La grande précision des mesures du fond diffus cosmologique nécessitent de comprendre avec finesse la physique sous-jacente afin d'en tirer des conclusions pertinentes sur la phase primordiale de l'univers. Dans cette thèse nous étudions la théorie des perturbations non-linéaires dans le cadre de la relativité générale. Notre but est de déterminer le transfert des perturbations de la métrique ainsi que des perturbations du contenu matériel,<br />entre la phase primordiale de l'univers et les observations réalisées<br />aujourd'hui. Nous nous plaçons tout d'abord dans l'approximation fluide afin d'appréhender les comportements généraux attendus. Ensuite nous étudions la théorie cinétique au second ordre, nécessaire pour obtenir le transfert radiatif non-linéaire, dans le but de déterminer la non-gaussianité dans le<br />fond diffus cosmologique. <br />Nous étudions également la théorie des perturbations linéaires<br />autour d'espaces anisotropes. Nous élaborons la théorie des perturbations invariantes de jauge autour d'un espace de Bianchi I, puis nous étudions les signatures observationnelles d'une phase primordiale d'inflation possédant cette symétrie.

L'étude des propriétés actuelles des galaxies permet à la fois de comprendre les processus physiques de leur évolution passée et le contenu de l'Univers en matière visible et noire. Les moyens d'observations actuels permettent de quantifier de façon statistique les propriétés morphologiques et cinématiques des galaxies, en fonction de leur environnement. Afin d'interpréter en détail ces propriétés observées, nous avons modélisé la formation et l'évolution passée des galaxies au moyen de simulations numériques. Les codes utilisés, en partie déjà existants et en partie développés au cours de la thèse, modélisent la dynamique gravitationnelle des étoiles et de la matière noire, l'hydrodynamique du gaz interstellaire, et la formation stellaire. Les résultats de ces simulations peuvent alors être comparés quantitativement aux observations, dans plusieurs domaines de longueurs d'ondes.<br /><br />Dans une première partie, nous étudions la morphologie des galaxies isolées. Nous montrons que la plupart des galaxies spirales possèdent une concentration centrale allongée, appelée barre, qui devrait être détruite rapidement par échange de moment angulaire avec le gaz interstellaire. La persistance des barres depuis dix milliards d'années ne peut s'expliquer que si elles ont été reformées, ce qui nécessite l'accrétion de grandes quantités de gaz diffus par les galaxies. L'étude d'autres types d'asymétries, les modes m=1, vient renforcer cette conclusion, et nous déduisons le taux caractéristique d'accrétion de gaz par les galaxies au cours des derniers milliards d'années, de plusieurs masses solaires par ans. Une importante contrainte pour les modèles cosmologiques en découle : l'Univers doit contenir suffisamment de baryons, et ceux-ci ne doivent tous former des étoiles rapidement dans l'Univers jeune, pour que les galaxies continuent à accréter quelques dizaines de pourcents de leur masse à des redshifts inférieurs à z=1.<br /><br /> Les galaxies ont donc grandi par accrétion progressive de gaz diffus, mais les collisions et fusions de galaxies ont également joué un rôle important dans leur évolution. Il est déjà établi que les fusions de galaxies de masses comparables détruisent les disques spiraux et forment des galaxies elliptiques, de forme sphéroïdale. Nous montrons que même la fusion avec de petites galaxies affecte fortement les disques, et qu'un grand nombre de fusions détruisent les galaxies spirales pour en faire des galaxies lenticulaires ou elliptiques ; l'accrétion de gaz évoquée précédemment peut alors expliquer la reformation ultérieure d'un disque galactique fin. Nous avons également établi qu'une succession de fusions mineures avec des galaxies naines peut avoir les mêmes effets qu'une fusion majeure unique avec une galaxie massive, et former une elliptique. Ce nouveau mécanisme de formation amène à réviser l'interprétation des observations sur le contenu en matière noire des galaxies elliptiques, ce qui pourrait déboucher sur des contraintes importantes sur la nature même de cette matière noire.<br /><br />D'autres évènements se produisant lors des collisions de galaxies (formation d'anneaux, naissance de galaxies naines dans les débris de marée) ont été étudiés à l'aide de nos modèles numériques. Ils permettent de contraindre les propriétés de la matière noire en traçant son comportement dynamique dans les collisions de galaxies. La confrontation des modèles aux données observationnelles tend à prouver qu'une partie de la matière noire est mobilisée les débris de collisions et de marées galactiques. Bien qu'une confirmation reste à établir à l'aide d'observations à plus haute résolution, cela indique une dynamique collisionnelle et dissipative pour une partie de la matière noire, probablement sa composante baryonique, favorisant les modèles de matière noire sous forme de gaz froid.<br /><br />La comparaison statistique des observations et des modèles numériques à haute résolution a donc permis d'obtenir un certain nombre de contraintes sur les processus principaux d'évolution des galaxies et sur la matière contenue dans l'Univers. A l'avenir, les possibilités de modélisation et d'observation des galaxies de l'Univers lointain permettront de comprendre encore mieux les mécanismes d'évolution des galaxies, ainsi que la formation stellaire à grande échelle, donc l'histoire des bayons contenus dans l'Univers. Cela permettra d'établir des contraintes plus précises sur les scénarios cosmologiques de formation et d'évolution de l'Univers dans son ensemble.

Cette thèse est consacre à l'étude de la poussière et du gaz dans les quasars (QSO) grand décalage spectral à l'aide d'observations (sub)millimétrique et radio.<br /><br />Les relevés dans le continuum infrarouge et radio de QSO optiquement lumineux et radio faibles 1.96. La relation entre l'émission infrarouge et radio des galaxies locales est vérifiée pour les QSO grand z, indiquant que le chauffage dominant provient des étoiles massives nouvellement formées. Ces études ont mis en évidence une relation entre les activités du trou noir et de la formation stellaire. Les taux de formation stellaire très élevés (~1000Mo/yr) indiquent d'intenses flambées stellaires nécessitant dimportants réservoirs de gaz moléculaire.<br /><br />La détection de CO dans J1409+5628 z=2.56 est décrit en détail et une étude globale du gaz moléculaire des sources grand z est présentée. Dans quelques cas, la détection de plusieurs transitions de CO permet de contraindre les conditions physiques indiquant des températures de 60-100K, et des densités de 10^(3-4) cm-3, comparables M82 ou Arp220. Enfin, la détection de CI et de HCN est rapporte pour deux QSO grand z.<br /><br />Ces travaux ont permis de contraindre les conditions physiques dans les galaxies hôtes de QSO à grand z, parmi les objets les plus massifs formés dans l'Univers. Ces programmes exploratoires, qui ouvrent la voie l'étude du milieu interstellaire dans l'environnement extrème des premières galaxies, connaîtront leur plein essor avec la mise en opération du satellite Herschel et des interféromètres eVLA et ALMA.

Les grands sondages récents de l'Univers ont mis en évidence la présence de structures dans la distribution de la matière, sous forme de filaments et de vides. Pour étudier l'évolution de la distribution spatiale des galaxies, il est nécessaire de connaître leur position précise dans l'espace à trois dimensions. Cette thèse s'est déroulée dans le cadre du sondage profond VIMOS-VLT Deep Survey (VVDS). Son but est de mesurer quelques 100000 redshifts pour étudier la formation et l'évolution des galaxies et des structures à grande échelle de l'Univers jusqu'à z~5. Après avoir fait un état des lieux de la connaissance que nous avons de la distribution des galaxies, puis introduis le sondage VVDS, je présente la mesure et l'évolution de la fonction de corrélation spatiale à deux points à partir des données de la première époque du VVDS, le plus large échantillon (10759 spectres) jamais acquis à I_AB=24. J'ai développé un ensemble de programmes mis à la disposition du consortium VVDS pour mesurer facilement la longueur de corrélation spatiale des galaxies dans un intervalle en redshift donné, avec ses erreurs associées, en corrigeant les effets de la stratégie d'observation du VVDS. Cet outil a permis de mesurer l'évolution de la fonction de corrélation spatiale de la population globale des galaxies jusqu'à z=2. J'ai prolongé cette étude en divisant l'échantillon de galaxies par type spectral et par couleur. Enfin, en combinant les données de GALEX avec celles du VVDS, j'ai pu mesurer l'agrégation de galaxies sélectionnées en ultraviolet jusqu'à z~1. C'est la première fois que de telles mesures sont réalisées sur une si longue plage de temps cosmique. Les résultats présentés dans cette thèse font ainsi office de nouvelles références pour les travaux futurs.

Dans le modèle cosmologique actuel, l'univers est composé de 70% d'énergie noire et de 30% de matière noire, toutes deux de nature inconnue. Ce travail de thèse se focalise sur cette deuxième composante sombre. Au moyen de l'optique gravitationnelle, je conduis une étude de la distribution de matière noire dans les structures cosmiques. Cette technique permet de sonder le contenu en masse de l'univers indépendemment de sa nature ou de son état dynamique. Elle fournit ainsi un diagnostic sur les structures aux petites échelles non-linéaires.<br /><br />Je compare la distribution de matière sombre déduite du cisaillement faible à celle de la lumière des galaxies dans le superamas de galaxies MS0302+17 par une analyse de la corrélation masse-lumière. Le contraste de la première se déduit de celui de la seconde par une relation de biais linéaire et un rapport M/L ~ 300 constant. Les cartes de masse et de lumière montrent une remarquable similitude morphologique révélant ainsi la structuration type « cosmic-web ». Je présente les premiers résultats d'un relevé d'amas de galaxies avec le cisaillement faible qui seront comparés aux données XMM-LSS.<br /><br />De plus, une analyse détaillée (strong+weak lensing) de l'amas de galaxies MS2137-23 montre que le profil de masse est compatible avec le modèle NFW issu des simulations numériques. Une étude des régions centrales utilise aussi la dynamique des étoiles dans la galaxie cD.

Ce travail de thèse consiste à développer l'approche bayésienne en séparation de sources. Mes contributions sont à la fois méthodologiques et algorithmiques illustrées par des applications en imagerie satellitaire et en cosmologie observationnelle. - Au niveau méthodologique: 1. nous avons proposé une modélisation pertinente des sources. L'aspect hiérarchique de ce modèle est bien adapté à la structure cachée naturelle du problème de séparation de sources. 2. Nous avons étudié le problème de dégénérescence du maximum de vraisemblance dans le cas vectoriel et dans le contexte de séparation de sources. 3. Nous avons proposé une approche originale pour la sélection d'a priori avec les outils de la géométrie différentielle. - Au niveau Algorithmique: 1. Nous avons proposé des algorithmes de séparation et de ségmentation dont le principe est l'exploitation de la non stationnarité dans le domaine temporel, spatial, spectral, temps-fréquence... 2. Nous avons mis en oeuvre la solution bayésienne avec une impémentation parallèle de l'échantillonneur de Gibbs ainsi que d'autres approximations stochastiques de l'EM. 3. Ces algorithmes sont illustrés par une application en imagerie satellitaire et une application en cosmologie observationnelle. Enfin, j'ouvre des perspectives théoriques sur la dualité de l'approche bayésienne et de l'approche informationnelle dans le cadre de la séparation et de la ségmentation conjointes des sources.

La mission ESA Planck offre une opportunité sans précédent de mesurer de manière très précise la polarisation de l'émission Galactique et extragalactique dans le domaine millimétrique et sub-milli\-métrique ; elle devrait notamment permettre de mesurer la polarisation du Fond Cosmique Micro-ondes (FCM). Dans le premier chapitre, nous expliquons brièvement l'intérêt scientifique d'une telle mesure, et revoyons les technologies instrumentales qui la permettent. Dans le second chapitre, nous modélisons les caractéristiques statistiques de l'émission galactique polarisée, en particulier celle des poussières (plus particulièrement importante pour l'instrument haute fréquence -HFI- de Planck). Dans le troisième chapitre, nous présentons une méthode de filtrage multi-fréquence permettant la séparation des différentes composantes astrophysiques de l'émission millimétrique et sub-millimétrique, et permettant de quantifier les erreurs de la mesure des propriétés statistiques (spectre de puissance) de ces différents processus, en particulier le FCM. Dans le quatrième chapitre, nous estimons l'erreur commise sur la mesure des paramètres cosmologiques, conséquence des erreurs estimées au chapitre précédent. Dans un cinquième chapitre, nous estimons la contribution aux anisotropies du FCM de l'effet de lentille gravitationnelle en mouvement, causé par une population d'amas et de groupes de galaxies. Enfin, dans un sixième chapitre, nous présentons un modèle semi-analytique simple de formation de galaxies, où le taux de formation d'étoiles est controlé par la température du milieu intergalactique.

L'effet Sunyaev-Zel'dovich (SZ) est le nom donné à la diffusion Compton inverse des photons du fond diffus cosmologique sur les électrons du gaz chaud à l'intérieur des amas de galaxies. Dès 2005, cet effet permettra la détection de nouveaux amas à grand redshift grâce à des sondages SZ en aveugle. Ce travail vise à évaluer les performances scientifiques de la nouvelle génération d'instruments destinée à réaliser ces sondages. Un des objectifs principaux est l'étude des effets de sélection de ces instruments. Cette étude a nécessité la simulation de cartes SZ réalistes (via un code semi-analytique incluant corrélations spatiales et cinétiques) et la mise au point d'un algorithme d'extraction rapide d'amas (reposant sur l'utilisation de filtres adaptés). Le code de simulation et l'algorithme d'extraction ont été appliqués sur des données millimétriques récentes pour l'observation d'émissions SZ d'amas et l'estimation d'une contribution d'amas non résolus au spectre des anisotropies primaires du fond diffus cosmologique.

En tant que dernière étape de l'évolution stellaire, les supernovae sont un outil fondamental pour appréhender l'évolution des galaxies. Elles constituent en effet le mécanisme principal d'enrichissement du milieu interstellaire en éléments de masse intermédiaire (comme l'oxygène, via les supernovae gravitationnelles ou de type II/Ib/Ic) et en éléments du pic du fer (grâce aux supernovae thermonucléaires ou de type Ia). De fait, la connaissance du taux de supernova, c'est-à-dire le nombre d'explosions par unité de temps et de volume ou de luminosité galactique est particulièrement intéressante pour comprendre l'évolution chimique des galaxies. <br> Depuis une dizaine d'années la recherche systématique de supernovae a pris un nouveau tournant grâce aux caméras CCD qui permettent d'obtenir des échantillons homogènes et peu biaisés. La recherche se fait directement par soustraction d'images prises à un mois d'intervalle. C'est dans ce cadre-là que l'expérience EROS, qui utilise un télescope de 1 mètre basé au Chili avec deux caméras CCD grand champ, a dédié pendant 4 ans environ 15% de son temps à la recherche de supernovae proches. L'analyse présentée ici a été effectuée à partir de deux campagnes d'observation par EROS, en 1999 et en 2000, avec l'aide de collaborations internationales afin de disposer de suffisamment de temps de télescope pour suivre l'évolution des supernovae détectées. Au total une quinzaine de supernovae de type Ia ont été découvertes par EROS. <br> La mesure de l'efficacité de détection, à l'aide d'une simulation de type Monte-Carlo, permet de mesurer le taux d'explosion de supernova de type Ia dans un domaine de décalage spectral proche ($z \sim 0.13$). La valeur obtenue est $0.23^(+0.09+0.07)_(-0.05-0.07)\ h^2$ SNu où 1 SNu = 1 SN / $10^(10)\ \text(L)_(\odot)^B$ / siècle. Cette valeur est compatible avec la précédente mesure effectuée par EROS, avec une statistique moindre, dans cette gamme de décalage spectral. Elle est à comparer avec la mesure réalisée par le 'Supernova Cosmology Project' à $z \sim 0.55$ où le taux est $0.58^(+0.10\ +0.10)_(-0.09\ -0.09)\ h^2$ SNu. La différence entre ces mesures implique une évolution relativement importante entre ces deux époques.

Les anisotropies du rayonnement fossile de l'Univers (CMB) constituent une des surces d'information les plus prometteuses sur la physique de l'Univers. C'est pourquoi de nombreuses expériences de mesure d'anisotropies se sont développées ces dernières années. Archeops est une expérience ballon de mesure des anisotropies du CMB, fruit d'une collaboration internationale pilotée par le Centre de Recherches sur les Très Basses Températures (CRTBT) du CNRS de Grenoble. Archeops est d'un point de vue technique le précurseur du futur satellite européen Planck. Dans un premier temps, je rappelle les fondements théoriques du modèle standard de la cosmologie. Je présente ensuite les caractéristiques des expériences de mesure des anisotropies du CMB et notamment celles d'Archeops. Dans un deuxième temps, j'expose mes contributions au sein de la collaboration Archeops. Mon travail comporte d'une part une partie instrumentale liée à la reconstruction du pointage, et d'autre part une partie d'analyse de données basée sur le développement d'algorithmes de destriage. Pour finir, je discute de la nature des contraintes sur la masse des neutrinos qui seront susceptibles d'être obtenus avec les données de Planck.