'amas de galaxies A1689 -- qui est un excellent candidat pour le test proposé -- effectué sur le VLT a ainsi été conduit.

Les amas de galaxies sont les objets les plus massifs de l'Univers. Leur population étant directement liée au taux de croissance des perturbations de matière, l'évolution de leur abondance dans le temps permet de poser des contraintes sur l'évolution de l'Univers. La découverte d'un rayonnement X dans ces objets a permis de mettre en évidence les propriétés du gaz intra-amas ainsi que les différents processus responsable de l'émission X. Grâce à la capacité de spectro-imagerie haute résolution des instruments de dernière génération comme XMM-Newton ou Chandra, les observations ont permis de mieux comprendre l'évolution des amas de galaxies et d'utiliser leur abondance comme un test cosmologique. L'étude statistique optimale de cette population nécessite une bonne détermination de la masse des amas. Cette quantité n'étant cependant pas mesurable directement, des méthodes indirectes ont été développées notamment en utilisant des relations d'échelle ce qui permet de relier la masse aux propriétés du gaz intra-amas. Cependant la physique de ce gaz peut engendrer des biais dans la détermination de la masse qui se répercutent sur la détermination des paramètres cosmologiques. Cette thèse présente une étude du gaz intra-amas à travers la relation d'échelle masse-température à partir des contraintes obtenues grâce à différentes sondes cosmologiques ainsi que la distribution en température des amas X. Avec la publication des futurs résultats des expériences Planck, South Pole Telescope ou bien Atacama Cosmology Telescope, une prédiction de la population des amas observés par effet Sunyaev-Zel'dovich est détaillée en prenant en compte les propriétés X du gaz intra-amas de façon auto-consistante. Enfin, une étude qualitative du spectre de puissance des anisotropies secondaires du CMB induites par l'effet SZ est proposée afin de montrer les différences observées dans le spectre en prenant en comptes les propriétés du gaz des amas.

Etudes phénoménologiques des modèles et théories au-delà du Modèle Standard auprès de collisionneurs actuels et futurs.<br /><br />Etude de l'énergie noire et de l'extraction des paramètres cosmologiques à partir de différentes sondes cosmiques.