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.

L'experience spatiale AMS sera mise en orbite à partir de 2008 pour une durée de 3 ans afin d'étudier le rayonnement cosmique, l'antimatière et la matière noire. Cette thèse présente d'abord le travail mené pour les developpements de l'imageur Cherenkov (RICH) d'AMS qui conduira à une mesure précise de la vitesse et de la charge des particules. Nous exposons les caractéristiques générales de l'imageur, ainsi que la mise en oeuvre et l'analyse des données provenant de tests sur faisceau d'ions realisés au CERN. Nous présentons également les test de l'électronique frontale, l'analyse et le tri des composants les mieux adaptés à l'expérience. Une méthode d'étalonnage et de reclassement des cellules de l'imageur a été proposée et acceptée par la collaboration. Finalement, nous avons developpé un banc de test afin de déterminer l'indice de refraction des aérogels (utilisés comme matériau radiateur).

Depuis plus de 30 ans, des réseaux de détecteurs au sol ont observé une dizaine de rayons cosmiques d'origine probablement extragalactique, dont les énergies excèdent $10^20$ eV. L'Observatoire Pierre AUGER, actuellement en construction en Argentine, a été spécialement conçu pour éclaircir le mystère de leur origine. La première partie de cette thèse a été consacrée à l'exposé de la problématique physique et aux techniques de détection utilisées. La partie suivante traite du développement d'un nouvel outil de mesure du niveau d'eau dans les détecteurs de surface et de la mise en oeuvre d'une expérience de calibration des détecteurs à des électrons de quelques MeV. Puis finalement, 3 chapitres sont consacrés à l'exposé de nouvelles méthodes d'analyses visant à determiner la composition du rayonnement cosmique primaire et à étudier les phénomènes physiques qui ont lieu dans le développement des gerbes dans l'atmosphère.

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.

NIL

LA COMPARAISON DES LUMINOSITES APPARENTES DE LOTS DE SUPERNOVAE DE TYPE IA (SNIA) PROCHES (DECALAGE SPECTRAL Z 0.1) ET LOINTAINES (Z 1) PERMET DE PRECISER LA GEOMETRIE DE L'UNIVERS A GRANDE ECHELLE ET DE MESURER LES PRINCIPAUX PARAMETRES COSMOLOGIQUES : LA CONSTANTE DE HUBBLE H 0, LA DENSITE DE MATIERE M ET LA CONSTANTE COSMOLOGIQUE . L'EXPERIENCE EROS2 CONSACRE 10% DE SON TEMPS D'OBSERVATION A LA DETECTION ET L'ETUDE DE SNIA PROCHES. AU PRINTEMPS 1999, LA COLLABORATION A PARTICIPE A UNE RECHERCHE COMMUNE, COORDONNEE PAR LE SUPERNOVA COSMOLOGY PROJECT, QUI A PERMIS DE DECOUVRIR PRES DE 50 SUPERNOVAE, DONT 20 ETAIENT DES SNIA DECOUVERTES AU PLUS TARD 10 JOURS APRES LEUR MAXIMUM DE LUMINOSITE. APRES AVOIR PRESENTE LES PRINCIPALES METHODES DE MESURE DES PARAMETRES COSMOLOGIQUES - CHANDELLES STANDARD, ETUDE DES AMAS RICHES ET ETUDE DES ANISOTROPIES DU RAYONNEMENT DE FOND COSMOLOGIQUE - NOUS DECRIVONS LA PHYSIQUE ET LES PROPRIETES OBSERVATIONNELLES DES SNIA. LA LUMINOSITE MAXIMALE DE CES OBJETS PRESENTE UNE DISPERSION FAIBLE (30%) QUI PEUT ETRE REDUITE EN UTILISANT DES CORRELATIONS AVEC D'AUTRES OBSERVABLES (TAUX DE DECROISSANCE PRINCIPALEMENT). LA SECONDE PARTIE DU MANUSCRIT EST CONSACREE A LA PRESENTATION DE L'EXPERIENCE EROS2, ET DES TECHNIQUES DE DETECTION MISES EN UVRE. NOUS DECRIVONS EN TROISIEME PARTIE L'ANALYSE DES DONNEES DE SUIVI PHOTOMETRIQUE DES SNIA DECOUVERTES AU PRINTEMPS 1999. NOUS DECRIVONS EN PARTICULIER LA CHAINE D'ANALYSE PHOTOMETRIQUE, MISE AU POINT POUR CETTE THESE AINSI QUE LE PROCESSUS D'INTERCALIBRATION DES 10 TELESCOPES DE SUIVI. ENFIN, NOUS EXPOSONS LA TECHNIQUE DE RECONSTRUCTION DE LA LUMINOSITE MAXIMALE ET DU TAUX DE DECROISSANCE DES SNIA. LES CORRELATIONS ENTRE LUMINOSITE MAXIMALE, TAUX DE DECROISSANCE ET COULEUR ONT ETE ETUDIEES. UNE VALEUR DE LA CONSTANTE DE HUBBLE : H 0 = 69 2(STAT.) 7(SYST) A ETE DETERMINEE.

NIL