La recherche systématique d'effets de microlentille gravitationnelle vers le centre galactique permet de sonder la structure galactique. Le travail de thèse présenté ici concerne l'analyse des données collectées vers le centre galactique par l'expérience Eros2 pendant toute sa durée (1996-2003) : 66 degrés carrés du ciel situés de part et d'autre du plan galactique étaient surveillés. Les courbes de lumière d'environ 50 millions d'étoiles ont pu être construites dans deux filtres. Les effets de microlentille gravitationnelle d'une durée comprise entre 4 jours et 500 jours et dont l'amplification maximum est supérieure à 2,18 ont été recherchés ; ceci permet de sélectionner des candidats convaincants et constitue une originalité par rapport aux analyses précédentes (Eros2 et concurrents) où l'on considérait une amplification maximum supérieure à 1,34. L'analyse a révélé 139 candidats de microlentille gravitationnelle. Pour calculer la profondeur optique, l'échantillon d'étoiles sources a été restreint aux étoiles situées autour de l'amas des étoiles géantes rouges dans le diagramme couleur magnitude. Ce sous-échantillon constitué de 5,57.10e6 étoiles présente 91 candidats parmi les 139 avec une efficacité moyenne de détection de 56%. La profondeur optique correspondante est de (1,79+/-0,20).10e-6, elle est compatible avec les valeurs attendues par les modèles galactiques. Ce résultat est en accord avec le dernier résultat du groupe Macho mais est plus bas que celui des expériences concurrentes Ogle et Moa qui donnent une profondeur optique 2 à 3 fois plus grande que celle prédite par les modèles. Par ailleurs, la grande statistique des données Eros2 collectées vers le centre galactique a permis de calculer la profondeur optique pour différentes latitudes galactiques, mettant ainsi en évidence le gradient de profondeur optique attendu du fait de la diminution de la densité d'objets compacts avec la distance au plan galactique.

L'une des prédictions fortes de la Relativité Générale d'Einstein repose sur la capacité de toute masse à courber l'espace-temps et par là-même à infléchir la course des rayons lumineux. Une conséquence directe est alors l'effet de lentille gravitationnelle: les images de sources situées en arrière-plan d'un objet massif sur la ligne de visée sont déformées, amplifiées voire démultipliées. Les amas de galaxies, structures les plus massives de l'Univers, produisent l'effet le plus intense. Leur histoire, leur processus de formation, et leur état dynamique actuel constituent des éléments clés pour comprendre la formation et l'évolution de l'Univers lui-même. La présente thèse se propose de comprendre et de contraindre la distribution de masse d'un échantillon d'amas de galaxies telle que l'on peut la mesurer grâce à l'effet de lentille gravitationnelle faible, par le biais d'une étude statistique des objets faiblement déformés permettant de mesurer l'intensité de la distorsion.

L'optique gravitationnelle est desormais devenue un outil populaire pour mesurer les distributions de masse des structures sur des echelles tres differentes. Le cisaillement cosmique permet d'etudier les structures a tres grande echelle, et la combinaison des cisaillements forts et faibles permet de contraindre la distribution de masse des amas de galaxies. Dans cette these, je vais m'interesser a l'etude des halos de matiere noire en utilisant la technique du "galaxy-galaxy lensing". Une telle technique permet l'etude de la distribution de masse des galaxies de champ aussi bien que des galaxies d'amas en utilisant des donnees de bonne qualite, a partir de telescopes terrestres ou depuis l'espace. L'idee est la suivante : l'observation des formes de galaxies distantes qui ont ete deformees gravitationnelement par des galaxies d'avant-plan nous permet de contraindre la distribution de masse des galaxies d'avant-plan. Etant donne que la distortion d'une galaxie lentille sur une galaxie distante est tres petite devant la largeur de la distribution en ellipticite des galaxies, la seule facon de mesurer cet effet est de considerer le probleme statistiquement. Par consequent, le galaxy-galaxy lensing permet de contraindre les proprietes d'une population de haloo de matiere noire, et la significance des contraintes dependra du nombre de paires avant-plan/arriere-plan. Un avantage de cette approche statistique est qu'elle permet de sonder le potentiel gravitationnel des halos de galaxies jusqu'a un rayon tres grand ou les methodes plus traditionnelles ne sont pas applicables car il est peu probable de rencontrer des traceurs dynamiques et hydrodynamiques a ce rayon. Je presente une etude theorique du phenomene, en appliquant une methode de maximum de vraisemblance sur des donnees simulees, et en introduisant des profils de masse decrivant les halos de galaxies. Le but de ce travail est d'etudier differentes configurations observationnelles et de montrer quelles sont les contraintes que l'on peut esperer obtenir sur les proprietes des halos de galaxies. J'applique ensuite la methode proposee afin d'etudier les proprietes des galaxies residants dans des amas lentilles massifs. Avec le developpement des surveys grand champs, la technique du galaxy-galaxy lensing sera tres utile pour caracteriser la distribution de masse des galaxies en fonction du redshift, de l'environnement et de la morphologie.

Cette thèse comprend deux parties relativement distinctes. Dans la première, nous présentons l'analyse de 16 millions de courbes de lumière collectées par EROS II vers différentes longitudes dans le plan Galactique durant 7 saisons d'observation. Après avoir crée des images de référence et des courbes de lumière, nous avons recherché des effets de microlentille gravitationnelle parmi les courbes de lumière produites en appliquant une analyse discriminante, tout en calculant notre efficacité de détection sur un lot de courbes de lumière simulées. Nous avons mis en évidence 24 candidats, ce qui nous a permis de mesurer la profondeur optique vers nos cibles. La profondeur optique moyenne vers les bras spiraux est $<\tau_(GSA)> = 0.38\pm0.08$. Notre résultat est compatible avec les prédictions de modèles Galactiques tirés de la littérature, dans lesquels le bulbe central est modélisé par une barre, et favorise ceux sans matière cachée dans le disque. Outre la statistique, la principale limi tation dans notre analyse provient du fait que les distances où sont situées les étoiles cibles sont mal connues.<br> Dans la seconde partie, nous présentons l'analyse des données spectroscopiques, collectées durant une campagne internationale de recherche de supernovae Ia menée au printemps 1999, à laquelle EROS II a participé. Une vingtaine de supernovae Ia ont été découvertes puis suivies pendant cette campagne. Nous avons réduit les données spectroscopiques les concernant, qui consistent en une centaine de spectres au total. Nous avons developpé pour celà un programme original permettant de séparer le flux de la supernovae de celui de sa galaxie hôte. Nous avons ensuite procédé à une étude de stan dardisations sur un lot regroupant des objets de la campagne 1999 et des objets découverts antérieuement. L'étude sur ces 17 supernovae Ia a permis de confirmer l'interêt des spectres pour la standardis ation. Elle montre en particulier que la standardisation à partir de spectres est aussi efficace que celle basée sur le taux de décroissance des courbes de lumière.

L'étude du fond diffus cosmologique (CMB) permet de contraindre la quasi totalité des paramètres du modèle du Big Bang avec une grande précision et offre des informations uniques sur l'Univers primordial et la physique des hautes énergies. Dans le cadre de la préparation du satellite PLANCK dédié à cette observable, l'expérience ballon ARCHEOPS, en parallèle à la cartographie des anisotropies de température du CMB sur une vaste fraction du ciel, était équipée de bolomètres sensibles à la polarisation.<br> Après une présentation des méthodes alternatives d'estimation des paramètres cosmologiques, la première partie de cette thèse décrit la physique du CMB et de sa polarisation. La senconde partie décrit l'analyse des données polarisées d'ARCHEOPS, montre la première détection de la polarisation de l'émission diffuse de la poussière galactique qui sera l'avant-plan majeur pour PLANCK-HFI, et conclut par les perspectives de détection des ondes gravitationnelles primordiales par ce satellite.

On etudie d'abord la formation des galaxies dans le cadre du modele standard en utilisant des simulations numeriques contraintes puis on invalide un schema concurrent ou l'assemblage des galaxies brillantes est a priori plus precoce. Deux grandes simulations de cosmologies CDM (LCDM et tCDM) avec des fluctuations de densite initiale gaussiennes sont analysees. Elles reproduisent l'Univers Local jusqu'a cz=8000 km/s. Les populations de galaxies sont normalisees avec la relation de Tully-Fisher et la fonction de luminosite locale en bande B. La position et la masse des principaux amas proches coincident et leurs plus brillantes galaxies montrent un accord raisonnable avec les populations reeles. On compare alors aux catalogues PSCz et UZC: la structure a grande echelle observee localement se retrouve, prouvant le succes de l'ensemble des techniques numeriques utilisees, de la contrainte du champ de densite initial au modele semi-analytique de formation des galaxies. De plus, jusqu'a leur limite de resolution, les simulations montrent de grands volumes vides de halos de DM et de tout type de galaxies, en accord avec les observations. La fonction de luminosite simulee a z=3 est plus faible que les donnees, mais les modeles sont suffisants pour donner un apercu des proprietes et de la repartition spatiale des Galaxies Lyman Break, des hotes de QSO, et de leurs descendants a z=0. Enfin, on considere le modele isocourbure avec matiere noire froide (ICDM) propose par Peebles : les fluctuations initiales de densite de DM y sont fortement non-gaussienne. On effectue deux simulations de cotes respectifs 600 et 162 Mpc/h. On confirme des predictions analytiques simples a z=0 et on trouve que les longueurs de correlation des amas et la forme de la distribution de leurs vitesses propres permettent d'invalider ce modele sur la base des donnees actuelles. Il est aussi exclu par des mesures recentes des anisotropies du CMB.

Cet exposé résume les travaux que j'ai effectués depuis 1985, l'année de mon doctorat. Ces travaux se subdivisent en trois principales branches: 1) La chimie des environnements circumstellaires (étoiles évoluées - enveloppes oxygénées ou carbonées - et étoiles jeunes). 2) La dynamique gravitationnelle appliquée aux a) l'évolution dynamique et cosmologique des groupes des galaxies; b) effets de projection dans les groupes et amas; c) nature des groupes compacts; d) fréquence des fusions de galaxies et ségrégation morphologique dans les groupes et amas; e) formation de galaxies. 3) Les grands projets d'observation et en particulier le programme DENIS de cartographie complète du ciel austral en infra-rouge proche.

La nature de la matière sombre demeure aujourd'hui une des interrogations majeures de la cosmologie. Une hypothèse envisageable est qu'elle soit en partie constituée de matière baryonique ordinaire sous forme d'objets compacts sombres, appelés "MACHOs" (MAssive Compact Halo Objects), situés dans le halo des galaxies. Pour détecter de tels objets, il est possible de rechercher les effets de microlentille gravitationnelle qu'ils produisent lorsqu'ils passent devant une étoile d'arrière plan. La collaboration AGAPE effectue cette recherche en direction de la galaxie M31 (Andromède), située à environ 725 kpc. A cette distance, très peu d'étoiles sont résolues, c'est pourquoi la collaboration a dû imaginer et mettre en oeuvre une méthode d'analyse, nommée "méthode des pixels", permettant de détecter les variations de luminosité directement dans les pixels de la caméra CCD. <br> La collaboration POINT-AGAPE a observé M31 entre 1999 et 2002, à l'aide du télescope de 2,5 m Isaac Newton (INT), à La Palma, aux îles Canaries, avec la caméra grand champ WFC, couvrant deux champs de 0,3 deg$^2$. Cette thèse porte sur l'analyse des données issues des deux premières saisons d'observation (d'août 1999 à janvier 2001). Une dizaine de candidats microlentille ont été détectés. Dans la plupart des cas l'hypothèse d'étoiles variables reste vraisemblable et sera mieux contrainte lorsque la dernière saison de données sera analysée. Quatres candidats ont cependant particulièrement retenu l'attention car, ayant eu lieu sur des échelles de temps de quelques jours, il est particulièrement difficile d'envisager une alternative à leur interprétation en tant que microlentille. <br> Pour deux candidats sur les quatre, l'hypothèse d'auto-lentilles (i.e : les lentilles sont elles-mêmes des étoiles de M31 situées en avant plan des étoiles sources) est favorisée car ils sont situés proches du bulbe de la galaxie. Un troisième candidat se trouve à 2'54'' du centre de M32, une galaxie elliptique naine satellite de M31. Si M32 se trouve en avant plan de M31, la profondeur optique est vraisemblablement dominée à cet endroit par les événements ayant comme étoile source une étoile du disque de M31 et comme lentille une étoile de M32. Le dernier candidat est une étoile du disque de M31 amplifiée soit par un MACHO soit par une autre étoile du disque. Bien que la seconde éventualité semble moins vraisemblable, elle n'est pas exclue. Quoi qu'il en soit, le nombre d'événements détectés est très inférieur à celui prédit par la simulation Monte Carlo de l'expérience, même dans le cas d'un halo exempt de MACHO. Ceci montre que : soit il existe un biais mal compris dans l'efficacité de détection ; soit les modèles (fonctions de luminosité, de densité, etc.) adoptés pour simuler la galaxie doivent être revus. La première éventualité est en cours d'investigation.

Cette these est une etude detaillee de la structure interne d'objets cosmologiques, de type defaut topologique et membrane en dimensions supplementaires, possedant des courants de fermions. <br> La premiere partie presente le cadre general de la cosmologie primordiale dans lequel ces objets peuvent se former lors des brisures de symetrie associees aux theories de physique des particules. Dans la deuxieme partie, la dynamique des cordes cosmiques, une classe privilegiee de defauts, est decrite a l'aide d'un formalisme macroscopique covariant. Qu'elles soient ou non parcourues par des courants, ce formalisme offre une description unifiee des cordes permettant de predire leur evolution cosmologique par le biais de simulations numeriques. Apres avoir justifie la validite de l'approche macroscopique pour des cordes possedant un courant de particules scalaires, le cas des courants fermioniques est detaille dans la troisieme partie. Dans un premier temps, le spectre de masse des fermions pieges dans une corde est determine, et suggere que leurs modes de propagation privilegies sont de masse non nulle. Dans un deuxieme temps, l'equation d'etat d'une telle corde est obtenue a l'aide d'une quantification des modes de propagation des fermions le long de la corde. Il apparait que l'approche macroscopique usuelle a un parametre n'est pas toujours suffisante pour decrire les fermions. D'autres parts, contrairement aux cordes parcourues par des bosons, les courants de fermions engendrent des transitions, dans la dynamique des cordes, entre des regimes subsoniques et supersoniques dont les consequences cosmologiques pourraient etre importantes. La quatrieme partie generalise ces resultats au cas d'un mur de domaine quadri-dimensionnel, modelisant notre univers, et plonge dans un espace-temps a cinq dimensions. Dans le cadre du modele de Randall-Sundrum, il est ainsi possible de predire la masse des fermions stables pieges sur la membrane.

Le rayonnement fossile regorge d'une multitude d'informations physiques sur l'univers tel qu'il était quelques centaines de milliers d'années après le Big-Bang. L'analyse de ses fluctuations de température et de polarisation permet de mesurer les paramètres cosmologiques et de contraindre les théories de l'univers primordial. La polarisation permet en particulier de lever des dégénérescences entre certains paramètres cosmologiques en donnant un accès direct aux ondes gravitationnelles primordiales. <br>La première partie de cette thèse est consacrée au modèle standard de la cosmologie. Je présente en particulier la polarisation du rayonnement fossile. <br>Le signal polarisé, dont l'intensité n'excède pas dans la plupart des scénarios 10 % des fluctuations de température, est attendu à quelques micro kelvins. Pour le mesurer, on utilise souvent des bolomètres refroidis, couplés à des polariseurs. Je montre qu'il existe des dispositions optimales des détecteurs dans le plan focal de l'instrument minimisant le volume de la boîte d'erreurs et permettant d'avoir des erreurs décorrélées sur les paramètres de Stokes, caractérisant la polarisation. <br>La source majeure de bruit dans ces mesures provient des fluctuations du bain thermique dans lequel plongent les bolomètres, de l'électronique de lecture, des instabilités de gain et de l'optique. Ces processus engendrent des dérivez basses fréquences qui se traduisent par des niveaux de bruit relatifs entre détecteurs trop importants par rapport au signal recherché. J'applique aux donné polarisées une méthode simple permettant de soustraire aux dérives basses fréquences; elle utilise les redondances inhérentes à la stratégie de balayage du ciel par l'instrument. Les résultats montrent que ces dérives peuvent être soustraites jusqu'au niveau du bruit blanc. <br>Enfin, je décris l'expérience COSMOSOMAS et présente une analyse préliminaire. Elle fournira des cartes de l'émission polarisée de notre galaxie à des fréquences de l'ordre de 10 GHz.