Les amas de galaxies sont les objets les plus grands gravitationnellement liés dans l'Univers ayant atteint un état d'équilibre. Dans le scénario de formation hiérarchique des structures, dans lequel les petites structures se forment avant les grandes, les amas représentent les objets les plus jeunes. Ils contiennent encore de l'information sur l'effondrement initial de la perturbation de densité qui leur a donné naissance. Les amas possèdent trois composantes majeures: les galaxies, un gaz très chaud et optiquement mince (le milieu intra-amas -- MIA) qui émet dans le domaine des rayons X, et la matière noire. Comme les amas sont dominés par la matière noire, ils fournissent une opportunité unique pour extraire des informations sur cette sorte de matière à travers les forces gravitationnelles qu'elle engendre. La fraction baryonique dans les amas est similaire à celle de l'Univers dans son ensemble. Avec l'information sur la nucléosynthèse primordiale, qui donne des contraintes sur la densité baryonique $\Omega_b$ dans l'univers, il est possible de determiner avec la fraction de baryon dans les amas le paramètre cosmologique de densité de matière $\Omega_m$, qui donne typiquement $\Omega_m$=0.2-0.4. Les amas grandissent par fusion avec d'autres amas de galaxies, ce qui est lié à la distribution globale de matière dans l'Univers. Le MIA est un traceur idéal pour les processus de fusion et permet à travers ses distributions en densité et en température de reconstruire l'histoire des amas, ce qui donne de l'information sur la formation des structures. De plus, la comparaison des caractéristiques des amas distants avec celles des amas proches permet d'étudier l'évolution de la formation des structures. Les amas montrent, comme le prédit la théorie, une forte auto-similarité, ce qui indique que notre compréhension sur la formation des structures est globallement correcte. Les faits mentionnés ici montrent que les amas sont des outils puissants pour étudier la cosmologie et la formation des structures, ce qui sera décrit plus en détail dans ce travail.

Les anisotropies du fond diffus cosmologique (CMB) sont une mine d'informations sur la physique de l'Univers primordial. Leur spectre spatial de puissance depend des parametres cosmologiques qui caracterisent le contenu et l'evolution de l'Univers. La mesure precise de ce spectre de puissance permet de contraindre fortement les modeles, mais est rendue difficile par la presence de emissions astrophysiques d'avant-plan qui se superposent au signal primordial. Apres une presentation succinte du modele standard de la cosmologie et des differentes sources d'emission dans le domaine millimetrique, nous passons en revue les methodes de separation de composantes couramment employees au sein de la communaute. Nous developpons dans cette these des methodes ameliorees pour la separation et la caracterisation des composantes de signal et de bruit presentes dans les donnees. Tout d'abord, les methodes classiques, basees sur un modele extremement simplifie, ne permettent pas de separer efficacement certaines composantes systematiques instrumentales correlees entre les detecteurs. Nous presentons une methode de separation de composante adaptee au traitement de tels effets systematiques. Cette technique est testee sur des simulations d'observation du satellite Planck.Par ailleurs, les methodes "standard" de separation de composantes ne sont pas entierement satisfaisantes, car elles ne sont pas optimisees pour l'estimation des spectres de puissance, et elles necessitent la connaissance, a priori, des spectres electromagnetiques des composantes. Nous decrivons une nouvelle methode destimation du spectre de puissance du CMB (et des autres composantes) realisant en aveugle la separation des composantes. Cette approche est validee a l'aide de nombreuses simulations. Dans une derniere partie, nous appliquons cette methode aux donnees obtenues avec l'experience Archeops.

La mesure du rayonnement cosmologique (CMB pour Cosmic Microwave Background) en est à un point crucial. Les expériences qui le mesurent sont de plus en plus sensibles et précises. Ce manuscrit présente deux instruments dont l'objectif est de mesurer les anisotropies de température de ce rayonnement. Dans une première partie nous présentons le travail effectué sur l'optimisation du refroidissement des détecteurs grâce a une dilution en cycle ouvert de l'3He dans l'4He dans le cadre de l'expérience satellite Planck. Trois types de supports pour l'échangeur à contre-courant permettant d'atteindre 100 mK avec une puissance disponible de 100 nW sont étudiés. Lors des essais, nous avons approfondi la compréhension de phénomènes physiques présents dans une dilution à cycle ouvert. La deuxième partie présente un filtrage original pour atteindre une grande stabilité de température à 100 mK. En réalisant différentes expériences nous démontrons l'efficacité d'un filtre continu à forte capacité calorifique. Ce filtre, en HoY, a été qualifié d'un point de vue spatial afin d'être utilisé pour le satellite Planck. La troisième partie de ce manuscrit est entièrement consacrée à l'expérience Archeops. Dans ce cadre nous avons développé un cryostat spécifique pour la mesure en ballon stratosphérique. Cette expérience nous a permis d'approfondir plusieurs domaines de la mesure du CMB telles que la bolométrie, l'électronique et l'analyse d'un signal complexe. Les données prometteuses du dernier vol devraient contraindre les paramètres cosmologiques.

De nombreuses indications observationnelles conduisent à penser que l'essentiel de la matière galactique est répartie dans un halo de matière sombre, représentant 5 à 10 fois la composante visible de la galaxie. Si le halo est sous forme d'objets compacts, ils peuvent être détectés par effet de microlentille gravitationnelle. L'expérience Eros a déjà fortement contraint la contribution de tels objets, excluant que des objets compris entre 10^(-7) et 10 masses solaires puissent constituer l'essentiel du halo. Le travail présenté dans cette thèse décrit l'analyse des données d'Eros vers le SMC. Afin d'améliorer la sensibilité, l'analyse utilise la photométrie différentielle. Après avoir rappelé les motivations de cette recherche, la méthode de traitement des images est présentée, ainsi que l'ensemble de la chaîne de réduction construite pour cette analyse. Le faible nombre de candidats détectés conforte les conclusions des analyses précédentes vers les Nuages de Magellan. Une recherche de matière noire galactique sous forme de nuages de gaz froids a aussi été menée à partir des mêmes données : s'ils contiennent de la poussière, de tels nuages manifesteraient leur présence en éclipsant les étoiles en arrière-plan. Le très faible nombre d'éclipses détectées permet d'exclure que le halo soit constitué de tels nuages.

Aprs avoir rappel le contexte thorique et observationnel de la cosmologie dans le modle ``standard'', cette thse prsente comment, partir de la comparaison des luminosits apparentes de supernovae de type Ia (SNIa) proches et lointaines , il est possible de prciser la gomtrie de l'univers et de faire des mesures des principaux paramtres cosmologiques. Nous dcrivons, ensuite, comment partir d'observations l'aide de l'imageur large champ de vue CFH12K mont sur le CFHT (Canada France Hawaii Telescope, 3.6m, Hawaii) et d'outils logiciels dvelopps au sein de notre groupe, nous avons pu dcouvrir durant la campagne de recherche du Supernova Cosmology Project du printemps 2001 un lot de 4 SNIa lointaines. Une recherche similaire effectue auprs du CTIO (Cerro Tololo Interamerican Telescope, 4m, Chili) par nos collaborateurs a permis la dcouverte d'une dizaine de supernovae supplmentaires. Nous prsentons dans cette thse l'analyse des 6 supernovae les plus lointaines (avec des dcalages vers le rouge compris entre 0.5 et 1.2) qui ont t suivies par l'instrument WFPC2 du tlescope spatial Hubble. A partir de ces observations, nous avons construit leur courbe de lumire en utilisant des outils de photomtrie diffrentielle spcifique l'instrument WFPC2 dvelopps lors de ce travail. La simulation du flux de ces supernovae dans les instruments d'observation a permis de construire des modles de courbe de lumire et ainsi l'ajustement de leurs caractristiques : luminosit apparente au maximum et taux de dcroissance. Enfin, la comparaison de ce lot un lot d'une centaine de SNIa proches issues de la littrature, nous a permis de faire une mesure des paramtres cosmologiques. Nous trouvons, en considrant un univers plat, des valeurs respectives pour la densit rduite de matire de 0.35 (0.15 stat) et 0.22 (0.25 stat) pour les supernovae avec un dcalage vers le rouge autour de 0.5 et autour de 1.

Dans ce travail, nous nous intéressons, d'un point de vue théorique, à la formation et à l'évolution des galaxies, en particulier dans un environnement d'amas. Sous l'hypothèse que la matière noire froide est la composante dominante de l'univers, les halos de matière noire sont générés en premiers, les moins massifs d'abord, ceux de plus grande masse ensuite, par fusion hiérarchique des plus petits. Les galaxies se forment à partir du gaz baryonique à l'intérieur des halos, et elles évoluent dans et avec les halos hôtes. Pour étudier la formation des galaxies, il est alors nécessaire de décrire l'histoire de la composante de matière noire, ainsi que celle de la composante baryonique. <br> Pour la matière noire, nous avons discuté d'abord un modèle basé sur la théorie linéaire de la croissance des fluctuations de densité de l'univers. Après avoir complètement re-codé le modèle (proposé par Rodrigues & Thomas 1996 et appelé "Merging Cell Model"), nous l'avons appliqué à une cosmologie SCDM et nous l'avons analysé en grand détail. Il apparaît particulièrement adapté pour étudier les amas locaux de galaxies, ainsi que la population des galaxies à discontinuité de Lyman à décalage spectral $z\simeq3$. <br> Pour obtenir une description plus fiable de l'histoire de fusion des halos de matière noire, nous nous sommes occupés ensuite de simulations numériques. En particulier, nous avons re-simulé à haute résolution 10 halos massifs, qui, dans le cadre du travail, correspondent aux sites hébergeant les amas des galaxies. La technique des resimulations est décrite soigneusement, en mettant en évidence ses avantages et ses inconvénients. Elle permet de reproduire très précisément les objets originaux sélectionnés, avec, bien évidemment, beaucoup plus de détails. Les résultats pour les 10 halos massifs resimulés sont présentés et servent comme point de départ pour l'étape suivante. <br> La description des processus agissants sur la composante baryonique à l'intérieur des halos, et gouvernant la formation et l'évolution des galaxies, est faite au moyen du modèle hybride "GALICS". C'est en combinant cette technique avec les resimulations à haute résolution des 10 halos massifs, que nous avons décrit la formation hiérarchique des galaxies dans les amas. Une attention particulière a été dédiée à l'effet des processus dynamiques, censés être spécialement importants dans les amas (la friction dynamique, le balayage du gaz par pression dynamique, et les collisions directes). Le balayage par pression dynamique rend les galaxies plus rouges et la relation couleur-magnitude plus étroite, en meilleur accord avec les observations. Il a un effet moindre sur la morphologie, qui est plutôt influencée par le taux des fusions directes. Les amas très massifs ont en moyenne des galaxies plus brillantes et plus rouges, ainsi qu'une fraction plus élevée d'elliptiques, que les amas moins massifs. Cela est vrai au temps présent, comme au décalage spectral $z=0.5$, où les galaxies sont en moyenne plus bleues. Nos résultats (préliminaires) suggèrent que la fonction de luminosité à magnitudes brillantes ($M_B < -17$) a une pente plus forte dans les amas riches que dans ceux de plus petite masse.

Les WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles) pourraient être une des composantes principales de la matière noire, et ainsi représenter une part prédominante de la masse de l'Univers. Ils seraient présents à l'échelle galactique sous la forme d'un halo. <br> Plusieurs expériences tentent de détecter directement les WIMPs du halo de notre Galaxie en cherchant à mettre en évidence leurs interactions dans un détecteur cible. Parmi celles-ci, l'expérience EDELWEISS utilise la bolométrie, technique de détection à très basses températures (environ 10 mK) des phonons produits par un dépôt d'énergie dans un absorbeur. Les bolomètres utilisés par EDELWEISS associent à la détection des phonons celle des charges créées par le dépôt d'énergie. Cette double détection permet de rejeter une grande partie du bruit de fond associe aux interactions électroniques. <br> Nous présentons ici l'analyse des données enregistrées avec le premier bolomètre de 320 grammes utilise par la collaboration EDELWEISS. <br> Nous développons en particulier une méthode permettant de déterminer sa masse efficace de détection. Cette méthode est basée sur la modélisation des processus de collection de charge, des étalonnages du détecteur et avec des sources radioactives de 60Co et 252Cf et des simulations de ces calibrations avec le code GEANT. <br> Nous caractérisons aussi la discrimination entre interactions électroniques et nucléaires par des étalonnages avec une source de neutrons, en évaluant l'influence des interactions multiples sur cette discrimination. <br> Nous présentons enfin l'analyse des données de recherche des WIMPs et en déduisons une limite sur la section efficace de diffusion WIMP-nucléon.

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L'expérience embarquée en ballon Archeops a cartographié les anisotropies du Fond Diffus Cosmologique (CMB) avec une résolution angulaire de 10 minutes d'arc sur une portion du ciel de 30%. Elle constitue également un banc-test pour la mission Planck-HFI de l'ESA.<br> Le travail de cette thèse a porté sur l'étalonnage sol à l'aide d'une source thermique millimétrique des trois vols effectués par Archeops et l'analyse des données obtenues. Le traitement des données ordonnées en temps est détaillé en plusieurs étapes : signalisation des données corrompues, soustraction des effets systématiques à basse fréquence, puis à haute fréquence. Dans ce dernier cas, une méthode originale est proposée qui permet à quelques détecteurs de satisfaire aux hypothèses de stationnarité et de gaussianité des codes de cartographie. Les solutions fournies par trois de ces codes sont comparés à l'aide de simulations.<br> Le spectre de puissance angulaire des anisotropies permet de contraindre les différents paramètres du modèle cosmologiquc standard, et par conséquent les paramètres physiques du modèle inflationnaire considéré pour générer les pertubations primordiales dont les anisotropies sont l'empreinte. Cette thèse présente ce qu'Archeops peut apporter dans ce domaine.

Les WIMPs (Particules Massives Interagissant Faiblement) apparaissent actuellement comme des candidats très sérieux à la masse de l'Univers, leur existence étant prévue par les modèles de supersymétrie. L'interaction produite par ces particules dans les détecteurs dédiés à leur recherche a lieu sous forme d'un recul élastique ou inélastique de noyau. Ces détecteurs, qui peuvent être des scintillateurs, des chambres à ionisation ou des bolomètres, mesurant respectivement la luminescnece, l'ionisation ou la chaleur produites par le recul de noyau nécessitent un étalonnage en énergie de recul. C'est dans le cadre de l'expérience EDELWEISS qui met en oeuvre des bolomètres germanium double composante chaleur-ionisation que nous avons développé un multidétecteur permettant l'étalonnage de bolomètres par diffusion de neutrons. Les différentes étapes de conception du système SICANE nous ont permis de mesurer le facteur de quenching en luminescence pour des ions de a dans un scintillateur NaI(Tl) pour des énergies de recul inférieures à 350 keV. La mise en adéquation de la chaîne cryogénique avec les sytèmes multidétecteur nous a ensuite mené à l'étalonnage en énergie de recul d'un bolomètre Ge chaleur-ionisation à senseur film mince NbSi à 35 mK et mesurer les facteurs de quenching dans la voie ionisation et dans la voie phonon pour les ions Ge à des énergies de recul de 92 keV et 121 keV.