Akademisk avhandling--Teologi--Uppsala, 1982. / Bibliogr. p. 164-174. Résumé en allemand et en anglais.

L'Antre des Nymphes, un texte datant de la fin du troisième siècle de notre ère écrit par Porphyre de Tyr, nous transmet une exégèse à propos d'un passage de l'Odyssée (XIII, 102-112) d'Homère. Cette thèse couvre spécifiquement la cosmologie du texte de Porphyre et discute de ses sources pythagoriciennes, néo-platoniciennes, et mithriaques. En première partie, cette thèse aborde l’arrière-plan philosophique de l’auteur de l’Antre des Nymphes et discute de la cosmologie pythagoricienne de ses origines jusqu’aux néo-platonicien. Au deuxième chapitre, le texte de Porphyre fait l’objet d’une étude directe et approfondie. Les différentes notions cosmologiques sont analysées afin d’établir l’imaginaire cosmogonique et cosmologique du texte. En tierce partie, les notions mithriaques sont mises en relation, autant avec la tradition philosophique gréco- romaine qu’avec les apports du chercheur Roger Beck.

Ma thèse porte sur deux questions importantes de la Cosmologie:(i) L'origine des champs magnétiques cosmologiques:L'Univers semble magnétisé à absolument toutes ses échelles (spatiales et temporelles), y compris le milieu intergalactique. Mais leur origine est encore inconnue à l'heure actuelle, malgré les nombreux efforts pour essayer de répondre à cette question. On pense qu'ils ont d'abord été générés avec de très faibles amplitudes, puis qu'ils ont été amplifiés au cours de la formation des structures. La turbulence dans les galaxies et les amas de galaxies modifie totalement l'organisation initiale de ces champs, ce qui fait que les champs observés actuellement dans les structures ne nous renseignent pas sur leur origine. Il convient donc de s'intéresser aux champs intergalactiques. J'ai dévelopé analytiquement un modèle de magnétogénèse basé sur la photoionisation du milieu intergalactique par les premières étoiles et les premières galaxies apparues dans l'Univers, il y a environ 13 milliards d'années. Puis, en collaboration avec H. Tashiro et N. Sugiyama (Japon), j'ai calculé de façon analytique la densité d'énergie moyenne injectée par ce processus dans le contexte cosmologique, et en parallèle, en collaboration avec D.Aubert (France), j'ai étudié les propriétés statistiques du champs généré à travers des simulations numériques. Nos prédictions sont compatibles avec les observations actuelles. Ce mécanisme a donc dû participer à la magnétisation de l'Univers à ses plus grandes échelles.(ii) Fragmentation gravitationnelle de la toile cosmique:Les simulations numériques suggèrent que la matière dans l'Univers est répartie de façon filamentaire, les noeuds de ce réseau étant les amas de galaxies. La matière s'écoule le long de ces filaments. L'accrétion dans les noeuds est donc anisotrope, et il s'avère qu'elle est aussi en partie intermittente. Cela indique que la matière ne se structure pas uniquement dans les amas, mais aussi dans les filaments, voire les nappes ou les vides cosmiques. Je me suis donc intéressé à l'instabilité gravitationnelle dans les milieux stratifiés. J'ai proposé une nouvelle approche, dans le cadre de la théorie spectrale, en m'inspirant de la littérature plasma. / My thesis deals with two important topics of Cosmology:(i) Origin of cosmological magnetic fields:Magnetic fields seem ubiquitous in the Universe, present at all scales and all times, probably even in the entire intergalactic medium. Their origin is still unclear, especially on the largest scales. The current paradigm is that they were first generated with extremely weak strengths, and later amplified during structure formation. Because of turbulence, the fields we observe in galaxies and galaxy clusters lost their initial characteristics. However, in less dense regions such as cosmological filaments, sheets or voids, magnetic fields have evolved more mildly. Therefore, intergalactic magnetic fields may still possess a memory of the processes that generated them and hold the key to their origin. I developed analytically a detailed physical model of a natural astrophysical mechanism that generates intergalactic magnetic fields during the first billion year, namely at the time when first stars and galaxies were born. Then, in collaboration with H. Tashiro and N. Sugiyama (Japan), I computed analytically the mean energy density injected in the entire Universe through this mechanism. Independently, in collaboration with D. Aubert (France), I derived the topological and statistical properties of the magnetic field thus generated, using cosmological numerical simulations. This way I demonstrated that this simple, natural photoionization-based magnetogenesis must have created magnetic seed fields with properties a priori perfectly compatible with present day observations.(ii) Gravitational fragmentation of the cosmic web:Cosmological numerical simulations suggest that the Universe has a web-like structure, the nodes of which are galaxy clusters. These nodes are supplied with matter flowing along the filaments interconnecting them. Part of this accretion occurs intermittently, which indicates that clumps of matter form not only inside clusters themselves, but also either in cosmic voids, walls and/or filaments. I studied gravitational instability in stratified media in the frame of spectral theory, in planar and cylindrical geometries, relevant for cosmic walls and filaments, for isothermal, polytropic, and with and without an external gravitational background (e.g. Dark Matter). I have recasted the problem as an eigenvalue problem in the force operator formalism, and derived the wave equation governing the growth of perturbations. I also studied it in matrix form, which gives complementary information.

Ce travail prend pour point de départ Leçons sur les hypothèses cosmogoniques de Henri Poincaré, ouvrage qui est issu de son cours à la Sorbonne et l'une de ses dernières publications. L'objectif du travail est de restituer la pensée cosmologique du mathématicien et de l'inscrire dans l'histoire de la cosmologie, proposant une introduction aux Leçons et une grille de lectures historiques et philosophiques de cet ouvrage autour de deux axes : la cosmologie classique et la philosophie poincaréenne. La première partie est consacrée à la science classique qui oscille entre la possibilité d'une cosmogonie mécaniste et l'impossibilité d'une cosmologie en tant que science. L'ambivalence s'observe chez les auteurs des XVIIe et XVIIIe siècles notamment Kant et Laplace avec leur hypothèse cosmogonique, jusqu'au XIXe siècle qui reste récitent à s'étendre au-delà du système solaire et développer une cosmologie proprement dite. La seconde partie de la thèse vise une lecture systématique de l'œuvre de Poincaré à partir des trois ouvrages philosophiques composés et édités par lui-même comme La science et l'hypothèse. La lecture procède en trois temps, autour de trois problèmes : 1° la stabilité et le mécanisme, mis en question par la thermodynamique et le probabilisme (avant 1900) ; 2° la loi et le principe en mécanique et en physique, notamment le principe de relativité et le second principe de la thermodynamique, mis en question par le développement de la physique (1900-1905) ; 3° l'espace, mis en lumière par la nouvelle mécanique et la théorie cinétique (après 1905). Chaque problème est ouvert ou dirigé vers la problématique cosmologique, sans pour autant qu'elle soit poursuivie dans le concret ni dépasser le niveau conceptuel. Ainsi Poincaré est amené aux hypothèses cosmogoniques, pour finir par une philosophie plutôt qu'une cosmologie. / This study takes as a primary source Lectures on Cosmogonic Hypotheses of Henri Poincaré, which was originally his course at the Sorbonne and one of his last publications. With the main objective to understand the cosmological thinking of Poincaré and its place in the history of cosmology, I propose an introduction to Lectures and its historical and philosophical reading around two axes: classical cosmology and Poincaré's philosophy. The first part is devoted to Classical Science to show how it seeks both the possibility of a mechanistic cosmogony and the impossibility of a cosmology as a science. This ambivalence can be seen in authors of the 17th and 18th centuries, especially Kant and Laplace with their cosmogonic hypothesis, as well as in the 19th century, when cosmological thinking remained speculative and restricted to the solar system, despite the advance of astronomy and physics, both in theory and observation. The second part suggests a systematic reading of Poincaré's philosophy from three philosophical books composed and edited by himself such as Science and Hypothesis. The reading proceeds in three steps, divided by a chronological order which is also thematic and problematic: (1) stability and mechanism, questioned by thermodynamics and probability theory (before 1900); (2) law and principle of mechanics and physics, especially the principle of relativity and the second principle of thermodynamics (1900-1905); 3 ° space, in the light of the new mechanics and the kinetic theory of gases (after 1905). Each problem shows its own cosmological moment that remains at the conceptual rather than the concrete level. Thus Poincaré is led to cosmogonic hypotheses, ending with a philosophy rather than a cosmology.

Avec la découverte étonnante que l'univers se trouve à présent dans une phase d'expansion accélérée, il y a dix ans, la cosmologie entra dans ce que l'on peut nommer l'ère de la cosmologie à haute précision. Les contraintes actuelles indiquent un modèle cosmologique à géométrie plate, où la plus grande partie du contenu en masse-énergie de l'univers est contribuée par une composante inconnue, souvent appelée l'`énergie noire', qui contribue environ soixante-dix pour cent à la densité totale de l'univers. Dans ce modèle, la matière baryonique ordinaire et la radiation ne contribuent qu'environ cinq pour cent, et la matière noire contribue vingt-cinq pour cent. Les propriétés mesurées de l'énergie noire étant consistant avec celles d'une Constante Cosmologique, $Lambda$, ce modèle standard cosmologique est connu sous le nom du modèle `$Lambda$-Cold-Dark-Matter' (`$Lambda$CDM'). Malgré son succes, ce modèle souffre de plusieurs problèmes. L'existence d'une Constante Cosmologique soulève des problèmes fondamentaux concernant sa nature physique, et beaucoup d'auteurs traitent le `problème de coîncidence'. Des essais de la décrire comme la contribution du vide quantique faillissent quantitativement. En conséquent, un grand nombre de modèles alternatifs a été développé, qui tentent décrire la composante d'énergie noire: des loi modifiés de la gravitation, de dimensions supplémentaires, les modèles de Quintessence. Aussi, des effets astrophysiques qui miment une expansion accélérée ont été considérés. Dans ce manuscrit, on expose les bases théoriques et observationneles du modèle $Lambda$CDM et les divers approches théoriques à expliquer l'énergie noire. Un autre problème du modèle standard provient de la dépéndance des résultats de l'analyse des données sur des hypothèses qui sont présentes dans les analyses pour l'extraction des paramètres. Il s'agit des hypothèses sur la physique, mais aussi des dépéndances des paramétrages notamment des propriétés de l'énergie noire. Aujourd'hui, des analyses combinées de divers sondes cosmologiques sont effectuées afin d'extraire les paramètres du modèle, dont le nombre peut s'élever jusqu'à vingt, dépendant des suppositions de modèle. De différentes hypothèses (géométrie plate, équation d'état de l'énergie noire constante, hypothèses sur la physique du CMB comme la vitesse du son ou le spectre de puissance initial,...) sont appliquées, qui peuvent dangereusement biaiser les résultat de l'analyse. La présence d'une mauvaise hypothèse, où une application d'un paramétrage non-approprié de la physique, pourra entraîner qu'on mesure à haute précision quelque chose qui n'est pas là. Nous montrons que, dû à la haute précision des mesures cosmologiques modernes, des approches purement cinématiques à la cosmologie ne permettent plus d'extraire des résultats fiables sur l'expansion de l'univers. Dans l'analyse des données cosmologiques on doit par conséquent se servir de la relation (exacte) intégrale pour les distances cosmologiques. Nous discutons le problème de dégénéréscence analytique entre les paramètres cosmologiques qu'introduit l'utilisation de cette relation. Puis, les résultats principaux de ce travail sont présentés. Ils concernent notamment la validité du paramétrage de l'équation d'état de l'énergie noire de Chevallier, Polarski, et Linder, et les éffets d'une évolution en redshift des magnitudes apparentes des Supernovae du type Ia.

Le Modèle Standard de la cosmologie décrit la formation des structures à grande échelle dans l'Univers récent dans un cadre quasi–newtonien. Ce modèle requiert la présence de composantes inconnues, la Matière Noire et l'Énergie Noire, afin de vérifier correctement les observations. Ces deux quantités représentent à elles seules près de 95% du contenu de l'Univers. Bien que ces composantes sombres soient activement recherchées par la communauté scientifique, il existe plusieurs alternatives qui tentent de traiter le problème des structures à grande échelle. Les théories inhomogènes décrivent l'impact des fluctuations cinématiques sur le comportement global de l'Univers. D'autres théories proposent également d'aller au-delà de la relativité générale. Durant cette thèse, j'ai mis au point des éléments clés d'une théorie lagrangienne totalement relativiste de la formation des structures. Supposant un feuilletage particulier de l'espace–temps j'ai résolu le système d'équations du premier ordre afin d'obtenir des solutions décrivant l'évolution de la matière dans un espace à la géométrie perturbée. J'ai également développé un schéma de résolution pour les ordres supérieurs de perturbation ainsi que leurs équivalent newtoniens. Une autre partie de ce travail de thèse consiste en le développement de quelques applications directes : la description d'un Univers silencieux ou l'hypothèse de courbure de Weyl et le problème de 'entropie gravitationnelle. Les objectifs à plus ou moins court terme seraient d'obtenir la description d'observables physiques and le développement d'autres applications. Cette étape de développement sera une interaction entre approches théorique et numérique et requerra de se rapprocher fortement des observateurs / The standard model of cosmology describes the formation of large scale structures in the late Universe within a quasi–Newtonian theory. This model requires the presence of unknown compounds of the Universe, Dark Matter and Dark Energy, to properly fit the observations. These two quantities, according to the Standard Model, represent almost 95% of the content of the Universe. Although the dark components are searched for by the scientific community, there exist several alternatives which try to deal with the problem of the large scale structures. Inhomogeneous theories describe the impact of the kinematical fluctuations on the global behaviour of the Universe. Or some theories proposed to go beyond general relativity. During my Ph.D. thesis, I developed key–elements of a fully relativistic Lagrangian theory of structure formation. Assuming a specific space–time slicing, I solved the first order system of equations to obtain solutions which describe the matter evolution within the perturbed geometry, and I developed higher order schemes and their correspondences with the Lagrangian perturbation solutions in the Newtonian approach. I also worked on some applications of these results like the description of a silent Universe or the Weyl curvature hypothesis and the problem of gravitational entropy. Further objectives are the description of physical observables and the development of direct applications. Next step of the development is an interaction between theoretical and numerical approaches, a study which would require strong cooperation with observers

Dans la décennie précédente les supernovae se sont imposées comme une des sondes les plus puissantes pour reconstruire l'histoire globale de l'Univers. Cependant la standardisation des supernovae de type Ia est toujours une relation empirique. De futures expériences, tel que JDEM, sont prévues pour apporter une meilleure caractérisation de l'équation d'état de l'énergie noire responsable de l'accélération de l'Univers. Ces expériences nécessiterons un contrôle des erreurs systématiques pour assurer aux conclusions futures de n'être pas dominées par des effets non liés à la cosmologie. L'évolution des supernovae avec le redshift ou la présence de sous-classes parmi elles peuvent être à l'origine de ce type de systématiques. Ainsi une meilleure compréhension des propriétés des supernovae et de leur environnement pourrait apporter, une meilleure compréhension de leur standardisation, finalement une meilleure description des supernovae en tant qu'objets astrophysiques. Cette étude apporte également des informations traitant de la simulation de missions spatiales telles que JDEM / Over the past decade supernovae have emerged as one of the most powerful tools for reconstructing the global history of the Universe. However type Ia supernovae are still empirical tools. Future experiments, as JDEM, are planned to better characterize the equation of state of the dark energy leading to the observed acceleration thousands of objects. These experiments will need to carefully control systematic errors to ensure future conclusions are not dominated by effects unrelated to cosmology. The evolution of N Ia with redshift or the presence of subclasses among them can be at the origin of that kind os systematics. So a better understanding of the properties of supernovae in their host galaxies could provide information about the correlation between supernovae and their environment, a better understanding of their standardization, finally a better description of supernovae as astrophisical object. this study can also provide informations for more realistic simultations of a space mission like JDEM

Mémoire numérisé par la Direction des bibliothèques de l'Université de Montréal.

Identifier la nature de la matière sombre est l'un des plus grands problèmes de la physique contemporaine. Si la matière sombre est constituée de particules, on peut espérer la détecter, directement ou indirectement, grâce à des expériences terrestres ou spatiales. Prédire les résultats de ces expériences, ou les interpréter en cas de détection, nécessite une compréhension profonde de la structuration de la matière sombre dans notre Galaxie. En partant de considérations issues de la physique des particules et de la cosmologie, je construits un modèle du halo de matière sombre Galactique contraint dynamiquement qui incorpore une description détaillée des ses inhomogénéités. L'impact des ces inhomogénéités sur les recherches utilisant le rayonnement cosmique est ensuite analysé en détails. J'étudie également une méthode permettant de prédire la distribution dans l'espace des phases des particules de matière sombre, et discute sa possible application aux recherches de matière sombre. Cet outil est ensuite appliqué aux recherches utilisant les électrons et positrons cosmiques, et de nouvelles contraintes très fortes sont obtenues sur les modèles microscopiques de matière sombre. / Understanding the nature of dark matter is one of the greatest challenges of modern physics. If dark matter is made of particles, we can hope to detect it, directly or indirectly, using Earth-based or spatial experiments. Make predictions for the outcome of these experiments, or interpret the results in case of a detection, requires a deep understanding of the structuring of dark matter in our Galaxy. Starting from particle physics and cosmological considerations, I built a dynamically constrained model of the Galactic dark halo including a detailed description of its inhomogeneities. The impact of these inhomogeneities on searches with cosmic rays is then analysed in details. I also study a method allowing to predict the phase-space distribution of dark matter particles, and discuss its possible application to dark matter searches. This method is then applied to searches with cosmic-ray electrons and positrons, and new very stringent constraints are obtained on microscopic models of dark matter.

La question de l'inné ou de l'acquis des propriétés dynamiques des disques de galaxies reste encore largement ouverte. Si l'environnement joue une part importante dans l'établissement de ces caractéristiques (spirales, gauchissement, disques épais), son influence est modulée par la propension intrinsèque que possède un objet à réagir ou non à ces perturbations. Cette problématique ne peut être abordée quantitativement qu'en termes de populations d'objets, afin de s'affranchir des spécificités liées à un cas de figure donné. D'autre part, les grands relevés permettent déjà une étude statistique des propriétés morphologiques des galaxies. La compréhension théorique des propriétés de ces populations d'objets doit atteindre le même degré de précision et de représentativité que les observations. À cette fin, cette thèse propose d'aborder de façon statistique la dynamique des systèmes galactiques, en reliant les distributions des propriétés de ces objets aux caractéristiques statistiques des interactions qu'elles subissent. Les travaux exposés se concentrent sur la composante ”halo de matière noire” des systèmes galactiques, qui agit comme un transmetteur entre environnement cosmologique et galaxies.<br />Cet objectif nécessite à la fois une description correcte des processus dynamiques internes et une bonne connaissance des propriétés des environnements dans lesquels baignent les halos. Afin de répondre à cette double exigence, le cadre propose ici repose sur une approche hybride où les processus internes sont abordés via les outils analytiques de la dynamique galactique, tandis que les caractéristiques des interactions sont extraites de simulations à grande échelle. Les échanges (accrétion et champ de marée) entre les halos et le milieu extérieur sont décrits en termes de flux de matière au travers de la sphère de viriel et de potentiel projetés. La description des interactions se ramène à la caractérisation statistique d'une condition limite. Cette vision “halocentrique” permet en outre de conserver l'information angulaire et cinématique nécessaire au calcul de la réponse dynamique des halos.<br />La dynamique est abordée dans le régime des faibles interactions via une description perturbative non linéaire de la réponse d'un système non collisionnel ouvert. Compte tenus des temps dynamiques courts opérant au sein des halos, l'influence des faibles perturbations se manifeste via des processus résonnants, correctement décrits par un formalisme en angle-actions. Cette théorie doit permettre de décrire des phénomènes tels que la friction dynamique ou l'effeuillage par effet de marée. A partir d'une extension de la “méthode matricielle” décrivant la dynamique dans l'espace des angles-actions, il est démontré comment cette technique analytique exprime directement les caractéristiques statistiques de la réponse des halos en fonction des propriétés de leur environnement. Cette “propagation statistique” ne fait pas appel aux réalisations individuelles de systèmes en interaction, mais nécessite une connaissance complète des propriétés de l'accrétion et du champ de marée, ainsi que leurs interdépendances statistiques. L'évolution séculaire du halo dans le régime des interactions récurrentes est également décrite dans un formalisme quasi-linéaire. L'évolution de la fonction de distribution du halo y est décrite comme une diffusion au long cours des orbites du système, induite par la présence de perturbations externes.<br />Les propriétés de l'accrétion et du champ de marée sont extraites d'un ensemble de simulations cosmologiques permettant de réduire les effets de variance cosmique. Cette mesure permet une description quantitative des interactions et représentative de la diversité des cas de figure. Ces études sur simulations sont limitées au régime de faibles interactions pour des redshifts inférieurs à 1. La distribution du flux de masse au rayon de viriel a permis de contraindre quantitativement le degré d'anisotropie de l'accrétion de matière par les halos. Cette mesure en termes de flux est complétée par une étude détaillée de la distribution des satellites qui confirme un excès d'accrétion équatoriale de l'ordre de 15 pour cents et qui est interprétée en termes de flux filamentaire. Les propriétés de l'accrétion et du potentiel sont abordées de façon plus exhaustive via une description adaptée à la propagation statistique. Les propriétés cinématiques de la matière passant au travers du rayon de viriel mettent en évidence le caractère distinct de la matière nouvellement accrétée de celle ayant déjà interagit avec le halo. Cette différence se manifeste dans la trajectoire des flux de masse impliqués ou dans leurs vitesses caractéristiques. Les mesures de corrélations angulo-temporelles du potentiel au rayon de viriel indiquent un champ de marée stationnaire et hautement quadripolaire, traitant la distribution de matière dans les régions périphériques du halo. Les mêmes corrélations sont mesurées pour le flux de masse, montrant en particulier l'invariance au cours du temps du spectre de puissance de la matière noire au rayon de viriel. Une courte étude sur la distribution des métaux liés aux sous-structures illustre comment les études observationnelles peuvent fournir des contraintes statistiques sur la distribution de matière au sein des halos.<br />De façon générale, l'établissement d'un lien entre propriétés statistiques de l'environnement et distribution des réponses dynamiques des halos permet d'envisager un large champ d'applications. D'une part, la connaissance des flux doit permettre de prédire les propriétés statistiques de la répartition de la matière noire au sein des halos. À l'inverse, les traceurs observationnels de la distribution de matière (émission X, effet SZ, lentilles gravitationnelles, systèmes absorbants) fournissent des contraintes sur les propriétés réelles des flux, ainsi que sur les modèles sous-jacents de halos (profil de masse par exemple) et sur les biais associés aux traceurs utilisés (rapports M/L par exemple). Enfin, une validation à terme de la propagation statistique permet d'entrevoir la mise en place de l'inversion dynamique qui permet de remonter à l'histoire d'interaction d'un halo à partir de son état actuel.