Mon travail de thèse porte sur l’analyse cosmologique de surveys d’amas de galaxies en rayons X. Les amas sont détectés par le satellite XMM grâce à leur émission X produite par effet Bremsstrahlung du gaz intra-amas. L’étude de la distribution des amas en fonction de leur masse et de leur distance permet de mesurer m, _8 et de contraindre l’équation d’état de l’énergie noire. Une nouvelle approche cosmologique, développée par Clerc et al (2012), se base uniquement sur la distribution de quantités observables en rayons X (flux et couleur). Mon travail a consisté à étendre cette approche en y adjoignant la mesure de la taille apparente de l’émission X des amas. C’est un paramètre qui dépend de la masse de l’amas et de sa distance et qui intervient directement dans la fonction de sélection du survey. J’ai tout d’abord évalué les performances de cette méthode avec une analyse de Fisher. J’ai également étudié l’effet de la dispersion de la relation masse-rayon sur le taux de détection des amas et donc sur les contraintes cosmologiques. Pour valider ces calculs j’ai, dans une seconde partie, utilisé des surveys d’amas X simulés : 100-10000 deg2 à partir d’un modèle purement analytique et 1000 deg2 avec un modèle semi-analytique sur des simulations numériques de matière noire (Aardvark). J’ai déterminé les erreurs sur les paramètres cosmologiques à partir des diagrammes de diagnostic X simuls en utilisant des logiciels de minimisation (MCMC, Amoeba). Ces calculs ont confirmé les prédictions de l’analyse de Fisher. En conclusion, les diagrammes X sont au moins aussi performants que la m´méthode traditionnelle basée sur N(M,z) et d’utilisation beaucoup plus rapide et simple. Je propose quelques applications pour le survey XXL. / Cosmology is one of the fundamental pillars of astrophysics, as such it contains many unsolvedpuzzles. To investigate some of those puzzles, we analyze X-ray surveys of galaxy clusters. These surveys are possible thanks to the bremsstrahlung emission of the intra-cluster medium. The simultaneous fit of cluster counts as a function of mass and distance provides an independent measure of cosmological parameters such as m, _8, and the dark energy equation of state w0. A novel approach to cosmological analysis using galaxy cluster data, called top-down, was developed in N. Clerc et al. (2012). This top-down approach is based purely on instrumental observables that are considered in a two-dimensional X-ray color-magnitude diagram. The method self-consistently includes selection effects and scaling relationships. It also provides a means of bypassing the computation of individual cluster masses. My work presents an extension of the top-down method by introducing the apparent size of the cluster, creating a three-dimensional X-ray cluster diagram. The size of a cluster is sensitive to both the cluster mass and its angular diameter, so it must also be included in the assessment of selection effects. The performance of this new method is investigated using a Fisher analysis. In parallel, I have studied the effects of the intrinsic scatter in the cluster size scaling relation on the sample selection as well as on the obtained cosmological parameters. To validate the method, I estimate uncertainties of cosmological parameters with MCMC method Amoeba minimization routine and using two simulated XMM surveys that have an increasing level of complexity. The first simulated survey is a set of toy catalogues of 100 and 10000 deg2, whereas the second is a 1000 deg2 catalogue that was generated using an Aardvark semi-analytical N-body simulation. This comparison corroborates the conclusions of the Fisher analysis. In conclusion, I find that a cluster diagram that accounts for the fluxes, colors, sizes, and redshifts of the clusters performs well. Additionally, I find that it is at least as efficient as the traditional M,z method for the same cluster samples. I also discuss a proposition to apply this method to the XXL survey data

Les contraintes actuelles sur l'évolution en luminosité et en taille des galaxies dépendent de catalogues multi-bandes extraits de relevés d'imagerie. Mais ces catalogues sont altérés par des effets de sélection difficiles à modéliser et pouvant mener à des résultats contradictoires s'ils ne sont pas bien pris en compte. Dans cette thèse nous avons développé une nouvelle méthode pour inférer des contraintes robustes sur les modèles d'évolution des galaxies. Nous utilisons un modèle empirique générant une distribution de galaxies synthétiques à partir de paramètres physiques. Ces galaxies passent par un simulateur d'image émulant les propriétés instrumentales de n'importe quel relevé et sont extraites de la même façon que les données observées pour une comparaison directe. L'écart entre vraies et fausses données est minimisé via un échantillonnage basé sur des chaînes de Markov adaptatives. A partir de donnée synthétiques émulant les propriétés du Canada-France-Hawaii Telescope Legacy Survey (CFHTLS) Deep, nous démontrons la cohérence interne de notre méthode en inférant les distributions de taille et de luminosité et leur évolution de plusieurs populations de galaxies. Nous comparons nos résultats à ceux obtenus par la méthode classique d'ajustement de la distribution spectrale d'énergie (SED) et trouvons que notre pipeline infère efficacement les paramètres du modèle en utilisant seulement 3 filtres, et ce plus précisément que par ajustement de la SED à partir des mêmes observables. Puis nous utilisons notre pipeline sur une fraction d'un champ du CFHTLS Deep pour contraindre ces mêmes paramètres. Enfin nous soulignons le potentiel et les limites de cette méthode. / Current constraints on the luminosity and size evolution of galaxies rely on catalogs extracted from multi-band surveys. However resulting catalogs are altered by selection effects difficult to model and that can lead to conflicting predictions if not taken into account properly. In this thesis we have developed a new approach to infer robust constraints on model parameters. We use an empirical model to generate a set of mock galaxies from physical parameters. These galaxies are passed through an image simulator emulating the instrumental characteristics of any survey and extracted in the same way as from observed data for direct comparison. The difference between mock and observed data is minimized via a sampling process based on adaptive Monte Carlo Markov Chain methods. Using mock data matching most of the properties of a Canada-France-Hawaii Telescope Legacy Survey Deep (CFHTLS Deep) field, we demonstrate the robustness and internal consistency of our approach by inferring the size and luminosity functions and their evolution parameters for realistic populations of galaxies. We compare our results with those obtained from the classical spectral energy distribution (SED) fitting method, and find that our pipeline infers the model parameters using only 3 filters and more accurately than SED fitting based on the same observables. We then apply our pipeline to a fraction of a real CFHTLS Deep field to constrain the same set of parameters in a way that is free from systematic biases. Finally, we highlight the potential of this technique in the context of future surveys and discuss its drawbacks.

Lors de cette thèse, je me suis servis du modèle de la Galaxie de Besançon (BGM), modèle développé dans ce laboratoire depuis plusieurs années.Ce modèle, fortement utilisé par la communauté internationale (papier de référence Robin, Reylé et al, 2003, cité plus de 1250 fois), a été choisi comme modèle de référence dans la préparation de la mission spatiale de l’ESA Gaia.Ce modèle est un outil puissant pour étudier notre Galaxie car il permet de simuler statistiquement son contenu en étoiles. Ce contenu dépendant d'hypothèses émies sur la forme et l'histoire de la Voie Lactée.Ici, je me concentre sur une population de la Voie Lactée particulière, le disque épais (un ensemble d'étoiles vieilles qui représente environ 30% des étoiles de notre Voie Lactée).A l'aide du BGM, il est possible d’essayer de mieux comprendre sa forme et son histoire. La méthode utilisée pendant cette thèse est la comparaison d'observations avec les simulations du BGM et d'un ajustement des propriétés du disque épais à l'aide d’une méthode basée sur le principe des chaînes de Markov - Monte Carlo (MCMC). / During my Phd thesis, I have used the Besançon Galaxy's Model (BGM) developed in my laboratory for many years.This model is widely use by astrophysicist around the world (the reference article is Robin, Reylé et al, 2003 and is cited more than 1250 times) and have been chose to be the reference model to prepare ESA's space mission Gaia.The BGM allow us to study our Galaxy by simulating statistically her stellar content. This stellar content is depending of hypothesis for the shape and history of the Milky Way.Here, I focus on the Milky Way's thick disc (old stars representing about 30 % of the total stellar content of the Milky Way).Thanks to the BGM, we can try to understand the shape and history of the thick disc. During this thesis, I've compared observation and simulations made by the BGM and adjusted the thick disc properties by using a Markov chain of Monte Carlo (MCMC).

Un essai épistémologique sur l'évolution des concepts cosmologiques depuis l'antiquité occupe la première partie de ce travail. Il porte une attention particulière aux domaines frontaliers qui ont pu favoriser les concepts dominants. Une étude des tests observationnels des modèles d'univers au fil du temps replace dans son contexte la signification cosmologique présente de la relation entre diamètre apparent $\theta$ et décalage spectral cosmologique $z_c$.\\ Dans les modèles d'univers de Friedmann-Lemaître, issus de la relativité générale et du principe cosmologique, la relation $\theta \longleftrightarrow z_c$ dépend de la géométrie de l'espace-temps que parcourt la lumière entre la source et l'observateur et donc de ses paramètres fondamentaux, notamment de son taux d'expansion, de la densité des différents <> qu'il contient et de la <>.\\ En inversant la relation $\theta \longleftrightarrow z_c$ observée on doit donc pouvoir contraindre ces paramètres. L'interaction gravitationnelle des galaxies et la première {\it activation} mutuelle ({\it <>}) qu'elle suscite est ici envisagée comme génératrice d'étalons de longueur relativement indépendants du temps cosmique.\\ Cette idée directrice a accompagné, durant plus de vingt ans, un ensemble de démarches observationnelles pointées (imagerie, spectrophotométrie 1D, 2D, 3D) et à grand champ (astrométrie, photométrie, mouvements propres) dont les retombées sont multiples.\\ L'étude se termine par une qualification de la méthode, basée sur les grands relevés de galaxies disponibles en 2006. À partir des observations locales, des échantillons synthétiques sont générés et la résolution du problème inverse fournit les précisions avec lesquelles peuvent être retrouvés les paramètres de densité en fonction de la dimension des échantillons réels à venir.

En Europe, les crues éclair affectent principalement les régions méditerranéennes et montagneuses. Les bassins concernés sont le plus souvent de petite taille. Anticiper ce type d'événements demeure un exercice ardu parsemé de multiples difficultés. Cette thèse s'inscrit dans le cadre d'un projet commun à IRSTEA et Météo-France (projet RHYTMME) et ses deux objectifs sont :l'adaptation de modèle hydrologique de la méthode AIGA aux régions montagneuses, en tenant compte des caractéristiques de cet environnement ;l'évaluation du nouveau modèle sur des bassins de petite taille, qui sont réellement non-jaugés.Pour atteindre le premier objectif, le modèle est complexifié (prise en compte de la neige), testé sur 118 bassins versants jaugés et régionalisé. Quant au second but, des relevés de dégâts, issus de la base de données des services de Restauration des Terrains en Montagne (RTM), sont utilisés afin d'évaluer le modèle sur 123 très petits bassins dans des conditions aussi proches que possible de la réalité du terrain.Pour réaliser ce second objectif, une méthode d'évaluation est développée, fondée sur des statistiques de contingence, illustrant la concomitance entre dégâts observés et dépassement de seuil des débits simulés. Il est proposé un graphe renseignant le taux de détection (POD) et le taux de succès (SR) pour différents seuils simultanément à l'instar des courbes de ROC. Le principal résultat est qu'une évaluation sur bassins jaugés est une première étape nécessaire mais pas suffisante. En effet, les travaux illustrent le fait que les meilleurs modèles sur les bassins jaugés ne le sont pas forcément sur les petits bassins non-jaugés, sujets aux crues éclair. / In Europe, flash floods primarily occur in the Mediterranean and mountainous areas. The concerned basins are often small and ungauged with a short lag time. Anticipating such events is a tricky task with many difficulties. This thesis is part of a common project between Irstea and Météo-France (RHYTMME project) with two objectives : the adaptation of the hydrological model of AIGA method to the mountainous areas, taking into account the environment characteristics the evaluation of the new model on small basins, which are actually ungauged. To achieve the first objective, the model is complicated by the integration of a snow modelling on 118 gauged basins. Then the model is regionalized. The second objective is to use flood reports from the mountain area restoration services database (services de Restauration des Terrains en Montagne (RTM)). The model is evaluated with these reports on 123 very small basins under conditions as close to as possible the reality. To overcome the second objective, an evaluation method is developed, based on contingency statistics, illustrating the coincidence between observed damages and threshold crossing by simulated flows. A graphic with the probability of detection (POD) according to the success rate (SR) is introduced for different thresholds. Thereby, a multi-threshold approach is used to compare hydrological models like ROC-curves. The main result, highlighted by this thesis is an evaluation on gauged basins is a necessary first step but not sufficient. Indeed, the works illustrate that the decided compromises on the large gauged basins don?t lead automatically to the best performances on the small basins occurring flash floods.

La presence d’inhomogénéite de matière le long de la ligne de visée d’une source lumineuseprovoque la déviation des rayons lumineux : c’est l’effet de lentille gravitationnelle. Dans cette thèse, nous etudions l’effet de lentille gravitationnelle qui affecte les supernovae détectées par le Supernova Legacy Survey et induit une dispersion supplémentaire dans leur distribution en magnitude observée. Cet effet est mis en évidence par la mesure d’une corrélation positive entre : d’une part, le résidu au diagramme de Hubble c’est-à -dire à l’ajustement de la dépendance en redshift de la magnitude de la supernova ; d’autre part, la magnification calculée en modélisant les halos galactiques présents le long de la ligne de visée. Une corrélation positive est estimée, en utilisant les données à cinq ans du Supernova Legacy Survey. Le résultat obtenu est compatible avec les résultats précédemments obtenus sur un lot de supernovae plus restreint. / The presence of mass inhomogeneities along the line of sight of propagation of light fromdistant objects can induce deflection in the flight path of the photon. This phenomenon is called as gravitational lensing. Lensing can have both distortion (shear) and isotropic magnification effects on the source. We studied the effect of lensing magnification on supernova (SN) Ia in this thesis. Presence of lensing would introduce a source of contamination to the brightness distribution of the source (SN Ia in our case). Thus it also enables one to compute the lensing effect indirectly from the Hubble diagram (i.e. from the residual to the Hubble diagram). In this thesis we computed the correlation between these two effects : the Hubble residual and the computed lensing magnification for the SN by the line of sight foreground dark matter haloes. A detection of positive correlation between these two would signify the positivity of lensing signal detection. The data sample is the spectroscopic SNe Ia sample from the five years full SNLS data and the Hubble resiudals are those of the preliminary cosmology analysis performed on SNLS5 data. We obtain a signal of _ = 0.177 at 2.51_. This result is consistent with the previous SNLS three years data lensing analysis results.

Le modèle ΛCDM permet de décrire avec une grande précision la plupart des présentes observations cosmologiques. Cependant, l'un de ses paramètres, σ 8, mesurant l'amplitude de fluctuations de la matière, présente une discordance entre sa valeur contrainte par le spectre de puissance angulaire du CMB de la mission Planck, les Cls, et celle déterminée à partir des amas SZ dans l'univers proche. Dans le présent travail on explore divers extensions du modèle ΛCDM comme origines possibles de cette anomalie. Pour tester les effets de ces extensions, nous avons effectué une analyse Monte Carlo on l'on compare les contraintes sur σ 8 à partir de ΛCDM avec celles résultantes de ces extensions, et ceci en utilisant principalement le spectre de puissance CMB seul ou combiné avec des comptages d'amas. Ces derniers sont basés sur différentes relations masse observables et couvrent différents redshift : des amas de rayons X dans l'univers local, des amas de la mission SZ Planck dans l'univers proche ou une estimation des amas détectés par leur richesse photométrique à partir du la future mission Euclid. Du fait qu'une mauvaise détermination de l'étalonnage de la masse des amas pourrait également être la raison de cette divergence, notre approche consistait, lorsqu'on combinait les deux sondes issues des amas et du CMB, à laisser le facteur d'étalonnage libre afin qu'il soit contraint comme les autres paramètres cosmologiques par les deux données. Dans le cas d'introduction de trois neutrinos massifs dégénérés, nous avons trouvé qu'ils n'ont aucun effet significatif sur la correction de l'écart entre les contraintes issues de comptage CMB et ceux issues des Xray ou SZ cluster. Nous avons ensuite permis à l'indice de croissance ƴ de varier. Nous trouvons une corrélation entre ƴ et le paramètre de calibration masse-observable des amas détectés par rayons X qui n'est pas affecté par la présence ou non des neutrinos massifs. [...] / The ΛCDM model has proved successful in describing to a high precision most of nowadays cosmological observations. However, one of its parameters, σ 8, measuring the present matter amplitude fluctuations, constrained from CMB angular power spectrum, the Cls, was found by the Planck mission, in significant tension with value constrained by SZ galaxy cluster counts in the near universe. In the present work we investigate extensions to ΛCDM model as possible origins behind this discrepancy. To test these extensions, we performed a Monte Carlo analysis to compare constraints on σ 8 in ΛCDM with constraints under these extensions, using mainly CMB Cls combined with cluster counts sample. The later were based on different mass observables relations and covered different redshift ranges: X-ray cluster in the local universe, SZ Planck mission clusters from the near universe or photometric richness estimated detected clusters from future high redshift upcoming Euclid alike mission. Because an improper determination of the calibration of cluster mass function could also be behind this discrepancy, our approach was, when combined with CMB, to leave the calibration factor free to vary and be constrained by data. Introducing three degenerate massive neutrinos, we found that they have no significant effect on fixing the discrepancy between CMB and Xray or SZ cluster counts. We then allowed the growth index ƴ to vary. We find a correlation in the confidence space between ƴ and the X-ray mass observable factor not affected by the presence of massive neutrinos, indicating that a modifying gravity is favored over massive neutrinos as a way to alleviate the tension. However, when a SZ cluster sample covering a larger redshift range was used, we found that the correlation between ƴ and the calibration factor, is constrained by the evolution of the growth through redshift and limited to a region where it cannot fix the discrepancy. [...]

Pour la période médiévale, le bois en basse Provence calcaire un un sujet souvent évité, principalement à cause du manque de matériau ligneux non carbonisé conservé sur sites archéologiques.Cette thèse propose la mise en place d'une méthodologie, à la croisée des sciences humaines et sciences dures, qui permet de traiter de la question du bois d'ans l'architecture rupestre à partir de charbons prélevés en fouille, de traces d'encastrements, et d'analyses dendrochronologiques.Les traces d'encastrements visibles sur certains sites rupestres aident à la reconstitution des diamètres des bois utilisés en architecture. L'anthracologie identifie les espèces ligneuses utilisées sur les sites, et la dendrologie permet de proposer des âges par diamètre et espèce pour les arbres utilisés sur les sites. L'ensemble de ces données offre l'opportunité de proposer des reconstitutions de forêt utilisées dans l'habitat médiéval. / The lake of wood in archeological sites is a problem to work about wood and forest during the Middle ages. This work purpose a new methodological approach, to treat the wood question in rupestrian architecture. This study uses anthracological, dendrological, and architectural éléments.The print of wood in médieval walls gives the diametre of the trees used during construction. Anthracology gives the species used on archéological sites and the dendrological study purpose an age for each diametre and each species used on site.All these results give the opportunity to purpose forest reconstitution for lower Provence in Middle ages.

Les études Galactiques nécessitent de grands échantillons d'étoiles dont la masse, l'âge, les abondances, la vitesse et la distance sont connues. Les observations spectroscopiques permettent de mesurer certains de ces paramètres et les autres sont soit déterminés par d'autres moyens, ou dérivés par le calcul. Le besoin d'échantillons statistiquement représentatifs a motivé la construction d'instruments, et la réalisation de grands relevés comme le SDSS, LAMOST et GAIA... Ces projets génèrent une énorme quantité de données que les méthodes d'analyse interactives traditionnelles ne peuvent pas gérer. Cela a motivé des efforts pour concevoir des méthodes automatiques. Mon travail a commencé dans ce contexte, et les objectifs étaient de développer et tester une méthode automatique, puis de l'appliquer à des spectres stellaires à moyenne résolution. La thèse comporte quatre sections : 1. Je présente le package informatique ULySS, et en particulier son application à la détermination des paramètres atmosphériques des étoiles. 2. Nous avons utilisé ULySS pour déterminer les paramètres atmosphériques des 1273 étoiles de la bibliothèque CFLIB. 3. Nous avons appliqué la même méthode sur des observations obtenus pendant la mise en service de LAMOST et nous avons préparé une base de données de spectres de références pour les relevés futurs avec cet instrument. 4. Nous avons cherché des étoiles présumées pauvres en métaux (MP) en se servant des données de vérification scientifique de LAMOST. Cette étude contribue à l'étude des étoiles MP dans la Voie Lactée et montre la faisabilité de ces recherches avec LAMOST et ULySS / Galactic studies require large samples of stars with known mass, age, abundance, spatial velocity and distance etc. Spectroscopic observations allow ones to measure some of these parameters and to derive the others. The need for statistically representative samples motivated the construction of instruments and the realization of large surveys like SDSS, LAMOST and GAIA... These projects bring an enormous quantity of data that the traditional interactive spectral analysis methods cannot handle. This triggered efforts to design automatic methods. My work started in this context, and the goals were to develop and test an automatic method and to apply it to medium resolution stellar spectra. The thesis contains four sections: 1. The ULySS package, and in particular its application to the determination of the atmospheric parameters of stars is presented. 2. We used ULySS to determine the atmospheric parameters of the 1273 stars of the CFLIB library. 3. We applied the same method on LAMOST commissioning observations and we prepared stellar spectral templates for the future surveys. 4. We searched new metal-poor (hearafter MP) stellar candidates from LAMOST commissioning observations. The result of these MP star candidates is a prelude to the feasibility of LAMOST's capability on searching and enlarging the sample of MP stars in the Milky Way

This paper, deals with the status of the flora around the village Dobčice, which is located in the northern part of the Protected Landscape Area Blanský les. The area of interest covers an area of 12.6 hectares and includes two nature reserves: NR Chřášťanský vrch and NR Vysoká Běta. In the teritory are located eleven types of terestrial biotopes, for which was created 35 phytosociological relevés, including their photographs and localization. Further fieldwork that was carried out in the theritory was floristic survey. In the monitored area was found total of 264 species of plants and mosses. Six of these species is classified in the 3rd edition of the Red List of vascular plants of the Czech Republic. For each of the found species was created an entry in the herbarium.