Ce travail de thèse concerne l'auto-structuration de particules magnétiques dans une matrice cristal liquide nématique (CLN). Par l'élaboration de matériaux nouveaux combinant propriétés magnétiques et structurations des particules, cette étude s'inscrit dans le domaine, en plein essor, de la recherche de matériaux adaptatifs. P. Poulin, le premier, a mis en évidence de nouvelles interactions colloïdales induites par l'élasticité d'un fluide nématique suspendant. L'obtention d'une structuration contrôlée des particules microniques via la matrice nématique passe par un contrôle précis de l'ancrage des molécules de CLN sur la surface des particules de fer. Ainsi, après une caractérisation approfondie de l'état de surface du fer, de nombreux traitements capable d'engendrer un ancrage homéotrope des nématogènes en contact avec la surface ont été réalisés sur des plaques servant de système modèle. Deux approches ont été explorées, l'une consiste en une modification de l'état de surface du fer, l'autre, beaucoup plus prometteuse, consiste en une modification de la surface par dépôt de molécules amphiphiles. Ces traitements transposées aux particules de fer avec succès, ont permis d'obtenir l'ancrage homéotrope fort indispensable à l'obtention des défauts topologiques induisant l'auto-alignement des particules. La réponse magnétique des particules de fer soumises à un champ, observée en microscopie optique, a permis de calculer précisément, grâce à un logiciel de calcul de force magnétique par éléments finis, les contributions attractives et répulsives de la force induite par les distorsions du CLN entre les particules et ainsi, de construire le profil complet de cette force.

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

NIL

Dans le cadre du MSSM nous avons recherché en R-parité conservée les squarks de troisième génération, dans l'hypothèse où ils seraient quasiment dégénérés avec la LSP. Trois signatures expérimentales ont été envisagées et recherchées en exploitant toutes les données enregistrées par DELPHI de 1988 à 2000 à des énergies dans le centre de masse allant de 189 à 209 GeV et représentant 608 pb-1.<br> Aucune déviation du Modèle Standard n'a été observée, et des limites ont pu être établies. Indépendamment de l'angle de mélange, un stop de faible durée de vie avec m < 71 GeV/c2 est exclu; de même, un stop et un sbottom stables avec respectivement m < 97 GeV/c2 et m < 89 GeV/c2 sont exclus à 95% CL. Pour Delta m > 5 GeV/c2 un stop de durée de vie intermédiaire et de masse inférieure à 52 CeV/c2 est exclu quel que soit l'angle de mélange et pour Delta m > 2 CeV/c2, nous obtenons une limite de 54 GeV/c2, mais cette fois pour un stop purement gauche.

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.

Le domaine de longueurs d'onde du spectre electromagnetique s'etendant de 30 a 300 GeV a ete ouvert recemment par les experiences CELESTE et STACEE, qui utilisent la reconversion de centrales solaires pour capter la lumiere Cherenkov emise par les cascades de particules que ces photons de haute energie provoquent dans l'atmosphere terrestre.<br> Ces photons sont emis au sein d'objets tels que les supernovae, les pulsars ou les noyaux de galaxie de type blazar, les plus extremes et les plus variables de ces derniers. L'observation des blazars permet d'etudier le comportement de la matiere dans des conditions physiques extremes et de sonder le passe lointain de l'univers. Un des themes principaux de ce travail de these a ete de developper les methodes d'analyse de donnees de CELESTE et de valider leur fonctionnement.<br> Un effort particulier a ete porte sur la recherche de criteres de rejectionhadronique efficaces, la sensibilite du detecteur y etant intimement liee. Une variable originale basee sur l'annalyse temporelle du front d'onde, a ete degagee dans ce but. Le fonctionnement du detecteur et de l'analyse de donneesa ete valide par l'observation de la nebuleuse du crabe, la chandelle standard de l'astronomie gamma. L'acceptance du detecteur a ete calculee a partir de simulations de type Monte-Carlo. Le seuil du detecteur, d'apres ces etudes, est de 30 GeV au niveau declenchement et de 60 GeV apres les coupures d'analyse. CELESTE fontionne de façon stable depuis Novembre 1999, avec 40 heliostats, et a accumule des donnees en quantite interessante sur 4 blazars.<br> Sur Mrk-421, plusieurs sursauts d'activite ont ete detectes et un flux moyen a pu etre calcule. Une correlatio a ete observee entre l'activite vue par CELESTE et celle vue au TeV et en X, confirmant les modeles de ce type d'objet. des limites superieures ont ete calculees sur Mrk501, 1ES0219+42.8 et 1ES2344+51.4. Il s'agit la des premieres observations de blazars entre 60 et 250 GeV.

Le télescope spatial GLAST dont le décollage est prévu pour 2006 est destiné à l'astronomie gamma de haute énergie (de 30 MeV à 300 GeV). Il améliore d'un facteur 20 la sensibilité de son prédécesseur EGRET, et couvre un domaine d'énergie plus large. Le nombre de sources attendues pourrait s'élever jusqu'à dix mille.<br> L'utilisation d'un calorimètre segmenté longitudinalement et transversalement permet de mesurer l'énergie et la position des gerbes avec une bonne précision, malgré sa faible épaisseur. A partir de simulations et de tests sur faisceau, nous avons mis au point des méthodes de reconstruction adaptées aux divers domaines d'énergie et d'angle d'incidence : correction des pertes dans la matière passive du trajectographe, correction de fuites longitudinale, et ajustement de profil de gerbe. Les performances obtenues sont détaillées. Nous détaillons aussi la mesure de position dans un calorimètre segmenté et mettons en évidence un certain nombre de biais de mesure.<br> D'autre part, la forte augmentation du nombre de sources attendues et la possibilité d'observer des objets étendus motivent la mise au point de méthodes d'analyse plus efficaces que celles à base de maximum de vraisemblance utilisées actuellement. Nous proposons une méthode fondée sur l'analyse en ondelettes adaptée à la recherche de source sur un fond brillant et hautement structuré. La statistique des tranformées en ondelettes du fond est détaillée. La méthode a été testée sur les données d'EGRET et nous discutons son application à GLAST.<br> Enfin, nous proposons et discutons l'utilisation de GLAST comme télescope à électrons cosmiques de très haute énergie (de quelques centaines de GeV à quelques TeV). Nous discutons en particulier les implications d'une telle mesure vis-à-vis de la production d'électrons dans les restes de supernovae proches et de leur propagation dans le milieu interstellaire. Plusieurs modèles d'accélérations ont été envisagés au sein des restes connus au voisinage du Soleil.

L'existence des neutrinos a été postulée dans les années trente par Pauli. Ces particules de spin 1/2 et de masse nulle ont permis de résoudre les problèmes de la désintégration beta. Leur étude expérimentale a commencé dans les années cinquante et se poursuit encore de nos jours. Cette longévité en physique des particules expérimentale est liée à leur détection difficile et aux énigmes qu'ils présentent. En particulier il est systématiquement détecté moins de neutrinos que ce qui est prédit pour les neutrinos solaires et pour les neutrinos atmosphériques, ce qu'on peut expliquer par un phénomène d'oscillation de neutrinos massifs. <br> Le projet OPERA se propose de prouver directement cette oscillation. Pour cela un faisceau de nu_mu sera produit au CERN et dirigé vers le Gran Sasso en Italie à 732 km de distance. Le détecteur a été optimisé pour mettre en évidence l'apparition du neutrino tau, produit de l'oscillation nu_mu --> nu_tau. Ce détecteur de 30 mètres de long et de 2 000 tonnes de cible sera composé de plus de 200 000 briques de plomb et d'émulsions photographiques. Les leptons taus seront mis en évidence après scanning des émulsions. Pour cela les briques devront être localisées dans le détecteur, et cette localisation sera réalisée par un trajectographe placé derrière chaque mur de briques. <br> Cette thèse avait pour but de déterminer le meilleur trajectographe pour OPERA. Trois options ont été étudiées et un trajectographe constitué de barreaux de scintillateur plastique a été choisi. Il permet d'avoir une efficacité de localisation du mur du vertex d'environ 80% et une efficacité de localisation de la brique à l'intérieur du mur d'environ 80%. Dans ce contexte d'utilisation de scintillateurs, nous avons testé des photo détecteurs de type HPD avec une électronique auto déclenchable. Ces HPD ont montré une très bonne résolution, une diaphonie inférieure à 2% et une uniformité supérieure à 98%. Une acquisition basée sur Ethernet a été proposée et acceptée par la collaboration. Chaque photo détecteur constituera directement un noeud du réseau. Un modèle complet de trajectographe constitué de barreaux de scintillateur lus par une HPD et une électronique auto déclenchable avec une acquisition par Ethernet a été validé pendant des tests sur faisceau.