La compréhension des mécanismes de formation et d'évolution des galaxies dans un cadre cosmologique demeure un grand défi de l'astrophysique moderne. En particulier, la contribution des processus de fusion lors de l'assemblage cosmologique de masses est encore mal comprise. Dans ce contexte, l'étude du support dynamique des galaxies est un moyen permettant de contraindre les différents scénarios d'évolution. Dans une première partie, je présente ma contribu- tion à l'analyse cinématique des galaxies de l'échantillon MASSIV composé de 83 galaxies jeunes...

La détection des modes B primordiaux de polarisation du fond diffus cosmologique est un des défis majeurs de la cosmologie contemporaine. Leur mesure permettrait de contraindre les modèles d'inflation, cette phase d'expansion accélérée qui aurait eu lieu aux tout premiers instants de l'Univers. Le projet QUBIC, une des nombreuses expériences en compétition, s'appuie sur une technologie particulièrement innovante, l'interférométrie bolométrique. Cette thèse expose les travaux qui ont permis d'établir l'architecture de cet instrument. Nous introduisons un formalisme permettant d'étudier comment les observables d'intérêt peuvent être mesurées et obtenons une formule analytique donnant la sensibilité de l'instrument. Nous déterminons les caractéristiques instrumentales devant être satisfaites par chacun de ses composants en vue de le rendre compétitif. Nous démontrons en particulier que seule une distribution hautement redondante des récepteurs (cornets) permet d'atteindre une sensibilité optimale. Nous étudions l'effet de lissage engendré par la largeur de bande spectrale des détecteurs et estimons la dégradation de sensibilité en résultant. Nous proposons par ailleurs des architectures alternatives d'interféromètre bolométrique ; l'une d'entre elles (avec lame demi-onde en rotation et sans déphaseurs contrôlés) est devenue l'architecture standard de l'instrument QUBIC. Nous mettons enfin à jour une méthode prometteuse d'auto-calibration de l'instrument qui est selon nous amenée à devenir un argument majeur en faveur de l'interférométrie bolométrique. Nos travaux ont donné lieu à plusieurs publications, reproduites en annexe de cette thèse.

L'effet Sunyaev-Zel'dovich (SZ) est la distorsion du spectre du fond diffus cosmologique (CMB) due à la diffusion des photons du CMB sur les électrons du gaz intra-amas par effet Compton inverse. Bien qu'ayant été découvert à la fin de années 1960, cet effet commence tout juste à être utilisé : l'exploitation de nombreux instruments débute aujourd'hui ou en est sur le point conduisant ainsi à la réalisation de sondages d'amas plus importants que tout ce qui existe à l'heure actuelle. Cependant, l'utilisation des amas observés grâce à l'effet SZ en tant que sondes cosmologiques nécessite la combinaison de ces données avec les observations X. Afin d'estimer les capacités de différents instruments X et SZ et les caractéristiques des catalogues résultants de la combinaison de leurs données, j'ai constitué un modèle pour ces deux signaux, contraint par un grand nombre d'observations X. Il permet alors de simuler des programmes d'observation réalistes. A titre d'exemple d'applications réalisables avec ce modèle, j'ai d'une part comparé les propriétés des catalogues constitués avec les satellites Planck et ROSAT et, d'autre part, estimé les capacités du satellite XMM-Newton à faire un suivi des amas les plus chauds et distants parmi ceux découverts par Planck, i.e. les plus pertinents d'un <br />point de vue cosmologique.

Le spectromètre magnétique AMS sera installé sur la station spatiale internationale ISS en 2003. Il sera en particulier équipé d'un imageur d'anneaux Tcherenkov à focalisation de proximité (RICH). Après une présentation des objectifs de recherche de la collaboration internationale AMS et de son détecteur, une étude détaillée du fonctionnement et des performances des RICH à focalisation de proximité est proposée. Le travail se poursuit par une étude par simulation du rayonnement cosmique nucléaire attendu dans AMS grâce au RICH. La thèse rapporte ensuite le travail mené sur le prototype d'imageur conçu, développé et testé à l'Institut des Sciences Nucléaires de Grenoble, de 1997 à 1999. Le fonctionnement du détecteur et son étalonnage est expliqué. Le travail se poursuit par l'analyse des données prises pendant les campagnes de tests au moyen des rayons cosmiques au sol et sur faisceau d'ions, auprès de l'accélérateur de GSI-Darmstadt (Allemagne). Les données expérimentales sont comparées aux résultats du programme de simulation. Enfin, les résultats d'une campagne de test simulant la détection de particules " Albedo " sont présentés et interprétés.

Cette thèse d'habilitation consiste en trois petits articles de revue indépendants, couvrant mes activités passées au sein du groupe de cosmologie du LPNHE. Le premier chapitre est consacré à la mesure de l'histoire de l'expansion cosmique avec des supernovae de type Ia (SNe Ia). Les techniques de détermination de distance de luminosité mises en oeuvre au sein du Supernova Legacy Survey (SNLS) sont détaillées. Les résultats de l'analyse des trois premières années de données du SNLS sont présentés. Le second chapitre traite d'un ingrédient essentiel de ce type d'analyse, à savoir la calibration photométrique des imageurs grand-champ utilisés pour mesurer le flux des supernovae. Les techniques développées pour la calibration du survey SNLS (Regnault et al, 2009), puis quelques années plus tard pour l'intercalibration des surveys SNLS et SDSS-II (Betoule et al, 2013) sont présentées en détail. Enfin, le dernier chapitre présente les nouveaux projets de calibration instrumentale imaginés par plusieurs équipes dans le monde. Dans notre exposé, l'accent est mis sur le projet de calibration DICE, développé par le groupe du LPNHE. Au coeur de DICE est une source de calibration multi-longueur d'onde ultra-stable, réalisée au laboratoire, et testée notamment auprès du Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT, Mauna Kea, Hawaii).

Durant ce travail, nous nous sommes intéressé à l'impact, dans les galaxies naines, qu'ont les étoiles massives formées lors d'un sursaut de formation stellaire. Deux aspects de ce problème, différents mais complémentaires, ont été abordés: d'une part, l'incidence du sursaut sur la dynamique du milieu interstellaire, à travers l'émission de la raie Lyalpha, et d'autre part l'influence de ces sursauts sur l'évolution chimique de ces objets. En effet, lors d'un épisode violent de formation stellaire, les étoiles massives ionisent fortement le gaz environnant, donnant normalement lieu à des émissions de photons Lyalpha et Halpha dont le rapport des quantités peut être évalué de façon théorique. Toutefois, les premières observations de l'émission Lyalpha dans des galaxies à sursaut ont révélé un apparent déficit de ces photons par rapport à l'émission Halpha observée. Attribué initialement à l'effet conjugué de la diffusion résonante dans le gaz neutre et de la destruction des photons Lyalpha par les poussières, nous avons pu confirmer, en nous basant sur la comparaison des profils des ces deux raies, observées au sol et dans l'espace avec le télescope spatial, que la dynamique du gaz, contrôlée par l'énergie mécanique libérée par les étoiles massives, était également un facteur déterminant pour l'émergence de la raie Lyalpha. Tout particulièrement, nous avons pu montrer que si l'on négligeait l'effet de la dynamique de la matière interstellaire, l'apparent déficit en photons Lyalpha pouvait être expliqué en invoquant, vraisemblablement à tort, une loi et un coefficient d'extinction élevés, mais qu'en revanche, la prise en compte des effets dynamiques, indique que les photons Lyalpha émergent principalement de régions de faible extinction. D'autre part, les étoiles massives, formées lors d'un sursaut, rejettent dans le milieu interstellaire les métaux qu'elles ont synthétisées, contribuant ainsi à son enrichissement. Afin d'étudier les échelles spatiales et temporelles de cet enrichissement, nous avons obtenu un spectre à longue fente de la galaxie naine IZw 18, objet présentant la particularité d'être le plus sous-abondant de l'univers local. Ces observations profondes (14 heures de pose !) ont révélé une abondance en oxygène extrêmement homogène à une échelle de plus de 600 pc, suggérant, en accord avec les résultats concernant d'autres galaxies à sursaut, que l'enrichissement dû aux étoiles massives actuelles n'était pas encore visible. L'hypothèse la plus probable semble que les métaux éjectés par les étoiles massives, sous forme de vents stellaires et éjectas de supernovae, demeurent, dans les premiers temps du sursaut, dans une phase chaude et peu dense, rayonnant dans le domaine X (mais pas en optique), et ne se mélangent pas immédiatement au milieu interstellaire environnant. En nous aidant d'un modèle d'évolution spectrophotométrique couplé à l'évolution chimique des galaxies, nous avons étudié différents scénarios d'histoire de formation d'étoiles dans IZw 18. La possibilité d'une éjection hors de la galaxie des métaux rejetés par les étoiles massives, voire par les étoiles de masses intermédiaires, a été étudiée. Si les abondances en carbone et oxygène observées dans IZw 18 résultent uniquement d'un enrichissement par des sursauts de formation d'étoiles, au plus 60 à 70 % des métaux produits par les étoiles de toute masses doivent être ainsi perdus. Nous avons également montré qu'une formation stellaire continue, mais de très faible intensité, durant les périodes inter-sursaut devait être prise en compte, et que ce mode de formation d'étoiles ne pouvait être négligé lorsque l'on s'intéresse aux objets de très faible métallicité. En particulier, les abondances mesurées dans IZw 18 pourraient ne provenir que de ce type de formation stellaire si celle-ci s'est maintenue pendant un temps de Hubble. Le sursaut actuel serait alors le premier, mais une formation d'étoiles faible et lente aurait commencée il y a plusieurs milliards d'années. Nous avons également montré que les galaxies à faible brillance de surface pouvaient être les contreparties en phase "calme" des galaxies à sursaut et que la possible augmentation de la métallicité minimale des systèmes absorbants Lyman alpha quand le décalage spectral diminue pouvait être le résultat d'une formation stellaire continue, mais très faible, qui contribuerait à augmenter régulièrement le contenu en métaux de la matière interstellaire.

This work presents several works related to the impact of neutrinos in cosmology. We study the impact on the Cosmic Microwave Background of several neutrino-related parameters (mass, abundance, neutrino-antineutrino asymmetry, non-thermal distorsions, non-standard couplings with other species, mass and abundance of additional sterile neutrinos). We present new numerical methods for computing these effects efficiently. We use current data to derive several new bounds on these parameters, and finally, we study the sensitivity of future cosmological experiments to these quantities.

Notre travail se concentre sur le rôle de la phase moléculaire froide et dense dans l'évolution des galaxies spirales. Cette phase p eut jouer le rôle de réservoir de gaz à faible taux de formation stellaire dans les parties externes des disques. Après une présentation générale des propriétés des galaxies, en particulier des galaxies spirales, leur milieux interstellaire et leur évolution dynamique, nous passons en revue les simulations numériques hydrodynamiques contemporaines et l'implémentation de la physique baryonique. Nous présentons ensuite la série de simulations que nous avons e ffectuées. Ces simulations incluent du refroidissement jusqu'à basse température, en prenant notamment en compte de l'hydrogène moléculaire. Nous testons en particulier l'infl uence de l'hydrogène moléculaire dans des simulations avec di fférentes efficacités de rétroactions énergétique stellaire, et obtenons que le dihydrogène permet dans tous les cas une faible formation d'étoiles dans les parties externes des disques. Les disques gazeux ont de plus tendance à s'épaissir à grands rayons du fait de la rétroaction stellaire renforcée par la présence de dihydrogène. L'hydrogène moléculaire peut donc jouer le rôle de réservoir de matière baryonique dans les parties externes des galaxies spirales qui accrètent du gaz par les fi laments cosmiques tout au long de leur vie.

Les galaxies à coquilles sont des galaxies qui paraissent normales à tous égards, mais qui sont entourées par de faibles ''rides'' de lumière en forme d'arcs: les coquilles. Ce n'est qu'au début des années 1980 que l'importance du phénomène est apparue, avec la publication par Malin et Carter d'une liste de 140 galaxies à coquilles, elliptiques et lenticulaires pour la plupart. Les premières observations ont montré que ces coquilles étaient de nature stellaire. Deux types de modèles ont été proposés: d'après certains, les coquilles se seraient formées à partir du gaz intra-galactique comprimé par une onde de choc provoquée par un sursaut d'activité du noyau de la galaxie (origine interne); d'après d'autres, ce seraient des ondes de densité d'étoiles provenant d'une galaxie-compagnon qui aurait été absorbée par la galaxie-hôte (formation par fusion). Pour trouver la réponse à ce problème astrophysique nouveau, l'auteur a entrepris un vaste programme d'observation de toutes les galaxies du catalogue de Malin et Carter en collaboration avec des chercheurs australiens et britanniques, en spectroscopie et imagerie CCD. Ce travail de thèse qui comporte une partie observationnelle, une étude des propriétés statistiques de ces objets, et une étude approfondie de quelques galaxies typiques, a conduit à un grand nombre de résultats nouveaux parmi lesquels on peut noter: 1. Une étude détaillée d'un échantillon d'une vingtaine d'objets a montré que la morphologie des coquilles (distribution radiale, ellipticités, angles caractéristiques), et leur photométrie (étude des profils, luminosité intégrée, et indices de couleurs) sont en accord avec les prédictions des modèles de formation par fusion. 2. Les observations spectroscopiques de 100 galaxies à coquilles ont mis en évidence une formation stellaire massive et récente pour 20% des objets, ce qui était complètement inattendu pour des galaxies elliptiques et lenticulaires. Les spectres de certains objets sont du même type que ceux des galaxies actives ''E+A'' qui ont été découvertes dans les amas lointains et qui sont associées à l'effet "Butcher-Oemler". Nos observations suggèrent donc que l'accrétion d'un compagnon est un processus efficace pour réactiver la formation stellaire dans les galaxies elliptiques et que les interactions entre galaxies peuvent expliquer le taux anormalement élevé de galaxies actives dans les amas lointains. 3. La photométrie des coquilles (délicate, car ces structures sont très faibles) a montré qu'elles peuvent être plus rouges, mais qu'elles sont généralement plus bleues que le reste de la galaxie, ce qui est compatible avec l'absorption d'un compagnon de population stellaire plus jeune. Des gradients de couleur importants existent parfois même le long d'une même coquille. Ce dernier résultat qui semblait à priori difficile à comprendre, s'est éclairé par quelques unes de nos simulations de collisions, en suivant les orbites des étoiles des différentes composantes du compagnon (bulbe-disque). 4. Une étude approfondie de NGC~3923, le système le plus riche (avec plus de 20 coquilles), a permis d'établir que pour cet objet, les coquilles sont vraisemblablement le résultat d'une collision radiale avec un compagnon elliptique de masse environ 1/10 de celle de la galaxie. Après avoir perdu la plus grande partie de ses étoiles lors du premier passage dans les régions centrales, le compagnon s'est ensuite progressivement dépouillé des étoiles restantes, tout en subissant un freinage par friction dynamique, ce qui l'a entrainé dans les régions les plus internes de la galaxie. 5. Une corrélation est apparue entre la morphologie des systèmes de coquilles et l'ellipticité apparente de la galaxie-hôte. Les systèmes alignés ne sont visibles qu'autour de galaxies allongées, et les systèmes ''en pétales'' qu'autour de galaxies d'apparence circulaire. Cette corrélation traduit l'influence du potentiel total de la galaxie (y compris celui de l'éventuel halo de matière noire), sur la géométrie des coquilles. 6. A partir du taux d'observation de galaxies à coquilles, et de la durée de vie des systèmes, il est possible d'en déduire une estimation de la fréquence des collisions entre galaxies, et une limite supérieure à la masse de matière invisible contenue à l'intérieur des systèmes de coquilles. Avec un taux de 10%, et une durée de vie de l'ordre de 2 à 3 milliards d'années, les galaxies elliptiques auraient ainsi fusionné en moyenne avec un ou deux compagnons. La limite supérieure de la masse de la matière invisible contenue à l'intérieur des systèmes serait ainsi de l'ordre de 50 fois la masse de la composante visible. En conclusion, cette étude permet d'établir à peu près définitivement que le modèle de formation par fusion est le seul à rendre compte des propriétés observationnelles des coquilles. De part leur comportement de particules-test, les étoiles des coquilles offrent une occasion unique de sonder le potentiel total des galaxies, y compris celui des halos massifs invisibles. L'importance des interactions gravitationnelles pour la formation et l'évolution des galaxies semble désormais bien établie, et les galaxies à coquilles, résultats de collisions entre galaxies, permettent donc d'étudier une phase cruciale dans l'évolution des galaxies.

Cette thèse présente un travail sur la détermination des paramètres cosmologiques, décrivant le contenu énergétique de l'Univers et sa courbure, à partir des données actuelles de supernovæ (UNION), du fond diffus cosmologique (WMAP) et des oscillations acoustiques de baryons (SDSS). L'observation de supernovæ de type Ia a mis en 'évidence l'accélération de l'expansion de l'Univers souvent expliquée par une énergie noire, de nature inconnue. Dans ce cadre, nous avons d'abord réalisé une analyse combinée de ces trois sondes qui montre que les données sont compatibles avec le modèle ¤CDM. A l'aide de simulations, nous avons étudiée en détail les diverses hypothèse souvent utilisées pour extraire les paramétres cosmologiques. En particulier, la dégénérescence géométrique implique souvent de supposer la platitude. Nous avons 'étudiée en détail le biais induit par cette hypothèse. Nous avons conclu qu'un univers courbe d'énergie noire dynamique peut être interprété comme un univers plat avec une constante cosmologique.