L'étude des propriétés résolues des galaxies lointaines peut apporter des connaissances fondamentales sur les processus qui gouvernent l'évolution des galaxies tout au long de la vie de l'Univers. Par exemple, ces études peuvent nous aider à mieux comprendre si une galaxie a fusionné avec une autre dans le passé, à tester de nouvelles hypothèses concernant la distribution de matière (noire et visible) dans les galaxies et aussi à étudier la densité et composition chimique du gaz. Pendant longtemps, ces études étaient coûteuses et assez peu efficaces (d'un point de vue observationel), vu qu'elles obligeaient à faire plusieurs observations discontinues du même objet. Mais dans les trois dernières décennies, grâce aux développements instrumentaux qu'on permis la construction d'une nouvelle classe de spectrographes -- les Spectrographes de champ Intégral -- il est finalement devenu relativement simple d'avoir une vraie vision tridimensionnelle des galaxies et de mesurer les variations spatiales de propriétés comme la cinématique, le taux de formation stellaire et la métallicité. Néanmoins, ces études résolues restent encore difficiles à faire pour des galaxies lointaines, que sont la plupart du temps très petites sur le ciel et très faibles. Une méthode qui peut aider à mener ces études est d'observer objets derrière des amas de galaxies. Les amas, à cause de leur masse très élevé, forment des lentilles gravitationnelles qui augmentent la brillance des objets derrière eux, fonctionnant comme un 'télescope cosmique'. L'effet peut aussi 'étendre' les objects dans le ciel, ce que permet d'analyser des échelles spatiales plus petites qu'en observant des galaxies non lentillées. Au cours de ma thèse, j'ai analysé les propriétés résolues de huit de ces objects très magnifiés par des amas de galaxies. Dans la première partie de ce manuscrit, je présente un ensemble de 7 arcs gravitationnels: des galaxies extrêmement étendues et magnifiées mais qui restent représentatives des galaxies typiques de ce temps cosmique, il y a 6 - 9 Gyr. Tout ces galaxies sont des disques en rotation avec des masses entre109 et 1011 M⊙ et taux de formation stellaires de 3 - 50 ⊙/yr. À partir de la émission [OII], les champs de vitesse et de dispersion de vitesse de ces 7 objets ont été mesurés, ce que nous a permis de conclure que toute ces galaxies sont dominées par rotation. En prenant en compte les effets de distorsion de lentille gravitationnelles, les meilleurs paramètres pour trois modèles différents -- le modèle arc tangente, sphère isotherme et disque exponentiel -- on été dérivés pour chaque galaxie. Je conclus que le modèle de sphère isotherme, qui suppose que la masse de la galaxie est dominée par la distribution de la matière noire, décrit marginalement mieux le champ de vitesse de 3 de ces 7 galaxies que les deux autres modèles. Dans la deuxième partie du manuscrit, une jeune galaxie à z=3.5, avec une masse de M* = 6 x 109 M⊙, est étudiée. Avec des données MUSE, les propriétés résolues de la raie Lyα et aussi, pour la première fois, de les raies de CIII] on été dérivées. Le rapport signal sur bruit du spectre obtenu par la combinaison de différentes images multiples révèle des raies d'émission et d'absorption UV qui sont rarement vues dans des galaxies aussi lointaines. Ces raies ont permis d'estimer les propriétés physiques du gaz de cette galaxie (Te~15600 K, ne~300 cm-3, fraction de couverture f~0.4). L'émission Lyα s'étend à plus de 10 kpc autour de l'émission du continu et révèle un profil spectral très uniforme, avec de petites variations non liées à la cinématique de la galaxie mesurée avec les raies d'emission non résonantes. La raie spectrale et le profil de brillance de surface Lyα observés ont été modélisés avec un modèle de transfert radiatif dans un milieu sphérique de gaz en expansion. Je conclus qu'un modèle simple de ce type peut décrire simultanément correctement ces deux observables / Spatially resolved studies of high redshift galaxies can provide essential insight into the inner processes that shape galaxies thought cosmic time. Amongst others, they can allow us to better constrain the merger history of a galaxy, to test hypotheses on the distribution of the underlying mass, to study the density and dust distribution in the neutral gas of early galaxies, or to study the chemical evolution within a disc galaxy. Only in recent decades, thanks to the advent and developments of Integral Field Spectrographs (IFS), it became possible to have this truly 2D vision of galaxies and to 'map' properties such as kinematics, star formation rates and metallicity. Nevertheless, high redshift galaxies that are dimmer due to their distance, are still hard to analyse. A method that allows to overcome this issue is to target objects in the background of strongly lensing clusters. These clusters act as a cosmic telescopes, boosting the total flux of these objects and 'extending' them on the sky, allowing us to study them in a manner would otherwise be only possible with the new generation of telescopes. In my thesis, I present the analysis of 8 of such strongly lensed objects. The first part of the manuscript focuses on a sample of 7 gravitational arcs: extremely extended and magnified but otherwise normal galaxies. These galaxies are magnified by 7 different clusters and have redshifts that range from 0.6 to 1.5 (between 6 to 9 Gyrs ago). These are all rotating discs with masses ranging from 109 to 1011 M⊙ and star formation rates between 3 to 50 M⊙ / yr. While 3 of these galaxies -- AS1063, A370 and MACS0416 -- are star formation main-sequence galaxies, lying less than 0.05 dex away from the Fundamental Metallicity Plane, the remaining four deviate up to 0.4 dex. The global metallicities, measured from several emission lines ratios, are super solar (8.81 to 9.08 [12 + log(O/H)]) and on two objects we measure a metallicity gradient of -0.03 [12+log(O/H)/ kpc] and -0.01 [12+log(O/H)/ kpc]. We measure the ionised gas 2D velocity field and velocity dispersion via strong emission lines (mainly [OII]) finding that all of these galaxies are rotation dominated with V/$\sigma$ ratios between 2 and 9. Accounting for lensing effects, we fit these observed velocity fields using three kinematic models: the arctangent model, the isothermal sphere and exponential disc. We conclude that the isothermal sphere model is marginally a better fit to 4 of the 7 galaxies in our sample, the exponential disc to 2 and 1 by the arctangent model. The second part of the manuscript focuses on a typical (L*, M* = 6 x 109 M⊙) young lensed galaxy at z=3.5, observed with MUSE, for which we obtain 2D resolved spatial information of Lyα and, for the first time, of CIII] emission. The exceptional signal-to-noise of the data reveals UV emission and absorption lines rarely seen at these redshifts, allowing us to derive important physical properties (Te~15600 K, ne~300 cm-3, covering fraction f~0.4) using multiple diagnostics. Inferred stellar and gas-phase metallicities point towards a low metallicity object. The Lyα emission extends over ~10 kpc across the galaxy and presents a very uniform spectral profile, showing only a small velocity shift which is unrelated to the intrinsic kinematics of the nebular emission. The Lyα extension is ~4 times larger than the continuum emission, and makes this object comparable to low-mass LAEs at low redshift, and more compact than the Lyman-break galaxies and Lyα emitters usually studied at high redshift. We model theLyα line and surface brightness profile using a radiative transfer code in an expanding gas shell, finding that this model provides a good description of both observables

Cette thèse porte sur l'étude du rayonnement cosmique nucléaire chargé d'énergie comprise entre quelques centaines de MeV et 1~TeV. Celle-ci peut apporter des réponses à des questions aussi fondamentales que l'asymétrie entre matière et antimatière primordiales, la nature de la matière sombre ou la propagation du rayonnement cosmique. L'étude de ces phénomènes passe par la détection d'antimatière légère. Or l'interaction du rayonnement cosmique primaire au voisinage de la terre conduit à la production et au piégeage de particules secondaires, dont des noyaux légers d'antimatière. Ce travail vise à caractériser cette dernière composante de bruit physique pour des expériences ballons ou satellites. Ceci a été mené à bien grâce à une simulation Monte-Carlo tridimensionnelle prenant en compte de manière réaliste les interactions nucléaires. Cette étude montre en particulier l'importance du phénomène de piègeage magnétique et de l'interaction inélastique non-annihilante pour les particules présentes à 400~km d'altitude. La deuxième partie porte sur l'étude de l'imageur annulaire Cherenkov de l'expérience AMS qui permettra d'effectuer une séparation isotopique du rayonnement cosmique nucléaire chargé. La résolution en vélocité du détecteur a donc été étudiée lors de tests cosmiques et sous faisceau. Il en ressort que le détecteur est compris et que ses performances sont conformes aux attentes. Enfin, un travail de simulation prenant en compte le trigger et l'efficacité de détection d'AMS a été entrepris sur le rapport isotopique $^(10)$Be/$^(9)$Be qui montre les capacités d'AMS pour la contrainte des paramètres astrophysiques de propagation du rayonnement cosmique.

L'observatoire Pierre Auger vise à observer les évènements les plus violents de l'univers afin d'en découvrir les origines. Le premier site de cet observatoire, en cours de construction en Argentine, sera constitué de 1600 détecteurs au sol et de 4 télescopes d'observation de la fluorescence dans l'atmosphère. De par sa taille gigantesque, cet observatoire est le plus grand au monde. La présence d'eau en hiver sur une grande partie de la Pampa, et aussi, la grande surface rend l'accès difficile à la majorité des détecteurs. Les conditions difficiles d'environnement (variations thermiques, air salin et humidité) et la nécessité d'un fonctionnement permanent pendant 20 ans, imposent la recherche constante de la fiabilité à toutes les étapes du projet. Après une description nécessaire de l'ensemble de l'observatoire, ce mémoire décrit l'électronique des détecteurs de surface de l'observatoire Pierre Auger et les étapes de sa conception. La fiabilité constitue un problème prédominant de ce mémoire, en particulier en ce qui concerne :<ul><li>La recherche de la fiabilité optimale lors de la conception</li><li>L'évaluation de la fiabilité et la mise en place des stratégies de maintenance</li><li>La gestion de production (mise en place des procédures qualité, choix de l'entreprise, dossier de fabrication...) : de la qualité de production dépend la fiabilité du produit</li><li>Le déverminage qui permet d'éliminer les "défauts de jeunesse"</li><li>La mise au point des équipements de test</li><li>L'étude des performances des détecteurs, sa calibration et les méthodes de sélection des évènements. La bonne connaissance du fonctionnement des détecteurs constitue d'une part une approche système intéressante et d'autre part elle permet une identification rapide des défaillances</li><li>L'intégration, le suivi des cartes sur le terrain et la mise en place d'un retour d'expérience. L'expertise acquise peut profiter avantageusement à de futures expériences.</li></ul>

Ma these se deroule suivant deux principales lignes de recherche. Les deux arguments traites constituent une relation entre la theorie des cordes et les aspects phenomenologiques/cosmologiques. D'une part, la geometrie noncommutative (NC) est une consequence naturelle de la presence de branes et flux dans la theorie des cordes. La non commutativite deforme certaines proprietes fondamentales des theories ordinaires decrivant par exemple les interactions electro–faibles et fortes ou les modeles statistiques. C'est dans ce sens que la geometrie NC represente une application a la phenomenologie des cordes. D'autre part, les branes sont l'ingredient clé des modeles d'univers branaires. Le modele de Randall–Sundrum (RS) en particulier offre de nouvelles perspectives tant du point de vue de la cosmologie, ouvrant des scenarios d'evolution cosmologique non conventionnelle, que du point de vue de l'holographie. La premiere partie de la these est dediee a la geometrie NC et, en particulier, aux theories de champs NC integrables. Le but principal du travail a ete d'etudier les consequences de la non commutativit´e par rapport a l'integrabilite. Plus precisement, on a voulu verifier ou refuter dans un contexte NC le theoreme qui lie, en deux dimensions, l'integrabilite a la factorisation de la matrice S. Avec integrabilite on parle de l'existence d'un nombre infini de courants locaux conserves, associes aux symetries de la theorie de champs.Le point de depart a donc ete de garantir la presence de tels courants, au moyen du formalisme du bicomplexe. Cette methode permet d'obtenir les equations du mouvement en tant que conditions d'int´ egrabilite d'un systeme d'equations differentielles lineaires. a partir des solutions du meme systeme lineaire suivent les courants conserves. En exploitant le formalisme de Weyl, la procedure est immediatement generalisable a la geometrie NC. Une algebre de fonctions (operateurs de Weyl) definie sur un espace NC est associee a une algebre NC de fonctions ou la multiplication est executee au moyen d'un produit NC de Moyal: le produit. En introduisant le produit au niveau du systeme lineaire et en en deduisant les equations du mouvement NC, on obtient la generalisation NC du bicomplexe. On a infere le premier modele en generalisant le bicomplexe du modeledesine–Gordon(SG)a la geometrie NC. Nous avons deduit (en collaboration avec Grisaru, Penati, Tamassia) l'action correspondante aux equations du mouvement precedemment etablies par Grisaru et Penati. Le calcul des amplitudes de diffusion et production a determine les caracteristiques de la matrice S du modele. Des comportements acausaux ont ete releves pour les processus de diffusion. En outre, les processus de production possedent une amplitudes non nulle: d'ou la non validite du theoreme d'integrabilite vs. factorisation pour cette version NC du modele de SG. D'autres proprietes ont ete mises en evidence, comme la relation avec la theorie des cordes et la bosonisation. Le deuxieme modele de SG NC a ete propose en collaboration avec Lechtenfeld, Penati, Popov, Tamassia. Les equations du mouvement ont ete tirees de la reduction dimensionnelle du modele sigma NC en 2+1 dimensions, qui a son tour est la reduction de la theorie de self–dual Yang–Mills NC en 2+2 dimensions (decrivant les supercordes N =2avecchamps B). L'action a ete calculee de meme que les amplitudes. Les processus de production possedant des amplitudes nulles et ceux de diffusion ne dependant pas du parametre de NC, entraınent ainsi un comportement causal. Le deuxieme modele de SG NC semble donc obeir a l'equivalence entre integrabilite et factorisation de la matrice S. La reduction de la theorie des cordes garde sa validite meme au niveau de l'action contrairement au modele precedent. La deuxieme partie de ma these traite des modeles d'univers branaires, ou plus precisement des modeles de RS. Le modele propose par Randall et Sundrumse situe dans un bulk 5–dimensionnel, caracterise per une symetrie d'orbifold Z2 par rapport `a la position de la brane 4–dimensionnelle. Grace au facteur de warp qui multiplie le sous–espace 4–dimensionnel parallele a la brane, on obtient la localisation des modes du graviton. Par consequent, le potentiel gravitationnel efficace est newtonien aux energies inferieures a la masse de Planck. En introduisant en outre un terme de matiere dans le bulk et en considerant l'echange d'energie entre brane et bulk, une variete de nouvelles cosmologies en derive. Dans la premiere partie de mon travail sur RS nous avons propose un modele analogue situe dans un bulk 7–dimensionnel. La brane 6–dimensionnelle — ayant compactifie deux dimensions — est placee au point fixe de l'orbifold Z2. Afin d'etudier l'evolution cosmologique en nous mettant en relation avec les observations, nous avons introduit l'echange d'energie entre brane et bulk. Les scenarios possibles sont nombreux et dependent de la forme explicite du parametre d'echange d'energie. Entre autres, les points fixes possedent une acceleration positive, pouvant ainsi representer la recente acceleration de l'univers. Il sont egalement stables pour un large ensemble des valeurs des parametres. Finalement, on peut tracer des scenarios qui partent d'une phase initiale acceleree, en passant successivement a une ere de deceleration, pour terminer sur un point fixe stable d'inflation. Les modeles d'univers branaires a la RS possedent un dual holographique via AdS/CFT. La correspondance AdS/CFT etablit qu'une theorie de supergravite(ou,plusg´ en´ eralement, de cordes) dans un champ de fond d'anti de Sitter (AdS) en d + 1 dimensions est duale a une theorie de champs conforme (CFT) en d dimensions. Tenant compte des divergences presentes dans les deux descriptions, cette correspondance a ete rendue plus precise par la formulation de la renormalisation holographique. Si l'espace de AdS est regularise au moyen d'un cutoff infrarouge, la correspondante CFT resulte regularisee par un cutoff ultraviolet et couplee a la gravite d–dimensionnelle. En analogie a l'analyse effectuee en cinq dimensions par Kiritsis, nous avons construit la theorie duale au modele cosmologique de RS en sept dimensions. Pour capturer les dynamiques dictees par l'echange d'energie entre brane et bulk, la theorie holographique en six dimensions a ete generalisee au cas interagissant (entre matiere et CFT) et non conforme. Le resultat sont les relations entre les parametres de masse appartenant aux deux descriptions et entre l'echange d'energie, d'un cote, et le parametre d'interaction, de l'autre. De plus, le parametre de rupture conforme est associe au parametre d'auto–interaction du bulk dans la description de supergravite 7–dimensionnelle. Le travail de recherche inclut donc des resultats pouvant trouver leur application dans la phenomenologie et cosmologie des cordes. D'une part on a enqueter sur l'influence de la noncommutativite liee a l'integrabilite du modele de SG. D'autre part, les consequences cosmologiques de l'emplacement du modele de RS en sept dimensions ont ete etudiees et la correspondance AdS/CFT a ete appliquee afin d'en tirer des informations sur la theorie duale, couplee a la gravite.

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L'étude des grandes structures de l'Univers est un des meilleurs moyens pour comprendre l'origine et l'évolution de l'Univers. Dans cette thèse, nous nous spécialisons aussi bien dans la théorie des perturbations aux échelles cosmologiques, que dans le cisaillement cosmique. La théorie des perturbations aux échelles cosmologiques décrit comment les grandes structures de l'Univers se sont formées à partir des minuscules fluctuations primordiales. Cette évolution est généralement décrite en se servant des équations du mouvement d'un fluide, et dans cette thèse nous introduisons quelques nouvelles versions de cette hiérarchie de Boltzmann. Les avantages et inconvénients de ces nouvelles hiérarchies sont analysés en détail. Nous introduisons aussi une nouvelle technique, appelée l'approximation eikonal, qui nous permet de mieux comprendre les résultats des autres approches utilisées en théorie des perturbations. En outre, grâce à sa généralité, elle nous permet de généraliser une grande quantité de résultats. Le cisaillement cosmique décrit comment l'effet des lentilles gravitationnelles déforme notre image du ciel. Dans cette thèse, nous étudions de manière détaillée le bispectre du cisaillement cosmique, au deuxième ordre en les potentiels gravitationnels. Le calcul est intégralement fait en "full sky", généralisant ainsi les résultats existants. Pour simplifier les calculs numériques, nous introduisons et généralisons l'approximation dite de Limber.

Ce travail contient 20 articles répondant aux questions suivantes :- contraintes observationnelles sur l'existence d'un rayonnement cosmique cosmologique et - problèmes liés à la diffusion des éléments dans les atmosphères stellaires.

La question de l'assemblage des galaxies massives est toujours ouverte. En particulier, l'évolution qui mène à la formation des galaxies massives de type précoce telles qu'on les observe aujourd'hui fait grand débat, depuis plusieurs années depuis la découverte de galaxies passives massives à z ~ 1-2 plus compactes que leur équivalent dans l'Univers local. Deux principaux scénarios sont proposés pour expliquer l'augmentation de taille de ces galaxies : expulsion du gaz ou fusions mineurs pauvres en gaz, mais aucun des deux ne permet de rendre compte de tous les résultats observationnels. L'environnement qui a encore été peu étudié jusqu'à présent, intervient alors comme une variable supplémentaire pour contraindre les modèles et tenter de dégager le bon scénario. La période z > 1 semble être le moment idéal pour étudier la dépendance entre la taille et l'environnement puisque c'est le moment où les amas de galaxies massifs apparaissent. Si les galaxies finissant dans ces structures denses ont été transformées différemment que celles finissant dans le champ, les effets devraient être visibles à ce moment là. Dans ce travail de thèse, j'ai analysé la relation masse-taille et l'évolution en taille des galaxies passives de type précoce dans un échantillon de 9 amas de galaxies massifs, dans l'intervalle 0, 8 < z < 1, 6, et comparé à un échantillon homogène de galaxies de champ. Toutes les propriétés telles que la taille, la masse et la morphologie sont estimées de la même manière dans les échantillons de galaxies d'amas et de champ. La sélection des galaxies d'amas comprend les galaxies classifiées comme type précoce ayant une masse supérieure à 3 * 10^10 M sun et peuplant la séquence rouge déterminée pour chaque amas de galaxies. Les galaxies de champ ont été sélectionnées en respectant les mêmes critères. Le principal résultat est que nous ne détectons pas de différences significatives dans la relation masse-taille ni dans l'évolution de la taille des galaxies de type précoce vivant dans le champ et dans les amas. Nos résultats, combinés avec les récents résultats de la littérature, suggèrent une très faible dépendance de la taille des galaxies de type précoce avec l'environnement à grande échelle depuis z ~ 1, 5. L'absence de dépendance avec l'environnement est aussi indépendante de l'intervalle de masse considéré. Nous détectons en revanche une dépendance de la taille avec la morphologie : les galaxies lenticulaires paraîssent en moyenne plus compactes que les galaxies elliptiques à masse stellaire fixée. Elles semblent avoir une évolution en taille plus forte que les elliptiques depuis z ~ 1, 5 : elles sont ~ 40% plus petites à z = 1 et seulement ~ 10% plus petites à z = 0. Les galaxies elliptiques, quant à elles, dominent uniquement la population de galaxies au-delà de 10^11 Msun . Finalement, nous comparons nos résultats avec les prédictions des modèles semi-analytiques de Guo et al. (2011) et Shankar et al. (2013) basés sur les arbres de fusions de la simulation Millénium. Globalement, nos résultats sur l'évolution en taille des ETGs sont compatibles à 1 sigma avec ces modèles. Cela permet de mettre quelques contraintes sur les propriétés des modèles d'évolution de galaxie.

Les plasmas peu denses, très énergétiques et magnétisés sont des milieux courants en astrophysique. Cette thèse est dédiée à l'étude de deux milieux spécifiques caractérisés par une géométrie de disque : le centre Galactique et la couronne des microquasars. Dans chacun des deux cas, les observations suggèrent l'existence d'un plasma extrêmement chaud (100 millions et 1 milliard de degrés) et ténu dont l'origine reste un mystère ; certains indices semblent également y montrer un champ magnétique assez fort, de structure dipolaire et principalement verticale baignant ce plasma. <br /><br />Au centre Galactique, la température du gaz considéré est telle que, s'il était collisionnel et composé principalement d'hydrogène, il devrait s'échapper, impliquant des besoins énergétiques excessifs pour les mécanismes de chauffage. Nous montrons cependant que les conditions peuvent naturellement mener à un plasma d'hélium, confiné par le potentiel Galactique. Dans cette situation plus raisonnable, nous étudions un processus possible de chauffage reposant sur la forte viscosité du gaz et la friction sur des nuages moléculaires froids en mouvement.<br /><br />La problématique des microquasars est très similaire, à la différence notable près que la couronne est probablement peu collisionnelle. Nous étudions dans ce régime un mécanisme de chauffage par pompage magnétique dans lequel la résonance entre le mouvement oscillant de certains ions de la couronne et une excitation périodique des lignes de champ magnétique par une instabilité du disque peut fournir de l'énergie à la couronne. Nous montrons en particulier que ce mécanisme est insuffisant à expliquer la température observée.

L'étude du spectre en énergie des rayons cosmiques d'ultra-haute énergie (E > 1020 eV) impose de déterminer cette dernière avec bien plus de précision que ce qui est réalisé actuellement. La gerbe de particules créée dans l'atmosphère peut être détectée soit par l'échantillonnage au sol des particules, soit par la détection de la fluorescence produite par l'excitation de l'azote par les électrons de la gerbe. La mesure de la fluorescence est, pour le moment, la méthode la plus simple et la plus fiable, car elle ne fait pas appel aux lois de la physique hadronique à des énergies extrêmes, domaine inaccessible aux accélérateurs. La connaissance précise du facteur de conversion entre énergie déposée et nombre de photons de fluorescence émis (le rendement) est donc essentielle. Jusqu'à présent, il n'a été déterminé qu'avec une précision de 15 %. Cette expérience a pour objectif principal la mesure de ce rendement à mieux que 5 %. Pour cela, des électrons (~1 MeV) provenant d'une source radioactive excitent l'azote de l'air. Cette précision a été atteinte par la mise en œuvre d'une méthode de calibration nouvelle de l'efficacité absolue des photomultiplicateurs détectant les photons à mieux que 2 %. Le rendement de la fluorescence, mesuré puis normalisé à 0.85 MeV, 760 mmHg et 15°C, vaut<br />4.23 ± 0.20 photons par mètre,<br />soit 20.46 ± 0.98 photons par MeV déposé.<br />Par ailleurs, et pour la première fois, le spectre de la fluorescence de l'azote excité par une source a été mesuré de façon absolue au moyen d'un spectromètre optique à réseau.