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Le but de l'expérience virgo est la detection des ondes gravitationnelles<br />avec un interferomètre de michelson ayant des bras de trois kilomètres de long.<br />L'objet de cette thèse est le banc de detection, c'est-à-dire l'ensemble des<br />éléments nécessaires à la détection du signal en sortie de l'interferomètre.<br />La première fonction du banc de détection consiste à filtrer le faisceau issu<br />de l'interferomètre afin d'en améliorer le contraste et donc d'augmenter la<br />sensibilité de la mesure. L'élément permettant de réaliser ce filtrage est une<br />cavité optique résonnante accordée sur le mode fondamental du laser grâce à un<br />contrôle actif de sa longueur. L'étude, la conception de cette cavité et la<br />validation de la technique d'asservissement testée sur un prototype sont exposées<br />dans cette thèse. La seconde fonction du banc de détection est de collecter la<br />lumière issue de l'interferomètre. Différents photodétecteurs ont été testés afin<br />de sélectionner une photodiode repondant aux critères de l'expérience. Ces tests<br />ont abouti au choix d'une photodiode ingaas ayant un diamètre de trois millimètres<br />capable de répondre linéairement à une puissance lumineuse incidente de cent<br />milliwatts et ayant une haute efficacite quantique (86%). La dernière fonction<br />essentielle qui est l'alignement et l'adaptation du faisceau incident sur le banc<br />de détection a elle aussi été etudiée. L'ensemble de ce travail a permis de definir<br />la configuration générale du banc de détection.

Le but de l'expérience VIRGO est la détection des ondes gravitationnelles avec un interféromètre de Michelson ayant des bras de 3 km de long. Avant que l'instrument complet ne soit disponible, la technologie développée pour VIRGO a été testée sur un interféromètre de taille réduite (interféromètre central ou CITF). Celui-ci a permis de recueillir les premières données techniques de l'expérience. L'objet de cette thèse est la calibration des données du CITF. Ce travail inclut des opérations â un niveau local comme l'étalonnage de l'électronique du système de détection et â un niveau global avec la mesure et la caractérisation de la fonction de réponse du détecteur. Celle-ci est ensuite exploitée pour déconvoluer les données recueillies des effets instrumentaux et évaluer ainsi la sensibilité du détecteur. Une procédure de suivi de l'évolution de cette fonction de réponse au cours du temps a été mise en place afin de produire une série temporelle de données reconstruites, c'est â dire affranchies des distorsions expérimentales. La prochaine mise en oeuvre de VIRGO verra l'utilisation d'un système optique de calibration utilisant la pression de radiation d'un faisceau laser pour agir sur les miroirs de l'interféromètre et caractériser la réponse de ce dernier. Un tel système a été conçu et assemblé, et ses performances ont été testées en laboratoire. L'analyse physique succédant â l'étape d'étalonnage a été abordée au travers d'un algorithme de recherche de signaux produits par une coalescence d'étoiles binaires. Celui-ci a été mis â l'épreuve sur des données simulées puis sur les données du CITF, permettant ainsi, d'une part, d'évaluer le niveau de bruit du détecteur et, d'autre part, de vérifier les conséquences de la procédure de reconstruction appliquée aux données.

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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.

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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.