Parmi les problèmes auxquels sont confrontés la cosmologie et l'astrophysique modernes, celui de la matière noire occupe une place particulière, résistant depuis de nombreuses décennies à la sagacité des théoriciens et au savoir-faire des expérimentateurs. Le problème en lui-même s'énonce simplement : de nombreuses mesures astrophysiques indirectes indiquent que la masse contenue dans notre univers semble dominée par de la matière d'un type nouveau, que l'on a encore jamais détecté directement, on l'appelle la matière noire. L'hypothèse qu'elle puisse être constituée de nouvelles particules intéresse grandement les physiciens des particules, dont les théories prédisent l'existence de telles particules : la matière noire est un des thèmes majeurs de l'astrophysique des particules. Cette habilitation à diriger des recherches est centrée sur la recherche de matière noire sous la forme de particules nouvelles, et plus particulièrement à la détection indirecte, pour laquelle on cherche les particules issues des annihilations de la matière noire plutôt que la particule originale elle-même. Dans ce cadre, je présenterai les études du rayonnement cosmique que j'ai menées, en collaboration avec diverses équipes. En particulier, l'étude de l'antimatière qu'il contient, permet de tirer des conclusions sur la matière noire.

L'utilisation des supernovae de type Ia comme indicateurs de distance est un pilier du modèle de concordance actuel en cosmologie. Le travail d'instrumentation présenté dans la première partie a été réalisé dans le cadre d'un projet utilisant ces objets, le satellite SNAP, qui nécessite la spatialisation d'un grand plan focal comportant des détecteurs CCD pour le visible et APS pour l'infra-rouge. Pour tester la lecture de ces détecteurs à très bas bruit, nous avons construit deux bancs de test cryogéniques et étudié en détail un ASIC analogique. La deuxième partie est l'analyse de données existantes dans le cadre de notre modèle "calorimétrique", pour améliorer l'utilisation des SN Ia comme étalons. Le programme GRATIS calcule le dépot d'énergie radioactive dans la supernova. La comparaison avec les puissances lumineuses mesurées est satisfaisante. D'autres pistes incluent l'évolution des spectres en phase tardive et l'observation d'un saut de couleur baptisé "rayon vert".

La formation des structures dans l'univers demeure une des interrogations majeures en cosmologie. La croissance des structures dans le régime linéaire, où l'amplitude des fluctuations est faible, est bien comprise analytiquement, mais les simulations numériques à N-corps restent l'outil principal pour sonder le régime "non-linéaire" où ces fluctuations sont grandes. Nous abordons cette question d'un point de vue différent de ceux utilisés couramment en cosmologie, celui de la physique statistique et plus particulièrement celui de la dynamique hors-équilibre des systèmes avec interaction à longue portée. Nous étudions une classe particulière de modèles 1-d qui présentent une évolution similaire à celle rencontrée dans les modèles 3-d. Nous montrons que le clustering spatial qui se développe présente des propriétés (fractales) d'invariance d'échelles, et que des propriétés d'auto-similarité apparaissent lors de l'évolution temporelle. D'autre part, les exposants caractérisant cette invariance d'échelle peuvent être expliqués par l'hypothèse du "stable-clustering". En suivant une analyse de type halos sélectionnés par un algorithme "friend-of-friend", nous montrons que le clustering non-linéaire de ces modèles 1-d correspond au développement d'une éhiérarchie fractale statistiquement viriélisée". Nous terminons par une étude formalisant ue classification des interactions basée sur des propriétés de convergence de la force agissant sur une particule en fonction de la taille du système, plutôt que sur les propriétés de convergence de l'énergie potentielle, habituellement considérée en physique statistique des systèmes avec interaction à longue portée.

Le SuperNova Legacy Survey (SNLS) est un programme de détection et de suivi photométrique de plusieurs centaines de supernovæ de type Ia (SNe Ia) dont l'objectif est de retracer l'histoire de l'expansion cosmologique afin d'en déduire une caractérisation de la nature de l'énergie noire, c'est-à-dire une mesure de son paramètre d'état wDE. La prise de données du SNLS est arrivée à son terme en juillet 2008 après 5 ans de programme. Le travail réalisé dans le cadre de cette thèse a consisté en l'analyse de ces 5 ans de données SNLS et la photométrie des 419 SNe Ia détectées et spectroscopiquement identifiées. Pour chaque supernova, les courbes de lumière dans les bandes gMrMiMzM sont produites, calibrées et ajustées par un modèle spectrophotométrique. Une nouvelle méthode de photométrie, sans rééchantillonnage des pixels des images, est également implémentée dans le cadre de cette thèse. En préservant les propriétés statistiques des pixels, elle permet de mieux contrôler les incertitudes sur la mesure des flux, et par là même, la précision sur la mesure des paramètres cosmologiques qui s'en déduit. Les performances des deux méthodes sont testées et comparées sur les étoiles de calibration et les supernovae. Si la photométrie sans rééchantillonnage permet une estimation plus exacte des incertitudes de mesure du flux, la précision et la stabilité des deux méthodes sont quant à elles similaires. Un lot de SNe Ia de statistique et de qualité inédites est maintenant disponible pour l'analyse de cosmologie. Avec le complément de supernovæ proches de programmes extérieurs, une contrainte à 5% sur la nature du paramètre d'état de l'énergie noire est donc pour la première fois envisageable.

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.

L'Univers, en dehors de notre Galaxie, est baigné de nombreux rayonnements, le principal étant observable dans le domaine des ondes radio centimétriques et millimétriques: le fond cosmologique (ou CMB pour {\it Cosmic Microwave Background}), corps noir de température actuelle 2.7 Kelvin. Découvert dans les années soixante, et largement étudié depuis pour ses infimes fluctuations de température et de polarisation, il se propage librement depuis une époque située environ 400000 ans après le big-bang. Il nous renseigne sur l'état de l'Univers primordial, sur son contenu, ainsi que sur certains processus physiques ayant eu lieu ultérieurement, comme la réionisation ou la formation des amas de galaxie. Un autre rayonnement d'importance cosmologique a été découvert il y a seulement quatorze ans dans les données du satellite COBE, mais ici dans le domaine de l'infrarouge lointain, vers 200 microns de longueur d'onde: le {\bf rayonnement fossile des galaxies}, ou fond diffus extragalactique infrarouge. Il est environ 50 fois moins intense que le fond cosmologique (pic à pic, ou de 20 à 40 fois moins en intégrale). Cette détection a constitué une grande surprise vu la grande intensité relative de l'infrarouge lointain par rapport à la partie visible provenant directement des étoiles. Ce fond diffus a pour origine l'émission de toutes les galaxies depuis leur formation, et résume ainsi toute leur histoire. Il est donc permis d'écrire, presque sans ironie, que {\bf la nuit n'est pas noire}, dans la mesure où, si nos yeux (avec le concours d'une hypothétique fenêtre atmosphérique) étaient sensibles aux rayonnements infrarouge lointain, millimétrique et centimétrique, ils verraient une nuit brillante de rayonnements cosmologiques. Notons que la question de la nuit noire - connue sous le nom de paradoxe d'Olbers Chéseaux - est ancienne, fertile, et touche aux fondements de la description et la compréhension de notre Univers physique, de son origine et de son évolution. Mesurer précisément ce rayonnement de fond infrarouge et comprendre la nature des galaxies qui en sont à l'origine et leur évolution, constituent l'une des thématiques importantes de la cosmologie observationnelle d'aujourd'hui. Je détaille, dans ce manuscrit de HDR, quelques-unes de mes contributions à l'étude statistique des galaxies infrarouges, à la mesure et l'interprétation du rayonnement extragalactique, et esquisse quelques perspectives. Le document de la HDR -- soutenue le 21 septembre 2010 à l'Institut d'Astrophysique Spatiale, Orsay -- et ses annexes sont disponibles en ligne sur http://www.ias.u-psud.fr/dole/hdr/

La radiodétection des rayon cosmiques de haute énergie est actuellement l'objet d'une intense activité de recherche, tant sur le plan expérimental que théorique. La problématique actuelle est de savoir si elle représente une technique compétitive par rapport à ou en complément des techniques de détection classiques; aussi bien afin de couvrir les surfaces permettant d'accumuler de la statistique aux plus hautes énergies (autours de 10^20 eV -- là où l'astronomie des particules deviendrait possible) que de caractériser précisément le rayonnement cosmique à des énergies plus modérées (quelques 10^18 eV). Au cours de ce travail, nous avons tenté de nous approcher de la réponse à cette question, grâce à des modélisations de l'émission radio, à l'analyse de données expérimentales et en préparant les détecteurs à venir. Au niveau modélisation, l'émission géosynchrotron des particules des gerbes a été abordée analytiquement en utilisant un modèle de gerbe simplifiée et d'autre part avec la simulation Monte Carlo AIRES pour obtenir un développement de gerbe réaliste. Différentes dépendances du champ électrique ont été extraite, dont une proportionnalité du champ avec le vecteur -v*B sous certaines conditions. Expérimentalement, l'analyse des données du détecteur CODALEMA a permis de mieux caractériser le champ électrique produit par les gerbes, avec notamment la topologie de la distribution du champ au sol, la dépendance avec l'énergie et un champ compatible avec une proportionnalité avec -v*B. Ces différents résultats sont regroupé sous la forme d'une formule générale du champ. Davantage de données sont probablement nécessaires avant de statuer définitivement sur l'intérêt de la radiodétection. La formule obtenue grâce à CODALEMA a finalement été utilisée pour extrapoler les résultats de CODALEMA a un futur grand réseau, résultat appliqué notamment au détecteur AERA de l'Observatoire Pierre Auger.

La détection directionnelle constitue une variante de la détection directe, en proposant de reconstruire la cinématique de l'interaction WIMP-noyau, c'est-à-dire en ajoutant l'information sur la trace du recul à celle sur l'énergie déposée. L'idée est de profiter du mouvement du système solaire autour du centre galactique et à travers le halo de matière sombre. On observe ainsi un vent relatif de WIMP en provenance de la direction vers laquelle se dirige le système solaire. Par conséquent, une expérience sensible à la direction d'interaction devrait observer un excès d'événements dans cette direction, clairement discriminable du bruit de fond, isotrope dans le référentiel galactique. Une nouvelle méthode d'analyse statistique est présentée. Elle permet d'extraire des données des futurs détecteurs directionnels, la direction principale du signal ainsi que le nombre de WIMPs contenus dans la carte. L'origine galactique du signal peut ainsi être mise en évidence en montrant que la direction correspond à celle du vecteur vitesse du Soleil. Il s'agit d'un changement de perspective vis-à-vis de la détection directe de matière sombre non-baryonique. Profitant des avancées en technique de détection, on passe d'une stratégie de rejet du bruit de fond à une stratégie d'identification du signal WIMP. Finalement, le Chapitre 3 décrit les travaux préparatoires à un grand détecteur directionnel pour la recherche de matière sombre galactique. La stratégie directionnelle requiert une mesure précise à la fois de l'énergie déposée et de la trace en trois dimensions. L'obtention de ces informations structure le cahier des charges du projet de détecteur MIMAC dont l'élément de base est une TPC fonctionnant à basse pression. Les mesures de très basses énergies (inférieures au keV) seront présentées ainsi que les premiers résultats concernant la reconstruction en trois dimensions de reculs nucléaires.

La thèse s'intéresse à l'étude des rayons cosmiques de très hautes énergies qui lorsqu'ils pénètrent l'atmosphère terrestre dissipent leur énergie en produisant une multitude de particules secondaires, cet ensemble étant appelé une gerbe atmosphérique. L'expérience CODALEMA permet l'étude de l'émission radioélectrique des gerbes atmosphériques, au moyen d'antennes dans le domaine de fréquences de 1 à 100 MHz. Nous avons étudié dans un premier temps certaines questions concernant le calcul du champ électrique à partir des caractéristiques de la gerbe dans le but de dégager les effets prépondérants dans la génération du signal radio. Nous avons ensuite examiné comment exploiter une méthode de prédiction linéaire pour permettre la détection des transitoires associés aux gerbes dans l'environnement radioélectrique bruité dans la gamme de fréquence où l'expérience est menée. Nous avons enfin examiné comment les signaux récoltés permettent d'étudier le mécanisme d'émission du champ électrique par les gerbes. Ce travail d'analyse permet de faire un pont entre les deux premières études.

Ce document expose une partie de l'activité de recherche que j'ai effectuée depuis mon arrivée dans le groupe AMS du LPSC en 1999 que j'ai rejoint juste après ma thèse. <br />A cette époque, le vol précurseur d'AMS (AMS01) venait d'avoir lieu et les premiers résultats étaient en cours de publication~: l'expérience AMS01 avait pris un volume important de données lors de ce vol dans la soute de la navette spatiale et une des principales surprises dans ces premiers résultats était la mise en évidence dans le flux des particules détectées d'une composante très importante de particules sous la coupure géomagnétique. <br />Cette coupure correspond à l'énergie minimale que doit avoir un rayon cosmique pour atteindre le voisinage de la Terre et toute particule du rayonnement cosmique sous cette coupure est repoussée par le bouclier magnétique terrestre. <br /><br />La motivation première du travail de phénoménologie présenté ici a été de comprendre l'origine de ces particules détectées sous la coupure géomagnétique et d'étudier leurs caractéristiques. Ce travail s'articule autour d'un outil de simulation Monte-Carlo qui comprend la génération des particules du rayonnement cosmique primaire, sa propagation dans le champ magnétique terrestre, l'interaction dans l'atmosphère et la production de particules secondaires et donc la formation de cascades de particules. Cet outil a tout d'abord été utilisé pour comprendre l'origine des particules sous la coupure géomagnétique et il a permis de montrer que ce sont des particules secondaires produites dans la haute atmosphère et s'en échappant pour ensuite être piégées dans le champ géomagnétique. <br /><br />On a de plus pu étudier de manière spécifique les différentes espèces détectées sous la coupure~: proton, électron et positron et noyaux légers.<br />On s'est notamment attaché à comprendre leurs principales caractéristiques qui ont mesurées par AMS01 comme les rapports positron/électron et $^3$He/$^4$He.<br /><br />Nous avons ensuite développé cet outil de simulation pour aborder les thématiques de la physique d'AMS02. Ainsi on a pu simuler le flux d'antiprotons et d'antideutons atmosphériques détectables au-dessus de l'atmosphère. On s'est de plus intéressé à ces flux dans l'atmosphère~: c'est un résultat important car les expériences embarquées sur ballon mesurant le flux d'antiprotons doivent prendre en compte la production atmosphérique pour déduire des flux mesurés la contribution d'origine cosmique. <br /><br />Le rayonnement cosmique constitue un outil unique d'étude des oscillations des neutrinos. La puissance de cet outil a été particulièrement mise en évidence par l'expérience Super-Kamiokande au Japon. Les paramètres d'oscillations sont déterminés grâce à la comparaison du flux de neutrinos estimé et du flux mesuré, notamment en comparant l'évolution du rapport $\nu_e/\nu_\mu$ avec l'angle zénithal, c'est à dire la distance de vol. La détermination des paramètres d'oscillation nécessite une connaissance précise des flux théoriques de neutrinos atmosphériques. La principale difficulté est d'avoir une simulation la plus correcte possible de l'interaction des particules et de la production de particules secondaires. On a pu de manière naturelle exploiter notre outil de simulation pour estimer les flux de neutrinos dans une approche complètement tridimensionnelle.<br /><br />Dans le chapitre 1, on présentera, après une très courte introduction au rayonnement cosmique, l'activité de phénoménologie de l'interaction du rayonnement cosmique avec l'atmosphère et le champ magnétique terrestre. Les principales caractéristiques de la simulation seront détaillées puis on présentera les différents résultats obtenus ces dernières années~: protons sous la coupure géomagnétique, électrons et positrons sous la coupure géomagnétique, noyaux légers sous la coupure géomagnétique, production d'antimatière dans l'atmosphère et l'étude de la production des neutrinos atmosphériques. <br /><br />Dans le chapitre 2, on présentera les perspectives de ces travaux mais aussi les activités concernant la physique du rayonnement cosmique auxquelles on va participer dans les prochaines années en termes d'instrumentation, d'analyse des données et de phénoménologie.