Les missions modernes permettent d’accéder à des mesures de qualité pour les grandes structures, en échantillonnant la distribution de galaxies en détail jusque dans les régions les moins denses, les vides. Toutefois, nous observons les vides dans l’espace des redshift, ce qui limite notre connaissance de ces structures. Afin d’utiliser les vides en tant qu’outils cosmologiques de précision, il est fondamental d’obtenir leur forme dans l’espace réel. Dans cette thèse nous présentons un algorithme non-paramétrique permettant de reconstruire les profils de densité sphérique des vides empilés dans l’espace réel, sans assomption pour les distorsions en redshift. Nous obtenons donc les premiers profils de densité des vides empilés dans l’espace réel, à travers lesquels nous étudions la compensation de masse et calculons les profils de vitesses particulières des vides, se basant sur la théorie linéaire et le modèle cosmologique. Nous discutons l’utilisation des profils pour contraindre indépendamment les vitesses. Avec des catalogues simulés de galaxies, nous analysons l’effet des vitesses particulières sur les propriétés physiques des vides. Enfin nous calculons une prédiction du nombre de vides que fournira la future mission Euclid et des contraintes que ce nombre de vides donnera sur les paramètres cosmologiques (grâce au formalisme de Fisher). Les profils de densité de vides dans l’espace réel peuvent être utilisés pour tester les modèles cosmologiques (à travers l’étude de l’effet des vitesses particulières et l’amélioration du test de Alcock-Paczynski); l’étude des vides promet donc d’apporter des informations indépendantes pour éclaircir le mystère de l’énergie obscure. / Modern surveys allow us to access to high quality measurements, by sampling the galaxy distribution in detail also in the emptier regions, voids. When we observe cosmic voids, however, we observe them in redshift-space: their real shape remains inaccessible to us, thus limiting our knowledge about such structures. To employ voids as a precision tool for Cosmology, it is fundamental to obtain their real-space shape. This thesis presents a model-independent non-parametric algorithm to reconstruct the spherical density profiles of stacked voids in real space, without assumptions about redshift distortions. With this algorithm, we obtain the first ever real-space density profiles of stacked voids. With the profiles we study the mass compensation and obtain a theoretical prediction for the velocity profiles of voids based on linear theory and assuming cosmological parameters. In parallel, we discuss the use of the real-space profiles to obtain model-independent information about the peculiar velocity profiles of voids. Also, using mock catalogues, we analyse the effect of peculiar velocities on void properties and discuss it in the framework of current and future surveys. Finally we calculate a forecast for void abundances with the future Euclid mission and obtain, using the Fisher matrix formalism, a prediction for the constraints that void abundances will set on cosmological parameters. The real-space profiles of voids can be used to test cosmological models (through the understanding of peculiar velocities effects and the improvement of the Alcock-Paczynski test); and void abundances promise to bring independent information and to shed light on the mystery of dark energy.

Dans cette thèse sur articles, nous nous intéressons aux grandes structures de l’Univers et à leur rôle fondamental pour la cosmologie et la formation des galaxies. Les galaxies naissent et grandissent au sein des filaments de la toile cosmique soulevant la question de l’impact de ces filaments sur les propriétés galactiques telles que la morphologie. Pour étudier cette question fondamentale, nous allons dans un premier temps montrer que dans les simulations numériques de l’Univers, le spin des galaxies est fortement lié à la direction de leur filament hôte avec un comportement qui dépend de leur masse. Ces corrélations spin-filament seront expliquées qualitativement dans le contexte de la formation hiérarchique des structures cosmologiques. Un modèle analytique tenant compte de l’anisotropie de la toile cosmique complètera ce tableau en reproduisant les corrélations observées. Ces idées sont importantes pour comprendre la morphologie des galaxies mais aussi les alignements intrinsèques qui peuvent certaines sondes cosmologiques basées sur la mesure de l’astigmatisme cosmique. Nous allons en particulier mesurer cette contamination dans une simulation hydrodynamique. Dans la seconde partie de ce manuscrit, nous nous poserons la question de comment extraire efficacement de l’information de la toile cosmique en mesurant sa topologie et sa géométrie et en utilisant la théorie perturbative dans un régime quasi-linéaire, la pierre angulaire de ce travail reposant sur l’étude analytique de l’impact de l’effondrement non-linéaire des structures et des distorsions en espace des redshifts sur la statistique du champ de densité cosmique. / This thesis by publication is devoted to the theoretical understanding of the large-scale structure of the Universe and its role in the context of cosmology and galaxy formation. The birth and evolution of galaxies occur within the large cosmic highways drawn by the cosmic web and the natural question which arises is whether galaxies retain a memory of the large-scale cosmic flows from which they emerge. To address this key question, we will first show that in cosmological simulations, the spin of galaxies and the direction of their host filament are correlated in a mass-dependent way. This signal will be shown to be qualitatively understood in the context of hierarchical structure formation. An analytic model which explicitly takes into account the anisotropy of the cosmic web will complement this qualitative understanding by reproducing the measured correlations. Those ideas are important to understand the evolution of galaxy morphology but also to understand the intrinsic alignments of galaxies that contaminate cosmological probes like cosmic shear experiments. We will in particular measure this contamination directly from a state-of-the-art hydrodynamical simulation. In a second part, we will address the question of how to efficiently use large-scale structure data to probe the cosmological model describing our Universe by measuring its topology and geometry and using perturbation theory in the weakly and even mildly non-linear regime. The major contribution of this work is to analytically study the effect of redshift space distortions and non-linear collapse of structures on the topology, geometry and statistics of the cosmic density field.

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.

Les mouvements des galaxies dans l'Univers sont causés par le tir à la corde qui a lieu entre l'expansion de l'univers et la gravitation. Cette rivalité a un impact sur la formation et la croissance des grandes structures de l'univers. Par conséquent, l'univers est plus ou moins compact selon le gagnant de ce duel. Dans ce contexte, cette thèse est divisée en trois parties, allant des observations à 21 cm à la mesure du taux de croissance actuel des grandes structures de l'univers et de la compacité de l'univers local.La collaboration Cosmicflows prépare des catalogues de distances de galaxies. Jusqu'à présent, trois catalogues ont été publiés, le dernier étant Cosmicflows-3. Cette thèse présente et analyse les données obtenues à partir d'observations à 21 cm. Ces nouvelles données seront utilisées pour former le prochain catalogue de distances Cosmicflows-4 à l'aide de la relation de Tully-Fisher, afin de corriger le manque de données dans l'hémisphère céleste Nord dans le catalogue actuel.À partir de la distance d'une galaxie, il est possible d'en déduire la partie radial de sa vitesse particulière, correspondant à la composante de sa vitesse totale causée par la gravitation. Les vitesses particulières des galaxies sont des sondes non-baisées de la matière et permettent d'extraire des informations sur les grandes structures de l'univers. Deux méthodologies utilisant les vitesses particulières ont été développées durant cette thèse pour caractériser les grandes structures de l'univers local.D'une part, les catalogues de vitesses particulières peuvent être utilisés pour reconstruire des champs de vitesse tridimensionnels. De tels champs de vitesse permettent de cartographier la structure de l'univers local et sont exploités dans cette thèse, à l'aide des lignes de flux, pour identifier des bassins et vallées gravitationnels dans l'univers local.D'autre part, une méthode basée sur l'analyse des corrélations à deux points des vitesses particulières des galaxies a été développée afin d'exhiber le taux de croissance actuel des grandes structures de l'univers local à partir de données observationnelles. Cette méthodologie est appliquée au catalogue observationnel de vitesses particulières Cosmicflows-3 / Motions of galaxies in the universe are due to the rivalry between the expansion of the universe and gravitation. This tug-of-war impacts the formation and the growth of large scale structures of the universe. Thus, depending on the identity of the winner of this duel, the universe is more or less compact. Within this context, this PhD thesis is divided into three parts, spanning from HI observations to the estimate of the growth of rate of large scale structures of the universe and the compactness of the local universe.The Cosmicflows collaboration assembles catalogues of galaxy distances. Up to now, three catalogues have been published, the last one being Cosmicflows-3. This thesis presents and analyses observational data obtained from HI observations. These new data will be used to construct the new compilation of distances Cosmicflows-4 by the use of the Tully-Fisher relation, in order to correct the lack of data in the Northern celestial hemisphere in the current catalog.From the distance of a galaxy, one can derive the radial part of its peculiar velocity corresponding to the component of its total velocity caused by gravitation. Peculiar velocities allow to probe the matter content of the universe and to extract information on large scale structures of the universe. Two methodologies using peculiar velocities have been developed during this thesis to characterize large scale structures of the local universe.On the one hand, peculiar velocity catalogues can be used to reconstruct tri-dimensional velocity fields. These velocity field allow one to map the structure of the local universe and are used in this thesis to identify gravitational basins and valleys within the local universe by computing streamlines.On the other hand, a method based on the analysis of two-point galaxy peculiar velocity correlations has been developed in order to constrain the growth rate of large scale structures of the local universe from observational data. This method is applied to the Cosmicflows-3 catalogue of observed peculiar velocities

Je présente dans cette thèse de nouvelles contraintes sur la formation et l’évolution des galaxies, en étudiant leur croissance en masse et leur évolution au sein de la toile cosmique depuis l’époque de leur formation jusqu’à maintenant. Pour cela, j’ai créé un catalogue photométrique sur le champ COSMOS. Ce catalogue permet de sonder avec précision l’Univers à haut redshift. J’analyse ce relevé observé à l’aide de relevés virtuels, produits à partir de simulations hydrodynamiques. Ces simulations implémentent nos connaissances sur la formation et l’évolution des galaxies.Dans un premier temps, je montre que l’évolution en redshift des propriétés des galaxies est relativement bien comprise en invoquant des processus qui dépendent essentiellement de la masse, tels que le feedback des étoiles et des AGN. Je souligne également comment nos méthodes observationnelles génèrent des biais dans les propriétés physiques des galaxies calculées à partir de la photométrie.Dans un deuxième temps, je montre comment la dynamique des flots de matière à grande échelle gouverne l’acquisition du moment angulaire des galaxies et halos de matière noire, ce qui implique que certaines propriétés des galaxies sont supposées dépendre de leur environnement anisotrope. J’ai extrait la structure filamentaire du catalogue photométrique que j’ai créé sur le champ COSMOS et j’ai mesuré cette dépendance. Je trouve des gradients de masse et de couleurs dans la direction du filament. Il apparaît que la masse et le moment angulaire des galaxies sont deux quantités interdépendantes et tous deux impactés par leur environnement anisotrope. / I present in this thesis new constraints on galaxy formation and evolution while studying the galaxy mass growth and the co-evolution of the cosmic web and the embedded galaxies, from the epoch of cosmic dawn to today.To do so, I first created a new photometric catalog on the COSMOS field with precise photometric redshifts allowing to probe accurately the high-redshift Universe. I analyze this survey while relying heavily on comparisons with virtual galaxy surveys produced from state-of-the- art cosmological hydrodynamical simulations, which capture all our current knowledge of galaxy formation and evolution.From this comparative analysis, in the first part of my thesis I show that the redshift evolution of galaxy properties is reasonably well understood when invoking mass-dependent processes (AGN and stellar feed- back). I highlight also the effect of simplifying assumptions inherent to our observational methods, which bias the physical properties computed from galaxy photometry.Galaxies and haloes are embedded in the cosmic web, an intricate large-scale structure of walls, filaments and nodes. In the second part of my thesis, I show how galaxies and dark haloes gain their angular momentum from the large-scale flow, implying that some of their properties depend on their anisotropic filamentary environment. I then extract the filamentary structure from the observed photometric catalog and measure the dependence of galaxy properties to the anisotropic environment. I find mass and colour gradients towards the filaments. In turn it emerges that galaxy masses and angular momenta are two dependent quantities impacted by their anisotropic environment.

Les Oscillations Baryoniques Acoustiques (BAOs) correspondent au phénomène d'ondes acoustiques dans le plasma baryon-photon avant la recombinaison. Ces oscillations impriment une échelle standard, correspondant à l'horizon sonique, qui peut être observée dans les grandes structures de l'Univers. De par cette propriété d'étalon standard, les BAOs permettent d'étudier la relation distance-redshift dans les catalogues de galaxies et fournissent un outil très prometteur pour étudier les propriétés de l'énergie sombre. Les BAOs peuvent être étudiés à partir des statistiques du second ordre (la fonction de corrélation ou le spectre de puissance) dans la distribution des galaxies. Dans cette thèse, on se restreint au cas de la fonction de corrélation. Les BAOs apparaissent dans la fonction de corrélation comme un faible pic à l'échelle de l'horizon sonique. Il y a deux applications principales des BAOs: la détection des BAOs et la contraintes des paramètres cosmologiques grâce à la propriété d'étalon standard. La détection du pic BAO à une échelle proche de l'échelle attendue permet de confirmer le modèle cosmologique actuel. Quant à la contrainte des paramètres cosmologiques, permettant d'étudier l'énergie sombre, il s'agit d'un objectif majeur de la cosmologie moderne. Dans cette thèse, on s'intéresse à différents problèmes statistiques concernant l'étude de la fonction de corrélation dans la distribution des galaxies, avec un accent particulier sur l'étude des BAOs. Dans la première partie, on fait une étude à la fois théorique et pratique du biais dû à la contrainte intégrale dans les estimateurs de la fonction de corrélation. On montre que ce biais est très faible pour les relevés de galaxies actuels. Dans la seconde partie, on s'intéresse à la détection des BAOs. On montre les limitations de la méthode de détection classique, et on propose une nouvelle méthode plus rigoureuse. Notre méthode permet notamment de prendre en compte la dépendance de la matrice de la covariance de l'estimateur en fonction du modèle. Enfin dans la troisième partie, on étudie à nouveau la question la dépendance de la matrice de la covariance, cette fois pour la contrainte des paramètres cosmologiques. On estime une matrice de covariance dépendant du modèle et l'on compare nos contraintes avec les contraintes obtenues en faisant l'approximation habituelle d'une matrice de covariance constante. On montre que l'effet de cette approximation est relativement faible et diminue lorsque les relevés de galaxies grandissent. / Baryon Acoustic Oscillations (BAOs) correspond to the acoustic phenomenon in the baryon-photon plasma before recombination. BAOs imprint a particular scale, corresponding to the sound horizon, that can be observed in large-scale structures of the Universe. Using this standard ruler property, BAOs can be used to probe the distance-redshift relation in galaxy catalogues, thus providing a very promising tool to study dark energy properties. BAOs can be studied from the second order statistics (the correlation function or the power spectrum) in the distribution of galaxies. In this thesis we restrict to the case of the correlation function. BAOs appear in the correlation function as a small localized bump at the scale of the sound horizon in comoving coordinates. There are two major applications of BAO study: BAO detection and cosmological parameter constraints using the standard ruler property. The detection of BAOs at the expected scale enables to confirm the current cosmological model. As for cosmological parameter constraints, enabling the study of dark energy, it is a major goal of modern cosmology. In this thesis we tackle different statistical problems concerning the correlation function analysis in the galaxy distribution, with a focus on the study of BAOs. In the first part, we make both a theoretical and practical study of the bias due to the integral constraints in correlation function estimators. We show that this bias is very small for current galaxy surveys. In the second part we study the BAO detection. We show the limitations of the classical detection method and propose a new method, which is more rigorous. In particular our method enables to take into account the model-dependence of the covariance matrix of the estimators. In the third part, we focus again on the model-dependence of the covariance matrix, but this time for parameter constraints. We estimate a model-dependent covariance matrix and compare our constraints with constraints obtained by making the usual approximation of a constant covariance matrix. We show that the effect of this approximation is quite small for current galaxy surveys and decreases with the survey size.

Je donne ici un résumé de mes activités de recherche en cosmologie physique, couvrant principalement les thèmes de l'énergie sombre révélée par les grandes structures cosmiques, l'origine des champs magnétiques aux très grandes échelles, et les possibilités de sonder l'histoire de la réionisation par les corrélations croisées du fond diffus cosmologique et de la raie à 21cm de l'hydrogène décalée vers le rouge.

On s'intéressera, dans ce mémoire, à certains aspects phénoménologiques de l'évolution des grandes structures de l'univers, dans le cadre des modèles inflationnaires. La relativité générale prédit que le trajet des rayons lumineux est perturbé par les puits de potentiels gravitationnels ; on appelle ce phénomène, effet de lentille gravitationnelle. On donnera une description très précise de cet effet sur la lumière du rayonnement de fond micro-onde, les anisotropies de sa température et sa polarisation. Pour ce faire, après avoir exposé les grandes lignes du modèle, on rappellera comment se calculent les anisotropies de température et la polarisation ainsi que les propriétés de l'évolution des grandes structures. Le calcul de l'effet de lentille gravitationnelle sera aussi rappelé en détail. On sera ainsi en mesure d'étudier l'effet de lentille gravitationnelle sur le rayonnement de fond dans deux régimes : celui fort, dans le cas d'un effet induit par une corde cosmique, et celui faible où les sources sont les grandes structures de l'univers. On montrera, dans ce dernier cas, que température et polarisation du rayonnement de fond portent des informations sur l'histoire des grandes structures entre aujourd'hui et son époque d'émission. On exposera et l'on caractérisera une technique particulièrement prometteuse visant à extraire cette information, et qui consiste à comparer rayonnement de fond et relevés de forme des champs galactiques d'arrière plan. On étudiera aussi les enseignement que peuvent apporter ce genre d'observables sur le modèle cosmologique. Enfin, on s'attardera sur une classe de modèles exotiques dans laquelle la constante cosmique est remplacée par une composante nouvelle, la quintessence. On étudiera l'évolution des grandes structures dans ces modèles et on en tirera les conséquences phénoménologiques sur l'effet de lentille gravitationnelle.

La gravitation est le principal moteur de formation et d'évolution des amas de galaxies. Cependant, de nombreux processus non-gravitationnels sont à l'oeuvre au sein de la composante baryonique des amas et affectent leurs propriétés globales. L'objet de cette thèse est l'étude statistique de deux de ces processus et de leur impact sur la formation et l'évolution des amas de galaxies. Nous nous sommes intéressés à l'effet de la présence de poussière dans le milieu intra-amas, ainsi qu'à l'origine de l'émission radio observée dans la direction des amas. Un refroidissement du gaz intra-amas dû à la poussière a tout d'abord été implémenté dans des simulations numériques de formation des structures. Nous avons ensuite quantifié l'impact de la poussière sur les propriétés d'échelle et structurelles des amas de galaxies générés dans ces simulations. Notre analyse a montré que la normalisation des relations d'échelle et la distribution de matière au centre des amas sont significativement modifiées par l'inclusion de poussière. Cette dernière peut donc affecter l'évolution des propriétés du milieu intra-amas. Nous avons aussi montré que le refroidissement est intimement lié aux propriétés physiques de la poussière, c'est-à-dire à son abondance et à la distribution en taille de ses grains. L'émission radio des amas de galaxies est quant à elle due aux sources ponctuelles (noyaux actifs de galaxies, galaxies à flambée d'étoile) et aux sources étendues et diffuses (halos, reliques). À partir du relevé radio NVSS et du méta-catalogue MCXC, nous avons statistiquement étudié les relations d'échelle entre les propriétés des galaxies actives en radio (fraction, luminosité radio, masse du trou noir supermassif des noyaux actifs) et celles des halos qui les hébergent (masse totale, luminosité X). Nous avons montré que les propriétés de ces deux populations sont corrélées. Finalement, en s'appuyant sur la caractérisation de l'émission des sources ponctuelles et sur les données NVSS, nous avons recherché la signature statistique d'une émission radio étendue et diffuse dans les amas. Cependant, cette investigation a rapidement été entravée par la contamination due aux sources radio ponctuelles non-résolues. Notre étude nous a également renvoyés à la question de la fraction d'amas hébergeant des sources radio étendues et diffuses, et donc à leur lien avec l'état dynamique des amas.