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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.

Le travail présenté ici se place dans le cadre de la mesure de la polarisation du rayonnement de fond cosmologique. Nous commençons par rappeler les fondements du modèle standard de la cosmologie, en insistant sur les intérêts de la polarisation du fond diffus pour la cosmologie. Nous décrivons ensuite les expériences Archeops et Planck et leurs détecteurs. L'étalonnage de l'instrument hautes fréquences de Planck nécessite un système optique pour lequel nous avons recherché une surface diffusante et un polariseur adaptés au rayonnement millimétrique. Nous avons ensuite étudié l'influence de différents paramètres instrumentaux sur la mesure de la polarisation, notamment les effets liés aux lobes. Nous montrons ainsi l'importance des constantes de temps et de la calibration relative. Enfin, nous terminons par l'analyse des données d'Archeops, et montrons la présence de nuages galactiques polarisés à 353 GHz à plus de 10%, grâce à une méthode originale d'intercalibration.

Les WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles) pourraient être une des composantes principales de la matière noire, et ainsi représenter une part prédominante de la masse de l'Univers. Ils seraient présents à l'échelle galactique sous la forme d'un halo. <br> Plusieurs expériences tentent de détecter directement les WIMPs du halo de notre Galaxie en cherchant à mettre en évidence leurs interactions dans un détecteur cible. Parmi celles-ci, l'expérience EDELWEISS utilise la bolométrie, technique de détection à très basses températures (environ 10 mK) des phonons produits par un dépôt d'énergie dans un absorbeur. Les bolomètres utilisés par EDELWEISS associent à la détection des phonons celle des charges créées par le dépôt d'énergie. Cette double détection permet de rejeter une grande partie du bruit de fond associe aux interactions électroniques. <br> Nous présentons ici l'analyse des données enregistrées avec le premier bolomètre de 320 grammes utilise par la collaboration EDELWEISS. <br> Nous développons en particulier une méthode permettant de déterminer sa masse efficace de détection. Cette méthode est basée sur la modélisation des processus de collection de charge, des étalonnages du détecteur et avec des sources radioactives de 60Co et 252Cf et des simulations de ces calibrations avec le code GEANT. <br> Nous caractérisons aussi la discrimination entre interactions électroniques et nucléaires par des étalonnages avec une source de neutrons, en évaluant l'influence des interactions multiples sur cette discrimination. <br> Nous présentons enfin l'analyse des données de recherche des WIMPs et en déduisons une limite sur la section efficace de diffusion WIMP-nucléon.

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