Nesta dissertação estudamos como os efeitos das inomogeneidades da matéria (escura e bariônica) modificam as distâncias e afetam a determinação dos parâmetros cosmológicos. As inomogeneidades são fenomenologicamente descritas pelo parâmetro de aglomeramento alpha e quantificadas pela equação da distância proposta por ZeldovichKantowskiDyer Roeder (ZKDR). Além disso, utilizando amostras de Supernovas e Gamma-Ray Bursts, aplicamos um teste chi quadrado para vincular os parâmetros de dois modelos cosmológicos distintos, a saber: o modelo LambdaCDM plano e o modelo com criação de matéria escura fria. Para o modelo LambdaCDM plano, vinculamos os parâmetros alpha e ­OmegaM considerando um prior gaussiano para a constante de Hubble. Realizamos também uma análise detalhada envolvendo duas calibrações distintas associadas aos dados de Gamma-Ray Bursts: uma calibração para o modelo LambdaCDM plano e outra para o modelo cardassiano. Verificamos que os resultados são fracamente dependentes da calibração adotada. Uma análise conjunta envolvendo Supernovas e Gamma-Ray Bursts permitiu quebrar a degenerescência entre o parâmetro de aglomeramento alpha e o parâmetro de densidade da matéria ­OmegaM. Considerando a calibração dos Gamma-Ray Bursts para o modelo LambdaCDM plano, o melhor ajuste obtido foi alpha = 1.0 e ­OmegaM = 0.30, com os parâmetros restritos ao intervalos 0.78 < alpha < · 1.0 e 0.26 < ­OmegaM < 0.36 (2sigma). Para o modelo com criação de matéria escura consideramos também um prior gaussiano para a constante de Hubble e as amostras de Supernovas e Gamma-Ray Bursts (calibrados para o modelo LambdaCDM plano). A degenerescência entre o parâmetro alpha e o parâmetro de criação gamma foi novamente quebrada através de uma análise conjunta das 2 amostras de dados. Para o melhor ajuste obtivemos alpha = 1.0 e gamma = 0.61, com os parâmetros restritos aos intervalos 0.85 < alpha < 1.0 e 0.56 < gamma < 0.66 (2sigma). / In this dissertation we study how the effects of matter (baryonic and dark) inhomogeneities modify the distances thereby affecting the determination of cosmological parameters. The inhomogeneities are phenomenologically described by the clumpiness parameter alpha and quantified through the equation distance proposed by ZeldovichKantowskiDyer Roeder (ZKDR). Further, by using Supernovae and Gamma-Ray Bursts separately, a chi-squared analysis was performed to constrain the parameter space for two distinct cosmological models, namely: the flat LambdaCDM model and the cold dark matter creation model. For the flat LambdaCDM model we have constrained the parameters alpha and ­OmegaM by considering a Gaussian prior for the Hubble parameter. A detailed analysis was also performed involving two different calibrations associated to the Gamma-Ray Bursts data: a calibration for the flat LambdaCDM model as well as for the cardassian model. We have verified that the results are weakly dependent on the adopted calibration. A joint analysis involving Supernovae and Gamma-Ray Bursts allowed us to break the degenerescence between the clumpiness parameter alpha and the matter density parameter ­OmegaM. By considering the calibration for the flat LambdaCDM model, the best fits obtained were equal to alpha = 1.0 and ­OmegaM = 0.30 with the parameters restricted on the intervals 0.78 < alpha < 1.0 and 0.26 < ­OmegaM < 0.36 (2sigma). For the dark matter creation model we have also adopted a Gaussian prior for the Hubble constant and the Supernovae and Gamma-Ray Bursts (calibrated for the flat LambdaCDM model) samples. The degenerescence between the clumpiness parameter alpha and the creation parameter gamma was again broken trough a joint analysis of the two data sample. For the best fits we have obtained alpha = 1.0 and gamma = 0.61 with the parameters restricted on the intervals 0.85 < alpha < 1.0 and 0.56 < gamma < 0.66 (2sigma).

Oxygen sequence Wolf-Rayet stars (WO) are thought to be the final evolution phase of some high-mass stars, as such they may be the progenitors of Type Ic SNe as well as potential progenitors of broad-lined Ic and long gamma-ray bursts. We present the first spectropolarimetric observations of the Galactic WO stars WR93b and WR102 obtained with FORS1 on the Very Large Telescope. We find no sign of a line effect, which could be expected if these stars were rapid rotators. We also place constraints on the amplitude of a potentially undetected line effect. This allows us to derive upper limits on the possible intrinsic continuum polarization and find Pcont < 0.077 per cent and Pcont < 0.057 per cent for WR93b and WR102, respectively. Furthermore, we derive upper limits on the rotation of our WO stars by considering our results in the context of the wind compression effect. We estimate that for an edge-on case the rotational velocity of WR93b is vrot < 324 km s−1 while for WR102 vrot < 234 km s−1. These correspond to values of vrot/vcrit < 19 per cent and j) < 18.0 cm2 s−1 for WR93b and 2 s−1 for WR102. The upper limits found on vrot/vcrit and log(j) for our WO stars are therefore similar to the estimates calculated for Galactic Wolf-Rayet (WR) stars that do show a line effect. Therefore, although the presence of a line effect in a single WR star is indicative of fast rotation, the absence of a line effect does not rule out significant rotation, even when considering the edge-on scenario.

Premier volet du CFHT Legacy Survey, le projet SuperNovae Legacy Survey (SNLS) propose de contraindre l'équation d'état de l'énergie noire en réduisant l'incertitude sur l'histoire de l'expansion de l'univers par l'observation de supernovae de type Ia (SN-Ia), jusqu'à un décalage vers le rouge de 1. <br />La standardisation nécessaire à l'utilisation des SN-Ia comme indicateurs de distance repose sur la mesure précise des courbes de lumière dans 4 filtres (g', r', i' et z' pour MégaCam au CFHT). La mesure de la vitesse de récession, via le décalage vers le rouge, ainsi que la validation du transient comme étant bien une SN-Ia procèdent du suivi spectroscopique. <br />L'instrument FORS1 du Very Large Telescope de l'ESO assure l'essentiel de ce suivi. L'imposant lot de données, la fréquente faiblesse du signal et la volonté de tester des algorithmes alternatifs de calibration des images et d'extraction des spectres m'ont amené à développer une chaîne de réduction indépendante et automatisée. Cet ouvrage présente une méthode compréhensive, d'approche statistique, pour une extraction systématisée du spectre du transient et de celui de sa galaxie hôte lorsque ces sources sont effectivement résolues. <br />Ceci par le developpement logiciel en C++ et en Python, en interaction avec les produits du suivi photométrique : les images profondes des champs et les courbes de lumière des transients. La classification des transients reste subjective, mais est éclairée par l'ajustement simultané des courbes de lumières et du spectre par SALT2, un modèle empirique de SN-Ia (J.Guy 2007). <br />117 SN-Ia certaines ou probables (55% puis 73% des observations des deux premières années) sont ainsi identifiées.

L'objectif de cette thèse est de fournir puis d'exploiter des contraintes observationnelles relatives aux étoiles massives et à leurs explosions de supernova. Pour cela, nous nous intéressons à la signature de leur activité de nucléosynthèse et plus particulièrement au rayonnement de décroissance de plusieurs isotopes radioactifs produits et libérés à divers stades de leur existence : le 44Ti, l'26Al et le 60Fe. Grâce au spectromètre haute-résolution SPI embarqué sur l'observatoire spatial INTEGRAL, nous avons pu caractériser l'émission de raies gamma associée à la décroissance de ces trois radio-isotopes.<br />Dans un premier temps, nous nous concentrons sur l'émission de décroissance du 44Ti présent dans le vestige de supernova Cassiopée A. Le but de cette étude est d'obtenir, par une analyse spectrale du signal, une information sur la cinématique de l'ejecta de Cassiopée A. Une telle donnée pourrait alors nous renseigner sur le mécanisme incertain par lequel l'effondrement gravitationnel d'une étoile massive en fin de vie aboutit à une explosion de supernova.<br />Nous nous intéressons ensuite aux raies gamma de la décroissance de l'26Al et du 60Fe. Ces deux isotopes à longue durée de vie s'accumulent dans le milieu interstellaire autour des étoiles massives et donnent lieu à une émission galactique diffuse à 1809 et 1173/1332 keV respectivement. Les observations SPI de cette émission sont confrontées à un modèle de la nucléosynthèse galactique construit à partir des plus récents modèles stellaires. Un travail plus détaillé est alors consacré à la région du Cygne, qui abrite une forte concentration d'étoiles massives proches. Les données SPI obtenues sont comparées aux prédictions théoriques d'un code de synthèse de population et d'une simulation numérique de diffusion de l'26Al à l'intérieur de la superbulle soufflée par l'amas Cyg OB2.

Cette thèse s'inscrit dans le cadre de la collaboration internationale SuperNova Legacy Survey, SNLS. Les objectifs majeurs de ce projet sont de mesurer de manière précise les paramètres cosmologiques et d'étudier les caractéristiques de l'énergie noire, par l'intermédiaire de son équation d'état. Pour cela, un large échantillon de SNe Ia à grands décalages spectraux est récolté l'aide de la caméra MegaCam, installée sur le télescope CFH de 3.6 mètres de diamètre, situé à Hawaï. Plusieurs centaines de SNe Ia, à des décalages vers le rouge compris entre 0.3 et 1, sont attendues durant les cinq ans prévus pour le projet. Nous montrons dans un premier temps comment les SNe de type Ia peuvent être utilisées comme des chandelles standard, objets dont la luminosité est reproductible, en vue de faire des mesures de distance en cosmologie. Nous présentons ensuite les différentes étapes menant de l'image brute fournie par le télescope à la découverte de la supernova, puis à la détermination de sa magnitude grâce à un catalogue d'étoiles standard. Le suivi photométrique des SNe, afin de construire leurs courbes de lumière, et la recherche de nouveaux candidats se font de manière simultanée en observant de façon répétée les mêmes champs. Un modèle de courbe de lumière a été élaboré dans le but d'estimer le flux de la supernova dans son référentiel, pour un large domaine de longueurs d'onde. Les paramètres issus de l'ajustement de la courbe de lumière (luminosité au maximum, taux de déclin, couleur) sont ensuite utilisés pour construire un estimateur de distance. La comparaison de distance entre des SNe proches, provenant de la littérature, et les SNe lointaines découvertes dans SNLS permet de déterminer les paramètres cosmologiques. Les résultats ainsi obtenus confirment bien la présence d'une énergie noire, qui semble se présenter sous la forme d'une constante cosmologique.

Aprs avoir rappel le contexte thorique et observationnel de la cosmologie dans le modle ``standard'', cette thse prsente comment, partir de la comparaison des luminosits apparentes de supernovae de type Ia (SNIa) proches et lointaines , il est possible de prciser la gomtrie de l'univers et de faire des mesures des principaux paramtres cosmologiques. Nous dcrivons, ensuite, comment partir d'observations l'aide de l'imageur large champ de vue CFH12K mont sur le CFHT (Canada France Hawaii Telescope, 3.6m, Hawaii) et d'outils logiciels dvelopps au sein de notre groupe, nous avons pu dcouvrir durant la campagne de recherche du Supernova Cosmology Project du printemps 2001 un lot de 4 SNIa lointaines. Une recherche similaire effectue auprs du CTIO (Cerro Tololo Interamerican Telescope, 4m, Chili) par nos collaborateurs a permis la dcouverte d'une dizaine de supernovae supplmentaires. Nous prsentons dans cette thse l'analyse des 6 supernovae les plus lointaines (avec des dcalages vers le rouge compris entre 0.5 et 1.2) qui ont t suivies par l'instrument WFPC2 du tlescope spatial Hubble. A partir de ces observations, nous avons construit leur courbe de lumire en utilisant des outils de photomtrie diffrentielle spcifique l'instrument WFPC2 dvelopps lors de ce travail. La simulation du flux de ces supernovae dans les instruments d'observation a permis de construire des modles de courbe de lumire et ainsi l'ajustement de leurs caractristiques : luminosit apparente au maximum et taux de dcroissance. Enfin, la comparaison de ce lot un lot d'une centaine de SNIa proches issues de la littrature, nous a permis de faire une mesure des paramtres cosmologiques. Nous trouvons, en considrant un univers plat, des valeurs respectives pour la densit rduite de matire de 0.35 (0.15 stat) et 0.22 (0.25 stat) pour les supernovae avec un dcalage vers le rouge autour de 0.5 et autour de 1.

L'objectif de la cosmologie observationnelle est d'utiliser les informations auxquelles les télescopes modernes nous donnent accès afin de connaître à la fois l'histoire, le contenu matériel et la géométrie de notre Univers. L'histoire de l'Univers nous renseigne sur la suite d'événements qui ont conduit celui-ci, à partir d'une soupe de particules homogènes et chaudes, à avoir aujourd'hui l'aspect qu'on lui connaît, c'est-à-dire en expansion et avec une structuration de la matière en agrégats plus ou moins gros selon l'échelle à laquelle on regarde. Il y a les étoiles et planètes à notre échelle, avec leur stupéfiante complexité biologique. A plus grande échelle, on trouve les galaxies, composées de plusieurs milliards d'étoiles organisées tantôt en forme spirale, tantôt en forme de gros ballons de rugby. Ensuite viennent les amas et les superamas de galaxies qui s'organisent dans l'espace sous la forme de gigantesques éponges avec de grandes zones vides séparant des régions denses. L'histoire de l'Univers tente donc de répondre à la question : comment en est-on arrivé là ? Cette question métaphysique en appelle aussitôt une autre : qu'arrivera-t-il après ? En cosmologie, cette question est liée au contenu et à la géométrie de l'Univers. La notion de géométrie de l'Univers, héritée de la théorie de la Relativité Générale d'A. Einstein, intègre la courbure spatio-temporelle de l'Univers dans son ensemble. Cette dernière est déterminée par la quantité et le type de matière qu'Il contient. On dit la géométrie ouverte si la courbure est négative, ce qui correspond à un Univers contenant peu de matière (par rapport à la densité critique qui est de quelques protons par m3). L'Univers est alors infini dans le temps et l'espace, son avenir n'est qu'expansion, dilution et refroidissement éternels. Si l'Univers contient juste assez de matière pour avoir la densité critique, on le dit plat puisque sa courbure est nulle, dans ce cas aussi, il est infini dans le temps et l'espace, avec un avenir similaire au cas ouvert. En revanche, si l'Univers est fermé, c'est à dire s'il contient suffisamment de matière pour que l'effet gravitationnel de cette dernière soit suffisant pour freiner son expansion, il finira par se recontracter, et, comme un film tournant à l'envers les galaxies se rapprocheront les unes des autres, la densité augmentera indéfiniment pour atteindre un big-crunch final similaire au big-bang initial. Connaître la géométrie de l'Univers est donc l'une des questions les plus essentielles de la cosmologie.

<p>The propagation of light beams originating from synthetic ‘Type Ia’ supernovae, through an inhomogeneous universe with simplified dynamics, is simulated using a Monte-Carlo Ray-Tracing method. The accumulated statistical (redshift-magnitude) distribution for these synthetic supernovae observations, which is illustrated in the form of a Hubble diagram, produces a luminosity profile similar to the form predicted for a Dark-Energy dominated universe. Further, the amount of mimicked Dark-Energy is found to increase along with the variance in the matter distribution in the universe, converging at a value of Ω_X ≈ 0.7.</p><p>It can be thus postulated that at least under the assumption of simplified dynamics, it is possible to replicate the observed supernovae data in a universe with inhomogeneous matter distribution. This also implies that it is demonstrably not possible to make a direct correspondence between the observed luminosity and redshift with the distance of a cosmological source and the expansion rate of the universe, respectively, at a particular epoch in an inhomogeneous universe. Such a correspondences feigns an apparent variation in dynamics, which creates the illusion of Dark-Energy.</p>

<p>Chemical evolution addresses the problem of the formation of the chemical elements and their evolution throughout the history of the universe. This thesis discusses in particular the chemical evolution in the young universe and what we may learn from the observations of the oldest stars. The present day production of carbon in the Galaxy is also discussed. Interstellar media of young, metal-poor, star-forming systems are expected to show large chemical abundance inhomogeneities due to local supernova explosions. These inhomogeneities are reflected in the surface abundances of the population of longlived, low-mass stars. A stochastic model of the chemical evolution in such systems is presented and used to study the metallicity distribution and the scatter in chemical abundance ratios. The model takes into account mixing of the enriched material by turbulent motions and cloud collisions in the interstellar medium as well as infall of pristine matter. The predicted metallicity distribution shows, in accordance with observations of extreme Pop II strars in the Galactic halo, a distinct cut-off at [Fe/H]~-4. However, the fraction of stars below [Fe/H]=-4 agrees with observatrion only if a population of metal-free stars (Pop III) was never able to form. The predicted scatter in abundance ratios is demonstrated to be crucially dependent on the as yet uncertain supernova yields and the relatively small star-to-star scatter is tentatively explained by the averaging of a large number of contributing supernovae and by the selection effects favouring contributions from supernovae in a certain mass range for the most metal-poor stars. Furthermore, stars enriched by one single supernova are predicted to be found in very narrow sequences in the abundance ratio diagrams (so called A/A diagrams). Verification of the existence of such features, called single supernova sequences, is observationally challenging. Abundance analysis of carbon was performed in a large sample of solar-type stars in the Galactic disk using the forbidden [C I] line at 8727 Å. A comparison between the relation of [C/O] with metallicity for the Galactic stars and that of dwarf irregular galaxies suggests that large amounts of carbon are produced today by massive, so called Wolf-Rayet stars. Low-mass stars are less important. This was also demonstrated by modelling the chemical evolution of carbon.</p>

<p>When modelling the collapse of massive stars leading to supernova explosions and the cooling of neutron stars, understanding the microphysical processes, such as the interaction of neutrinos within a dense medium are of vital importance. The interaction of neutrinos with nucleons (neutrons and protons) is altered by the presence of the medium, compared to the same process with free nucleons. Neutrino scattering and production processes may be characterized in terms of the excitations that are created or destroyed in the nuclear medium. One way to analyse the effects of the medium is by using Landau's theory of normal Fermi liquids. This theory gives simple relationships between physical quantities such as the spin susceptibility or the response to a weak interaction probe in terms of Landau parameters, that are measures of the interaction between quasiparticles. One problem when using Landau Fermi liquid theory for nucleon matter is that the interaction has a tensor component. The tensor interaction does not conserve the total spin and, as a consequence, there are generally contributions to long-wavelength response functions from states that have more than one quasiparticle-quasihole pair in the intermediate state. Such contributions cannot be calculated in terms of Landau parameters alone, since in the usual formulation of Landau theory, only singlepair excitations are considered. In this thesis three problems are addressed. First, we obtain bounds on the contributions from more than one quasiparticle-quasihole pair by using sum-rule arguments. Second, we derive expressions for static response functions allowing for the tensor components of the interaction. We analyse which the most important effects are on the static response of nucleon matter, and find that the major contributions comes from renormalization of coupling constants and transitions to states with more than one quasiparticle-quasihole pair. Third, we show how contributions to the dynamical response coming from states containing two quasiparticle-quasihole pairs may be evaluated in terms of Landau theory if one allows for the effect of collisions in the Landau kinetic equation. We consider the case of asymmetric nuclear matter, and our work goes beyond earlier works in that they contain the effects of collisions in addition to those of the mean field.</p>