Issus de l'effondrement gravitationnel des fluctuations de matière primordiales, les amas de galaxies sont constitués d'un halo de matière noire, d'un plasma de baryon ou « gaz chaud » et de galaxies. Le comptage des amas apporte des contraintes fortes sur la cosmologie.Mon travail consiste à améliorer la détection de la composante de gaz chaud des amas, à la fois pour des structures proches et lointaines. Ce gaz chaud est détectable dans les cartes du satellite Planck par effet Sunyaev-Zel'dovich et dans les cartes du satellite ROSAT par rayonnement de freinage.La première partie de cette thèse consiste à détecter du gaz chaud dans les cartes de Planck à la position des quasars de l'expérience BOSS, donc dans des structures lointaines.Le signal est dominé par une émission de type poussière. J'ai donc élaboré un filtre capable d'extraire un signal de gaz chaud sous-dominant et de le séparer de l'émission de poussière. Le signal de gaz chaud obtenu par cette approche est significatif pour les structures à redshift z >2.5.La seconde partie de cette thèse, la détection simultanée, est dédiée à la construction d'un filtre capable d'extraire des amas (à z<1.5) individuellement dans les données ROSAT et adapté à la statistique du bruit. Ce filtre est en outre conçu dans la perspective d'être combiné avec le filtre utilisé pour détecter les amas dans les données Planck. L'objectif final étant d'obtenir plus d'amas moins massifs. / Originating from the gravitational collapse of the primordial fluctuations of matter, galaxy clusters are the mixture of a dark matter halo, a baryonic plasma also called « hot gas » and several galaxies. Cluster counts provide stringent constraints on cosmology.Improving the detection of the hot gas component in nearby or distant structures is the main goal of my work. We can detect this hot gas in the Planck satellite maps thanks to the Sunyaev-Zel'dovich effect and in the ROSAT satellite maps by bremsstrahlung.The first part of my thesis is dedicated to the detection of hot gas in Planck maps at the positions of BOSS quasars, so in distant structures.Dust-like emission dominates our signal. I developped a new filter in order to separate the possible sub-dominant hot gas emision from the dust one. I get a significnt hot gas signal for structures with redshift z >2.5.In the second part of the thesis, the simultaneous detection, I build a filter suited for extracting clusters (z<1.5) individually in the ROSAT data respecting the noise statitistics. This filter is also designed to be combined with the filter used for detecting clusters in Planck maps. Increasing the number of less massive clusters will be the final goal.

Les galaxies locales ont des propriétés différentes selon leur environnement : couleur, morphologie, fraction de gaz, etc. Cette différentiation s'est opérée durant leur formation. Les observations indiquent que ce pic d'activité de formation stellaire a eu lieu vers z=2 et que les environnements denses étaient à cette époque des lieux de formation stellaire très intense, soit l'inverse d'aujourd'hui. C'est en observant les progéniteurs des amas massifs actuels que l'on pourra comprendre l’origine de ces différences. Mais les (proto-)amas à grand z sont difficilement observables. De bons candidats sont les galaxies sub-millimétriques, qui tracent directement la formation stellaire. Grâce aux observations des satellites Planck, Herschel et Spitzer, un échantillon de 82 candidats a été construit : SPHerIC (Spitzer–Planck–Herschel infrared clusters). Ses données indiquent des sources compatibles avec les progéniteurs des amas massifs locaux. 13 de ces champs ont été observés par le CFHT. J’ai tiré parti de ces nouvelles données afin de rendre SPHerIC plus robuste. Après avoir développé un pipeline photométrique pour créer les catalogues de sources JKs, j'ai généré des cartes de densité surfacique de galaxies par tranches de couleur J-Ks. J'ai défini 8 couleurs J-Ks à partir des modèles de Berta et al. (2013) pour contraindre le redshift des galaxies. Je quantifie la coïncidence entre les positions des surdensités JKs, des surdensités IRAC-rouges et des sources SPIRE-rouges. Les diagrammes couleur-magnitude (J-Ks) vs Ks couplés aux modèles de Kodama et al. (1998) semblent indiquer la présence d’une séquence rouge à z~2 pour 12 des 13 champs. Les diagrammes couleur-couleur [3.6]-[4.5] vs (J-Ks) des sources IRAC-rouges sont eux compatibles avec les modèles de galaxies en phase de formation stellaire de Berta et al. (2013), un résultat compatible avec ceux de Planck et Herschel. Toutes les analyses de nos données photométriques convergent vers la conclusion que nos candidats sont de réelles structures à grand redshift et à formation stellaire intense. Après l'observation spectroscopique de sources SPHerIC au télescope de 30 m de l'IRAM, je confirme notamment l'existence de 2 structures à z>2. À partir des flux CO, je dérive la luminosité infrarouge et le SFR dont les valeurs semblent indiquer là encore des structures en phase de formation stellaire intense. J'ai aussi contribué au projet spatial Euclid en étudiant les variations de la PSF de la caméra VIS en fonction du type d'objet observé et de sa position sur le plan focal, et je montre que les variations sont faibles pour les étoiles et galaxies standards. / The properties of local galaxies (color, morphology, gas fraction, etc.) greatly depend on their environment. The differentiation occurred during their assembly. Current observations indicate that the peak of star formation occurred around z=2 and that dense environments used to be cradles of intense star formation, unlike today. This differentiation may be explained by observing the high-z progenitors of today’s most massive systems. However, such sources are rare. Good candidates are sub-millimeter galaxies, because they directly trace star formation. A sample of 82 such candidates named SPHerIC (Spitzer–Planck–Herschel infrared clusters) was made from the data of these three satellites. From them, 13 have been observer by the CFHT. I extracted as much information as I could from those new data in order to make SPHerIC more robust. After making JKs source catalogs with a self-made photometric pipeline, I made galaxy surface density maps in J–Ks color slices. I defined 8 colors using Berta et al. (2013) galaxy templates to constrain the redshift of galaxies. I show the coincidence between the position of JKs and IRAC-red overdensities with the position of SPIRE red sources. JKs color–magnitude diagrams (J–Ks vs Ks) along with models from Kodama et al. (1998) may exhibit a z~2 red sequence in 12 out of 13 fields. NIR color–color diagrams ([3.6]–[4.5] vs J–Ks) of IRAC-red sources are compatible with starforming models from Berta et al. (2013), also compatible with Planck and Herschel results. The analyses of our photometric data all converge toward the fact that our candidates are genuine high-z star-forming structures. From spectroscopic observations at the IRAM/30m telescope, I confirm for instance 2 structures at z>2. Infrared luminosities and SFRs derived from CO fluxes are consistent with high-SFR sources. In parallel, I have been involved in the Euclid Consortium. I studied the PSF variations of the VIS imager w.r.t. the spectral type of observed objects and their position on the focal plane. I show there is a limited impact on the PSF as long as the stars and galaxies are standard.

L'objectif de cette thèse est d'étudier la possibilité de construire la fonction de corrélation à 2 points des amas de galaxies détectés dans les grands relevés optiques de galaxies. En particulier j’étudie l’impact de décalages vers le rouge dégradés car dérivés de données photométriques seules comme cela sera le cas pour les grands relevés à venir. J’ai utilisé des sous-échantillons d’amas sélectionnés dans les catalogues simulés. Les décalages vers le rouge des amas sont modélisés à partir des décalages exacts auxquels sont rajoutés un brui gaussien d’écart type σ (z=0) = 0.005 à 0.050. La fonction de corrélation dans l’espace direct est calculées par une méthode de déprojection. L’étude a été menée sur 4 intervalles de masse et 6 de redshift couvrant le domaine 0<z<2, en s’appuyant dans un premier temps sur les redshifts cosmologiques, puis sur les redshifts bruités. Un accroissement clair de l’amplitude de corrélation avec le redshift et la masse a été trouvé. L’évolution du paramètre de biais b(M,z) est en bon accord avec les prédictions théoriques. La relation d’échelle r0-d est aussi confirmée pour tous les échantillons jusqu’aux plus hauts redshifts et masses. Pour les échantillons bruités il est montré que la fonction de corrélation peut être reconstruite avec une précision de 10% pour σ (z=0) = 0.030. Les paramètres des ajustements ainsi que les biais reconstruits pour tous les bruits envisagés sont compatibles avec le cas non bruité dans un intervalle de 1σ. L’impact de la sélection des échantillons en richesse plutôt qu’en masse est aussi envisagé. Il est montré que Σ(>N200) est similaire à Σ(>masse), ainsi que la fonction de biais qui peut être reproduite à 1σ près. / I aim to study to which accuracy it is actually possible to recover the real-space to-point correlation function from cluster catalogues based on photometric redshifts. I make use of cluster sub-samples selected from a light-cone simulated catalogue. Photometric redshifts are assigned to each cluster by randomly extracting from a Gaussian distribution having a dispersion varied in the range σ (z=0) = 0.005 à 0.050. The correlation function in real-space is computed through deprojection method. Four masse ranges and six redshifts slices covering the redshift range 0<z<2 are investigated, using cosmological redshifts (Zc) and then using photometric redshifts. A clear increase of the corretation amplitude with redshift and mass is found. The evolution of the bias parameter b(M,z) is in fair agreement with the theoretical expectations. The existence of the r0-d relation up to the highest mass, highest redshift sample is tested and is confirmed. It is found that the real-space correlation function can be recovered within and accuracy of 10% for σ (z=0) = 0.030. The best-fit parameters as well as the bias for all σz, are within the 1σ uncertainty of the Zc sample.

Les connaissances sur l'origine de Radio Halos (RHs), sources radio diffuses de faible brillance de surface observées aux échelles des Mpc dans les amas de galaxies massives, ont progressé vers un consensus général au cours des dernières années. Le scénario généralement accepté pour le mécanisme responsable de ce type d'émission diffuse est la ré-accélération des électrons relativistes par les turbulence générées au cours de la coalescence entre amas. Dans ce cadre, les modèles prévoient une fraction plus importante de RHs dans intervalle z = 0.3-0.4. Cependant, les observations radio des amas de galaxies dans ce régime de redshift sont encore limitées. Le projet MACS-Planck Radio Halo Cluster Project vise à explorer l'origine des RHs, ainsi que leur lien avec l'état dynamique des systèmes hôtes, en explorant une gamme de redshift plus élevée par rapport aux études précédentes. Dans cette thèse, je présente les données publiées du sous-échantillon ATCA du projet et les perspectives pour les travaux futurs. / The knowledge on the origin of Radio Halos (Rhs), Mpc-scale low surface brightness diffuse radio emission observed in massive galaxy clusters, has moved towards a general consensus on the recent years. The generally accepted scenario for the mechanism responsible of this kind of diffuse emission is the re-acceleration of relativistic electrons by the turbulence generated in cluster mergers. On this framework, it is expected from models that a larger fraction of RH occurrence may appear at z=0.3-0.4. However, radio observations of galaxy clusters in this redshift regime are still limited. The MACS-Planck Radio Halo Cluster Project has the aim of exploring the origin and occurrence of RHs, as well as their connection with the dynamical state of the host systems by exploring a higher redshift range than previous studies. In this thesis, I present the published data of the ATCA subsample of the project and prospects for the future work.

Les relevés à venir comme Euclid, LSST et WFIRST vont nous ouvrir la perspective d’étudier l’univers profond. Pour ces grands relevés, l’astigmatisme cosmique correspond à une sonde indispensable pour étudier la nature de l’énergie noire et la matière noire. Compte tenu de la précision attendue par ces observations, nous devons faire des prédictions basées sur des simulations correspondant à l’état de l’art afin de quantifier avec précision la variance, les biais et les dégénérescences potentielles liés aux baryons. Dans ce contexte, ma thèse se focalise sur la construction d’estimateurs précis basés sur les observables de lentillage. La première partie de ma thèse consiste à caractériser la géométrie des grandes structures par astigmatisme cosmique (Gouin et al. 2017). Une décomposition multipolaire du signal est appliquée afin de quantifier la distribution azimutale de la matière noire, centrée sur les amas. Les propriétés statistiques de ces moments sont estimées à partir d’une simulation cosmologique. Les distorsions harmoniques calculées dans le voisinage des amas tracent la structure filamentaire. Un plus grand nombre de filaments semblent connectés aux amas de forte masse. Dans la dernière partie de ma thèse, je synthétise le signal d’astigmatisme cosmique dans le cône de lumière de la simulation Horizon AGN. Pour ce faire, je propage les rayons de lumière le long du cône dans l’approximation des plans de lentillage multiples. L’effet des baryons est significatif dans la statistique du cisaillement aux échelles angulaires inférieures à l’arc-minute. Le signal de cisaillement galaxie-galaxie est comparée aux observations récentes, et semble être en bon accord. / Upcoming weak lensing surveys such as Euclid, LSST and WFIRST will provide an unprecedented opportunity to investigate the dark Universe. Through these large scale surveys, gravitational lensing is an indispensable cosmological probe to investigate the dark energy and the dark matter. Due to the new level of accuracy in observations, we must perform cosmological predictions in state-of-art simulations, to precisely quantify its variances, biases and potential degeneracies coming from baryonic physics. In this context, my thesis focuses on the construction of accurate weak lensing observables. The first part of my PhD work characterises the geometry of large-scale structure through weak lensing (Gouin et al. 2017). I relied on multipolar decomposition of weak lensing signal to quantify the azimuthal distribution of dark matter centred on galaxy clusters. The statistical properties of these moments are estimated from a large N-body simulation. The harmonic distortions computed in the vicinity of clusters appear to trace the filamentary structure. Larger number of filaments seem to be connected to high-mass clusters.The detection level of this statistical estimator is estimated. In the last part of my thesis, I mock the weak gravitational lensing signal in the light-cone of the Horizon-AGN simulation (Gouin et al. 2019). To do so, I propagate light-rays along the light-cone in the multiple-lens-plane approximation. The impact of baryons is significant in cosmic shear statistics for angular scales below a few arcmins. In addition, the galaxy-galaxy lensing signal is compared to current observational measurements (Leauthaud et al. 2017), and seems in good agreement.

Les prédictions théoriques de refroidissement du gaz intra-amas depuis des températures de 10^7 K jusqu'à une phase très froide n'ont jamais été prouvées directement. L'apport des satellites Chandra et XMM-Newton a permis de mieux sonder le centre de certaines de ces grandes structures, où le courant de refroidissement a lieu. Un problème majeur est la question du devenir du gaz refroidi. Le travail présenté ici est la détection de gaz moléculaire au centre de plusieurs amas de galaxies, obtenues avec le télescope de 30m de l'IRAM. Ces détections vont dans le sens d'une possible identification du composant froid directement issu du courant de refroidissement. La quantité de gaz moléculaire estimée reste toutefois encore inférieure à ce que prévoient les taux de déposition de masse déduits de l'émission du gaz chaud. Afin de mieux comprendre l'origine de ce composant froid, une étude plus précise d'un amas particulier : Abell 1795 a été menée. L'analyse spectrale des données X du satellite Chandra a permis de dériver des propriétés importantes du gaz chaud (température, abondance, colonne densité, taux de déposition de masse). Pour comprendre le lien entre le gaz moléculaire et le courant de refroidissement, des observations en CO(1-0) et CO(2-1) d'Abell 1795 ont été menées avec l'interféromètre du Plateau de Bure (IRAM). La morphologie et la dynamique du gaz froid sont apparemment associées à celles des composants plus chauds. Ces observations sont donc compatibles avec un refroidissement du gaz jusqu'à très basse température, fournissant un réservoir de matière disponible pour nourrir la formation stellaire effectivement active au centre de l'amas. De nouvelles contraintes observationnelles sont maintenant envisagées (Plateau de Bure, VLT) sur un plus large échantillon pour tenter de comprendre plus clairement la place du gaz moléculaire, dans un scénario de courant de refroidissement où les processus de réchauffement sont certainement actifs.

Ce travail est composé de deux parties.<br /><br />La première partie concerne l' étude de l'amas de galaxies Abell 85 en utilisant les données en rayons X du satellite ROSAT ainsi que des données optiques et radio. Plusieurs méthodes d'analyse ont été appliquées aux données. Nous avons ainsi pu étudier des régions particulières de l'amas comme la partie centrale, siège des courants de refroidissement ou la région de la radiosource 0038-096 où la mesure des flux X et radio a permis d'obtenir la valeur du champ magnétique.<br /><br />Une seconde partie du travail a consisté à étudier les <br />caractéristiques des courants de refroidissement ainsi que la masse de gaz et de matière noire dans 11 amas de galaxies, grâce à un programme conçu pour ajuster les données de ROSAT. Nous avons également obtenu la fraction de baryons de ces amas et discuté les conséquences cosmologiques des valeurs obtenues.

Les amas de galaxies sont des surdensites de matiere <br />gravitationnellement liees remplies d'un gaz chaud et ionise <br />emettant un rayonnement X. Ils se forment durant des phases <br />d'accretion de sous-groupes, au cours desquelles le gaz subit des <br />processus de choc et de melange qui perturbent ses proprietes <br />physiques a l'equilibre hydrostatique. Pour cartographier les <br />distributions spatiales d'emissivite, de temperature et d'entropie du <br />plasma intergalactique observe par les telescopes X, nous avons <br />compare differents algorithmes d'imagerie multiechelle, puis <br />developpe et teste un nouvel algorithme de spectro-imagerie. Dans <br />cet algorithme, le parametre recherche est estime a partir d'une <br />statistique de comptage dans differents elements de resolution <br />spatiaux, puis ses variations spatio-frequentielles sont codees par <br />des coefficients en ondelettes de Haar. La distribution spatiale <br />optimale du parametre est finalement restauree en seuillant la <br />transformee en ondelettes bruitee.

Les amas de galaxies sont les objets les plus grands gravitationnellement liés dans l'Univers ayant atteint un état d'équilibre. Dans le scénario de formation hiérarchique des structures, dans lequel les petites structures se forment avant les grandes, les amas représentent les objets les plus jeunes. Ils contiennent encore de l'information sur l'effondrement initial de la perturbation de densité qui leur a donné naissance. Les amas possèdent trois composantes majeures: les galaxies, un gaz très chaud et optiquement mince (le milieu intra-amas -- MIA) qui émet dans le domaine des rayons X, et la matière noire. Comme les amas sont dominés par la matière noire, ils fournissent une opportunité unique pour extraire des informations sur cette sorte de matière à travers les forces gravitationnelles qu'elle engendre. La fraction baryonique dans les amas est similaire à celle de l'Univers dans son ensemble. Avec l'information sur la nucléosynthèse primordiale, qui donne des contraintes sur la densité baryonique $\Omega_b$ dans l'univers, il est possible de determiner avec la fraction de baryon dans les amas le paramètre cosmologique de densité de matière $\Omega_m$, qui donne typiquement $\Omega_m$=0.2-0.4. Les amas grandissent par fusion avec d'autres amas de galaxies, ce qui est lié à la distribution globale de matière dans l'Univers. Le MIA est un traceur idéal pour les processus de fusion et permet à travers ses distributions en densité et en température de reconstruire l'histoire des amas, ce qui donne de l'information sur la formation des structures. De plus, la comparaison des caractéristiques des amas distants avec celles des amas proches permet d'étudier l'évolution de la formation des structures. Les amas montrent, comme le prédit la théorie, une forte auto-similarité, ce qui indique que notre compréhension sur la formation des structures est globallement correcte. Les faits mentionnés ici montrent que les amas sont des outils puissants pour étudier la cosmologie et la formation des structures, ce qui sera décrit plus en détail dans ce travail.

Dans ce travail, nous nous intéressons, d'un point de vue théorique, à la formation et à l'évolution des galaxies, en particulier dans un environnement d'amas. Sous l'hypothèse que la matière noire froide est la composante dominante de l'univers, les halos de matière noire sont générés en premiers, les moins massifs d'abord, ceux de plus grande masse ensuite, par fusion hiérarchique des plus petits. Les galaxies se forment à partir du gaz baryonique à l'intérieur des halos, et elles évoluent dans et avec les halos hôtes. Pour étudier la formation des galaxies, il est alors nécessaire de décrire l'histoire de la composante de matière noire, ainsi que celle de la composante baryonique. <br> Pour la matière noire, nous avons discuté d'abord un modèle basé sur la théorie linéaire de la croissance des fluctuations de densité de l'univers. Après avoir complètement re-codé le modèle (proposé par Rodrigues & Thomas 1996 et appelé "Merging Cell Model"), nous l'avons appliqué à une cosmologie SCDM et nous l'avons analysé en grand détail. Il apparaît particulièrement adapté pour étudier les amas locaux de galaxies, ainsi que la population des galaxies à discontinuité de Lyman à décalage spectral $z\simeq3$. <br> Pour obtenir une description plus fiable de l'histoire de fusion des halos de matière noire, nous nous sommes occupés ensuite de simulations numériques. En particulier, nous avons re-simulé à haute résolution 10 halos massifs, qui, dans le cadre du travail, correspondent aux sites hébergeant les amas des galaxies. La technique des resimulations est décrite soigneusement, en mettant en évidence ses avantages et ses inconvénients. Elle permet de reproduire très précisément les objets originaux sélectionnés, avec, bien évidemment, beaucoup plus de détails. Les résultats pour les 10 halos massifs resimulés sont présentés et servent comme point de départ pour l'étape suivante. <br> La description des processus agissants sur la composante baryonique à l'intérieur des halos, et gouvernant la formation et l'évolution des galaxies, est faite au moyen du modèle hybride "GALICS". C'est en combinant cette technique avec les resimulations à haute résolution des 10 halos massifs, que nous avons décrit la formation hiérarchique des galaxies dans les amas. Une attention particulière a été dédiée à l'effet des processus dynamiques, censés être spécialement importants dans les amas (la friction dynamique, le balayage du gaz par pression dynamique, et les collisions directes). Le balayage par pression dynamique rend les galaxies plus rouges et la relation couleur-magnitude plus étroite, en meilleur accord avec les observations. Il a un effet moindre sur la morphologie, qui est plutôt influencée par le taux des fusions directes. Les amas très massifs ont en moyenne des galaxies plus brillantes et plus rouges, ainsi qu'une fraction plus élevée d'elliptiques, que les amas moins massifs. Cela est vrai au temps présent, comme au décalage spectral $z=0.5$, où les galaxies sont en moyenne plus bleues. Nos résultats (préliminaires) suggèrent que la fonction de luminosité à magnitudes brillantes ($M_B < -17$) a une pente plus forte dans les amas riches que dans ceux de plus petite masse.