Les galaxies sont des phares dans l'Univers qui nous permettent de comprendre l'évolution de la répartition dans l'Univers de la matière sous toutes ses formes. L'étude de ces galaxies à différentes époques permet de comprendre comment elles s'organisent à grande échelle (supérieures à la distance inter-galaxies) mais aussi comment elles se forment, et forment leurs étoiles.À notre époque cosmologique, les galaxies dans les environnements les plus denses (amas, groupes) présentent des propriétés bien différentes des galaxies dans les environnements moins denses. Cette bimodalité entre 1) des galaxies elliptiques, massives, vieilles et formant peu d'étoiles dans les environnements denses d'une part, et 2) des galaxies spirales, plus jeunes et en phase de formation stellaire intenses dans les environnements moins denses d'autre part, traduit des mécanismes d'évolution et de formation différents.L'étude des galaxies dans les amas révèle des indices "fossiles" sur une époque de dernière phase significative de formation stellaire à un redshift z~2, et pointe vers un épisode de formation stellaire synchrone dans les galaxies de l'amas, et dans de colossales proportions (~500 Masses solaires par an, à mettre en regard avec les taux de formation stellaire moyens observés dans l'Univers local de l'ordre de ~1-10 Masses solaires par an). Mais cette phase manque toujours d'une conclusion observationnelle directe, même si de récentes observations vont dans ce sens.Une voie possible pour la recherche des ces objets est de chercher à détecter leur émission dans l'infrarouge lointain, qui trace directement la formation stellaire. C'est ce qui a été réalisé à l'aide du satellite Planck. Des données Planck/HFI, une équipe en collaboration avec la notre a extrait 2151 candidats amas en phase de formation stellaire intense. Un suivi sur 228 candidats a été réalisé avec le télescope spatial Herschel/SPIRE, et a révélé des surdensités de sources rouges, compatible avec une distribution en redshift autour de z~2, et des taux de formation stellaire de l'ordre de 700 masses solaires par an.Pour mieux contraindre le redshift de ces candidats, et étudier leur contenu en étoiles, un autre suivi sur 80 candidats a été réalisé à l'aide de l'instrument IRAC sur le télescope spatial Spitzer. Mon travail porte principalement sur le traitement et l'analyse de ces données.Les longueurs d'onde de l'instrument IRAC (3.6 et 4.5 microns) sont en effet parfaitement adaptées pour détecter un pic caractéristique d'émission des populations stellaires, permettant une estimation du redshift et de la masse stellaire.Mon travail a révélé des surdensités de sources IRAC rouges (z>1.3) aux positions des sources SPIRE rouges (z~2, SFR~700Msol.an), compatibles avec des amas ou proto-amas en formation stellaire intense. Des estimations de redshifts photométriques et de masse stellaire montrent que ces objets sont compatibles avec les progéniteurs des amas locaux.Ces candidats nécessitent cependant une confirmation, notamment à l'aide de l'obtention de redshifts spectroscopiques. Ce travail a déjà commencé, et deux candidat ont déjà été confirmés à des redshifts de 2.15 et 2.36 à l'aide du 30m/IRAM. Des données obtenues avec les interféromètres ALMA et NOEMA ont révélé que l'émission SPIRE était dans certains cas originaires de plusieurs galaxies.Ces premiers résultats sont encourageants, mais une étude à d'autres longueurs d'onde (proche infrarouge) est aussi nécessaire pour mieux contraindre le contenu en masse de nos objets, ainsi que leur histoire de formation stellaire. Les données sont en parties déjà disponibles, et leur analyse a déjà commencé. / Galaxies are beacons in the Universe that allow us to understand the evolution of the distribution matter in all its forms. The study of galaxies at different epochs helps to understand how they organize at large scales (greater than inter-galaxies distance) but also how they formed, and formed their stars.At our cosmic epoch, galaxies that reside in the densest environments (clusters, groups) have very different properties compared to galaxies residing in less dense environments. This bimodality between 1) elliptical galaxies, massive, old and forming little stars in dense environments on the one hand, and 2) of spiral galaxies, younger and experimenting intense star formation in less dense environments indicates different evolutionary mechanisms and formation mechanisms.The study of galaxies in clusters reveals that they probably experimented intense star formation at redshifts z ~ 2, and points to a synchronous episode of star formation in the galaxies in the cluster, and of colossal proportions (~ 500 solar masses per year, to be compared with the average rate of star formation observed in the local Universe in the order of ~ 1-10 solar masses per year). But this phase still lack a direct observational conclusion, although recent observations in this direction.One possible way to search for these objects is to try to detect their emission in the far infrared, which traces directly star formation. This is what has been achieved with the Planck satellite. From Planck / HFI data, a team in collaboration with us extracted 2151 cluster candidates experimenting an intense star formation phase. A follow-up of 228 candidates was made with the space telescope Herschel / SPIRE, and revealed overdensities of red sources, compatible with a redshift distribution peaking around z ~ 2, and star formation rates of approximately 700 masses solar year.To better constrain the redshift of these candidates, study their contents in terms of stars, another follow-up on 80 candidates was conducted using the IRAC instrument on the Spitzer Space Telescope. My work focuses on the analysis and interpretation of such data.The wavelengths of the IRAC instrument (3.6 and 4.5 microns) are indeed tailored to detect a characteristic peak emission of stellar populations, to estimate the redshift and the stellar mass.My work revealed overdensities of red IRAC sources (z> 1.3) at the positions of the red SPIRE sources (z ~ 2 ~ 700Msol.an SFR), compatible with clusters or proto-clusters in an intense star formation phase. Estimates of photometric redshifts and stellar mass show that these objects are compatible with the progenitors of local clusters.These candidates, however, require confirmation, especially with obtaining spectroscopic redshifts. This work has already begun, and two candidates have already been confirmed at redshifts of 2.15 and 2.36 using the 30m / IRAM. Data obtained with the ALMA interferometer and NOEMA revealed that the SPIRE emission originates in some cases from several galaxies.These initial results are encouraging, but a study at other wavelengths (near infrared) is also needed to better constrain the content of our mass objects, and their star formation history. The data is already available on part of the smple, and analysis has begun.

Ce mémoire résume quelques concepts importants en cosmologie et présente l étude faite par l'auteur sur l'origine de la lumière intra-amas. Pour la réalisation de ce projet, l'auteur a tout d'abord recherché dans la littérature les paramètres à utiliser pour des simulations en langage FORTRAN dont les algorithmes de base sont, dans la première partie du projet, particule-particule et, dans la seconde, particule-particulejparticule-maille. L'auteur a également modifié des codes IDL et UNIX. Enfin, le projet nécessita des centaines de simulations d 'amas isolés dont les résultats ont été analysés en collaboration avec les membres du groupe de recherche et soumis pour publication (Barai, Brito & Martel 2009). Les résultats principaux des simulations décrites dans ce document sont: 1) la destruction des galaxies naines par des fusions domine sur la destruction par des marées, et 2) la destruction des galaxies par des marées est suffisante pour expliquer la lumière intra-amas observée. Finalement, les résultats d 'amas isolés ont été généralisés à une région significative de l'Univers. Ainsi, l'auteur a contribué à la mise en oeuvre d'une simulation particule-particulejparticule-maille et à l'analyse commune des résultats obtenus à ce jour. Les résultats reproduisent la fonction de luminosité de Schechter, et suggèrent que l'approche utilisée est valide et que les résultats sont robustes.

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Le modèle ΛCDM permet de décrire avec une grande précision la plupart des présentes observations cosmologiques. Cependant, l'un de ses paramètres, σ 8, mesurant l'amplitude de fluctuations de la matière, présente une discordance entre sa valeur contrainte par le spectre de puissance angulaire du CMB de la mission Planck, les Cls, et celle déterminée à partir des amas SZ dans l'univers proche. Dans le présent travail on explore divers extensions du modèle ΛCDM comme origines possibles de cette anomalie. Pour tester les effets de ces extensions, nous avons effectué une analyse Monte Carlo on l'on compare les contraintes sur σ 8 à partir de ΛCDM avec celles résultantes de ces extensions, et ceci en utilisant principalement le spectre de puissance CMB seul ou combiné avec des comptages d'amas. Ces derniers sont basés sur différentes relations masse observables et couvrent différents redshift : des amas de rayons X dans l'univers local, des amas de la mission SZ Planck dans l'univers proche ou une estimation des amas détectés par leur richesse photométrique à partir du la future mission Euclid. Du fait qu'une mauvaise détermination de l'étalonnage de la masse des amas pourrait également être la raison de cette divergence, notre approche consistait, lorsqu'on combinait les deux sondes issues des amas et du CMB, à laisser le facteur d'étalonnage libre afin qu'il soit contraint comme les autres paramètres cosmologiques par les deux données. Dans le cas d'introduction de trois neutrinos massifs dégénérés, nous avons trouvé qu'ils n'ont aucun effet significatif sur la correction de l'écart entre les contraintes issues de comptage CMB et ceux issues des Xray ou SZ cluster. Nous avons ensuite permis à l'indice de croissance ƴ de varier. Nous trouvons une corrélation entre ƴ et le paramètre de calibration masse-observable des amas détectés par rayons X qui n'est pas affecté par la présence ou non des neutrinos massifs. [...] / The ΛCDM model has proved successful in describing to a high precision most of nowadays cosmological observations. However, one of its parameters, σ 8, measuring the present matter amplitude fluctuations, constrained from CMB angular power spectrum, the Cls, was found by the Planck mission, in significant tension with value constrained by SZ galaxy cluster counts in the near universe. In the present work we investigate extensions to ΛCDM model as possible origins behind this discrepancy. To test these extensions, we performed a Monte Carlo analysis to compare constraints on σ 8 in ΛCDM with constraints under these extensions, using mainly CMB Cls combined with cluster counts sample. The later were based on different mass observables relations and covered different redshift ranges: X-ray cluster in the local universe, SZ Planck mission clusters from the near universe or photometric richness estimated detected clusters from future high redshift upcoming Euclid alike mission. Because an improper determination of the calibration of cluster mass function could also be behind this discrepancy, our approach was, when combined with CMB, to leave the calibration factor free to vary and be constrained by data. Introducing three degenerate massive neutrinos, we found that they have no significant effect on fixing the discrepancy between CMB and Xray or SZ cluster counts. We then allowed the growth index ƴ to vary. We find a correlation in the confidence space between ƴ and the X-ray mass observable factor not affected by the presence of massive neutrinos, indicating that a modifying gravity is favored over massive neutrinos as a way to alleviate the tension. However, when a SZ cluster sample covering a larger redshift range was used, we found that the correlation between ƴ and the calibration factor, is constrained by the evolution of the growth through redshift and limited to a region where it cannot fix the discrepancy. [...]

Les variations multidécennales et saisonnières de la Mousson Ouest-Africaine (MOA) au cours des deux derniers millénaires dans la région sahélienne sont peu documentées en raison du manque d'archives paléoclimatiques. Pour cela, on se propose dans ce travail de thèse d'explorer une nouvelle archive paléoclimatique basée sur l'étude sclérochronologique des coquilles du mollusque bivalve Anadara senilis dans des amas coquilliers fossiles afin de reconstituer les variations hydrologiques multidécennales et saisonnières dans le Delta du Saloum au Sénégal de 460 à 1090 A.D. L'hydrologie de cet estuaire hypersalin est très sensible aux variations de la MOA. Les variations hydrologiques passées sont reconstituées à travers des analyses isotopiques (δ18O, δ13C) des coquilles modernes et des coquilles fossiles dans le delta. Le signal isotopique saisonnier de ces coquilles retrace fidèlement les variations hydrologiques liées au régime de la mousson. Nos résultats montrent que ces variations isotopiques, associées aux stries de croissance dont la périodicité est connue, permettent de reconstituer les durées des saisons avec une précision de 25 jours, une précision jamais atteinte dans les études paléoclimatiques antérieures dans la région sahélienne. Les variations hydrologiques multidécennales sont reconstituées à travers la composition isotopique des coquilles fossiles prélevées dans un amas coquillier massif (Dioron Boumak) dont le taux d'accumulation est très important. Les coquilles fossiles prélevées dans cet amas présentent des valeurs isotopiques moyennes en δ18O plus négatives de 1.4 ‰ par rapport à leurs analogues modernes. Ceci est une indication que les conditions hydrologiques étaient plus douces qu'aujourd'hui dans le Saloum qui n'était pas hypersalin à cette époque. Le bilan Précipitation-Evaporation était par conséquent plus positif en réponse à des pluies plus intenses et/ou plus étalées dans le temps de 460 à 1090 A.D. Il semblerait que les pluies hivernales et printanières, caractéristiques de la frange littorale sénégalo-mauritanienne, plutôt rares et insignifiantes de nos jours se produisaient plus fréquemment pendant cette période. La jonction entre ces pluies et les pluies de mousson aurait favorisé l'établissement de saisons des pluies beaucoup plus longues (~5 mois environ au lieu de 3 aujourd'hui) et une augmentation du bilan Précipitation-Evaporation. Cette étude met en lumière le potentiel considérable d'A. senilis comme archive paléoclimatique à haute résolution de la variabilité des précipitation dans la région sénégalaise. Elle montre également l'importance de la saisonnalité des précipitations dans les cycles hydrologiques passés dans cette région qui doit être prise en compte dans les études paléoclimatiques futures. / The multidecadal and seasonal variations of the West African Monsoon (WAM) in the last two millennia remain poorly documented in the Sahel region because paleoclimate archives are lacking. For this, we propose in this PhD thesis a sclerochronological study of the mollusk bivalve Anadara senilis from massive shell middens to reconstruct multidecadal and seasonal variations of hydrological conditions in the Saloum Delta (Senegal) between AD 460 and 1090. Hydrological conditions in this hypersaline estuary are highly sensitive to the WAM variations.Past hydrological variations are reconstructed by using isotopic composition (δ18O, δ13C) of modern and fossil shells in this Delta. The shells' seasonal isotopic signals reflect faithfully hydrological variations, linked to monsoonal regime. Our results show that the variations of these seasonal isotopic signals, associated to shell growth patterns with known periodicities allow the reconstruction of season durations with a precision of 25 days, a precision that has never been achieved in paleoclimate studies in the Sahel region.Multidecadal variations of hydrological conditions are reconstructed by using isotopic composition of fossil shells collected in the massive shell middens (Dioron Boumak), characterized by high accumulation rate. The averaged δ18O value of fossil shells was more negative by 1.4‰ compared to modern shells' isotopic signature. This result indicates fresher mean conditions in the Saloum Delta that was likely not hypersaline as it is today. The precipitation-evaporation budget was thus more positive in response to a more intense and/or longer rainfall season during from AD 460 to 1090. We propose that winter and early spring rainfall events, which are observed very occasionally today, were occurring frequently during this period. These rains restricted to the western Sahelian coast and followed by the monsoon would have increased the total duration of the rainy season (~ 5 months instead of 3 months today) and substantially increased the annual precipitation-evaporation budget.This study shed light on the high potential of A. senilis as a high resolution paleoclimate archive of rainfall variability in the Sahel region. It shows also the importance of rainfall seasonality in past hydrological cycles that should be taken into account in the future paleoclimate studies.

Durant l'irradiation en pile, la microstructure de l'UO2 évolue et provoque une dégradation du matériau et une dérive de ses propriétés d'usage. Les modèles cinétiques utilisés pour décrire cette évolution tels que la Dynamique d'Amas (code CRESCENDO) traitent les éléments micro-structuraux principaux que sont les cavités et les boucles de dislocation interstitielles, et présentent une description relativement grossière de la thermodynamique des boucles. Pour répondre à cette insuffisance, ce travail de thèse a conduit à l'élaboration d'un modèle thermodynamique de boucles de dislocation interstitielles sur la base de calculs en potentiels empiriques.Le modèle tient compte de deux types de boucles de dislocation interstitielles occupant différents domaines de tailles:Type 1:Les boucles apparentées aux partielles de Frank des matériaux C.F.C. stables aux petites tailles.Type 2: Les boucles parfaites de vecteur de Burgers (a/2)(110) stables aux grandes tailles.L'expression analytique utilisée pour décrire les boucles de dislocation interstitielles est la formule générale d'énergie élastique des boucles de dislocation circulaires à laquelle des paramètres ont été ajoutés afin de tenir compte de l'énergie de cœur dont les effets sont importants aux petites tailles. Les paramètres ont été déterminés par les calculs en potentiels empiriques des énergies de formation des boucles de dislocation prismatiques orthogonales. L'effet de la réorientation des plans d'habitat boucles de dislocation parfaites est pris en compte par interpolation. La typologie des boucles proposées par le modèle est ainsi compatible avec les observations MET. / During irradiation in reactor, the microstructure of UO2 changes and deteriorates, causing modifications of its physical and mechanical properties. The kinetic models used to describe these changes such as cluster dynamics (CRESCENDO calculation code) consider the main microstructural elements that are cavities and interstitial dislocation loops, and provide a rather rough description of the loop thermodynamics. In order to tackle this issue, this work has led to the development of a thermodynamic model of interstitial dislocation loops based on empirical potential calculations.The model considers two types of interstitial dislocation loops on two different size domains:Type 1: Dislocation loops similar to Frank partials in F.C.C. materials which are stable in the smaller size domain.Type 2: Perfect dislocation loops of Burgers vector (a/2)(110) stable in the larger size domain.The analytical formula used to compute the interstitial dislocation loop formation energies is the one for circular loops which has been modified in order to take into account the effects of the dislocation core, which are significant at smaller sizes. The parameters have been determined by empirical potential calculations of the formation energies of prismatic pure edge dislocation loops. The effect of the habit plane reorientation on the formation energies of perfect dislocation loops has been taken into account by a simple interpolation method. All the different types of loops seen during TEM observations are thus accounted for by the model.

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Les relevés à venir comme Euclid, LSST et WFIRST vont nous ouvrir la perspective d’étudier l’univers profond. Pour ces grands relevés, l’astigmatisme cosmique correspond à une sonde indispensable pour étudier la nature de l’énergie noire et la matière noire. Compte tenu de la précision attendue par ces observations, nous devons faire des prédictions basées sur des simulations correspondant à l’état de l’art afin de quantifier avec précision la variance, les biais et les dégénérescences potentielles liés aux baryons. Dans ce contexte, ma thèse se focalise sur la construction d’estimateurs précis basés sur les observables de lentillage. La première partie de ma thèse consiste à caractériser la géométrie des grandes structures par astigmatisme cosmique (Gouin et al. 2017). Une décomposition multipolaire du signal est appliquée afin de quantifier la distribution azimutale de la matière noire, centrée sur les amas. Les propriétés statistiques de ces moments sont estimées à partir d’une simulation cosmologique. Les distorsions harmoniques calculées dans le voisinage des amas tracent la structure filamentaire. Un plus grand nombre de filaments semblent connectés aux amas de forte masse. Dans la dernière partie de ma thèse, je synthétise le signal d’astigmatisme cosmique dans le cône de lumière de la simulation Horizon AGN. Pour ce faire, je propage les rayons de lumière le long du cône dans l’approximation des plans de lentillage multiples. L’effet des baryons est significatif dans la statistique du cisaillement aux échelles angulaires inférieures à l’arc-minute. Le signal de cisaillement galaxie-galaxie est comparée aux observations récentes, et semble être en bon accord. / Upcoming weak lensing surveys such as Euclid, LSST and WFIRST will provide an unprecedented opportunity to investigate the dark Universe. Through these large scale surveys, gravitational lensing is an indispensable cosmological probe to investigate the dark energy and the dark matter. Due to the new level of accuracy in observations, we must perform cosmological predictions in state-of-art simulations, to precisely quantify its variances, biases and potential degeneracies coming from baryonic physics. In this context, my thesis focuses on the construction of accurate weak lensing observables. The first part of my PhD work characterises the geometry of large-scale structure through weak lensing (Gouin et al. 2017). I relied on multipolar decomposition of weak lensing signal to quantify the azimuthal distribution of dark matter centred on galaxy clusters. The statistical properties of these moments are estimated from a large N-body simulation. The harmonic distortions computed in the vicinity of clusters appear to trace the filamentary structure. Larger number of filaments seem to be connected to high-mass clusters.The detection level of this statistical estimator is estimated. In the last part of my thesis, I mock the weak gravitational lensing signal in the light-cone of the Horizon-AGN simulation (Gouin et al. 2019). To do so, I propagate light-rays along the light-cone in the multiple-lens-plane approximation. The impact of baryons is significant in cosmic shear statistics for angular scales below a few arcmins. In addition, the galaxy-galaxy lensing signal is compared to current observational measurements (Leauthaud et al. 2017), and seems in good agreement.

Les prédictions théoriques de refroidissement du gaz intra-amas depuis des températures de 10^7 K jusqu'à une phase très froide n'ont jamais été prouvées directement. L'apport des satellites Chandra et XMM-Newton a permis de mieux sonder le centre de certaines de ces grandes structures, où le courant de refroidissement a lieu. Un problème majeur est la question du devenir du gaz refroidi. Le travail présenté ici est la détection de gaz moléculaire au centre de plusieurs amas de galaxies, obtenues avec le télescope de 30m de l'IRAM. Ces détections vont dans le sens d'une possible identification du composant froid directement issu du courant de refroidissement. La quantité de gaz moléculaire estimée reste toutefois encore inférieure à ce que prévoient les taux de déposition de masse déduits de l'émission du gaz chaud. Afin de mieux comprendre l'origine de ce composant froid, une étude plus précise d'un amas particulier : Abell 1795 a été menée. L'analyse spectrale des données X du satellite Chandra a permis de dériver des propriétés importantes du gaz chaud (température, abondance, colonne densité, taux de déposition de masse). Pour comprendre le lien entre le gaz moléculaire et le courant de refroidissement, des observations en CO(1-0) et CO(2-1) d'Abell 1795 ont été menées avec l'interféromètre du Plateau de Bure (IRAM). La morphologie et la dynamique du gaz froid sont apparemment associées à celles des composants plus chauds. Ces observations sont donc compatibles avec un refroidissement du gaz jusqu'à très basse température, fournissant un réservoir de matière disponible pour nourrir la formation stellaire effectivement active au centre de l'amas. De nouvelles contraintes observationnelles sont maintenant envisagées (Plateau de Bure, VLT) sur un plus large échantillon pour tenter de comprendre plus clairement la place du gaz moléculaire, dans un scénario de courant de refroidissement où les processus de réchauffement sont certainement actifs.

Le modele de Potts permet de decrire le comportement des corps ferromagnetiques, en les<br />modelisant comme des spins a Q etats situes sur un reseau de dimension deux et interagissant entre eux.<br />Il est relie a beaucoup de problemes usuels en physique statistique et en mathematiques, par exemple la percolation ou le coloriage de reseaux, ce qui fait la richesse de son diagramme de phase. Afin d'etudier ce dernier, nous decomposons la fonction de partition<br />en caracteres, pour differentes conditions aux limites, en utilisant la theorie de<br />representation du groupe quantique Uq(sl(2)) ainsi que des methodes combinatoires.<br />Ensuite, nous determinons numeriquement les zeros limites dans le plan de temperature<br />complexe, et conjecturons des proprietes du diagramme de phase. En particulier, on montre que la phase de Berker-Kadanoff disparait lorsque Q est egal a un nombre de Beraha, et que de nouveaux points fixes<br />apparaissent.