On etudie d'abord la formation des galaxies dans le cadre du modele standard en utilisant des simulations numeriques contraintes puis on invalide un schema concurrent ou l'assemblage des galaxies brillantes est a priori plus precoce. Deux grandes simulations de cosmologies CDM (LCDM et tCDM) avec des fluctuations de densite initiale gaussiennes sont analysees. Elles reproduisent l'Univers Local jusqu'a cz=8000 km/s. Les populations de galaxies sont normalisees avec la relation de Tully-Fisher et la fonction de luminosite locale en bande B. La position et la masse des principaux amas proches coincident et leurs plus brillantes galaxies montrent un accord raisonnable avec les populations reeles. On compare alors aux catalogues PSCz et UZC: la structure a grande echelle observee localement se retrouve, prouvant le succes de l'ensemble des techniques numeriques utilisees, de la contrainte du champ de densite initial au modele semi-analytique de formation des galaxies. De plus, jusqu'a leur limite de resolution, les simulations montrent de grands volumes vides de halos de DM et de tout type de galaxies, en accord avec les observations. La fonction de luminosite simulee a z=3 est plus faible que les donnees, mais les modeles sont suffisants pour donner un apercu des proprietes et de la repartition spatiale des Galaxies Lyman Break, des hotes de QSO, et de leurs descendants a z=0. Enfin, on considere le modele isocourbure avec matiere noire froide (ICDM) propose par Peebles : les fluctuations initiales de densite de DM y sont fortement non-gaussienne. On effectue deux simulations de cotes respectifs 600 et 162 Mpc/h. On confirme des predictions analytiques simples a z=0 et on trouve que les longueurs de correlation des amas et la forme de la distribution de leurs vitesses propres permettent d'invalider ce modele sur la base des donnees actuelles. Il est aussi exclu par des mesures recentes des anisotropies du CMB.

Cet exposé résume les travaux que j'ai effectués depuis 1985, l'année de mon doctorat. Ces travaux se subdivisent en trois principales branches: 1) La chimie des environnements circumstellaires (étoiles évoluées - enveloppes oxygénées ou carbonées - et étoiles jeunes). 2) La dynamique gravitationnelle appliquée aux a) l'évolution dynamique et cosmologique des groupes des galaxies; b) effets de projection dans les groupes et amas; c) nature des groupes compacts; d) fréquence des fusions de galaxies et ségrégation morphologique dans les groupes et amas; e) formation de galaxies. 3) Les grands projets d'observation et en particulier le programme DENIS de cartographie complète du ciel austral en infra-rouge proche.

Les recherches que j'ai menées depuis mon doctorat ont consisté à étudier l'Univers distant, en particulier la formation et l'évolution des galaxies. Je me suis basé pour cela sur des observations obtenues sur les grands équipements astronomiques (télescopes au sol et spatiaux, radiotélescopes), que j'ai combinées à l'effet bénéfique de l'amplification gravitationnelle fournie par des amas de galaxies massifs. En effet, la présence d'un tel amas sur la ligne de visée va entraîner une augmentation du flux et de la taille des galaxies situées en arrière-plan, à la manière d'un télescope supplémentaire. Cet effet, une fois bien modélisé et calibré, nous permet d'étudier plus facilement et à meilleure résolution les sources distantes qui sont généralement plus faibles. Une grand partie de mon travail a ainsi concerné de multiples observations d'amas de galaxies massifs, dans l'idée de mesurer un grand nombre de systèmes multiples apparaissant par effet de lentille forte. Ceci permet de calibrer le profil de masse de ces amas et de sélectionner les meilleurs télescopes gravitationnels. Le résultat de ces campagnes d'observations est également très important pour construire un échantillon de galaxies distantes amplifiées. Parmi les études sur les galaxies à des décalages spectraux 1 < z < 5, correspondant typiquement au pic de la formation stellaire globale dans l'histoire des galaxies, on peut distinguer les observations résolues et non résolues spatialement. Les galaxies les plus brillantes (intrinsèquement ou par effet d'amplification) sont aussi les plus étendues dans la dimension spatiale, ce qui permet de mesurer leurs propriétés internes : régions multiples de formation stellaire intense dans un même objet, mesure de la cinématique globale en étudiant le champ de vitesse du gaz, ou encore évolution des propriétés chimiques (comme la métallicité du gaz) de part et d'autre de la galaxie. Ce type d'étude nous permet de comprendre les mécanismes physiques en oeuvre dans les galaxies distantes, et de comprendre leur différence par rapport à l'Univers local. Les galaxies les plus faibles sont généralement peu ou pas résolues, ce qui nous donne accès à des mesures globales (taille de l'objet, masse stellaire, luminosité, spectre intégré). Un des avantages de l'amplification est d'obtenir un niveau de signal mesuré suffisant pour étudier les paramètres globaux de galaxies intrinsèquement très faibles, ce qui est entièrement complémentaire aux études de galaxies plus lumineuses ou plus massives en absence d'amplification. Parmi les propriétés statistiques de ces échantillons, les relations d'échelle entre les différents paramètres globaux peuvent être étudiées sur plusieurs ordres de grandeur. Enfin, pour les galaxies les plus distantes (typiquement à z > 5), qui sont moins nombreuses et quasiment non-résolues, on va effectuer des recherches de sources amplifiées pour les étudier en d'etail de manière individuelle. Ces sources ont un intérêt tout particulier car elles auraient une contribution importante au processus de réionisation du milieu intergalactique, qui s'est produit au cours du premier milliard d'années d'histoire de l'Univers. Là encore, l'effet de lentille est très important pour étudier des sources intrinsèquement moins lumineuses, ou des sources très amplifiées que l'on peut étudier par spectroscopie.

Le satellite XMM-Newton est la seconde grande mission du plan Horizon 2000 de l'Agence Spatiale Européenne, et a pour but d'ouvrir plus largement la fenêtre des rayons-X afin d'explorer la population de sources de hautes énergies tant de la Galaxie que du ciel profond.<br /><br />Dans la première partie, je dresse un portrait de l'astronomie contemporaine dans les hautes énergies, puis je résume le contexte, notamment celui de l'observation des grandes structures et des Amas de Galaxies, ayant mené au développement d'un observatoire spatial tel qu'XMM-Newton. Une description de ses télescopes, aussi détaillée que nécessaire compte-tenu des études présentées par la suite, est faite dans la seconde partie.<br /><br />Je décris dans la troisième partie comment se sont déroulées les campagnes d'étalonnage au sol des instruments EPIC sur le banc de test synchrotron d'Orsay, ainsi que ma contribution à l'analyse des données subséquentes.<br /><br />Dans une quatrième partie, je confronte des résultats d'étalonnage à des données de vol, fais le bilan des méthodes d'analyse de ces données et présente une application de ces méthodes à l'observation d'Amas de Galaxies.<br /><br />Je conclus enfin quant aux perspectives en matière d'observations de sources étendues avec XMM-Newton ainsi qu'en matière d'instrumentation pour les hautes énergies en général et de techniques de traitement de données massives dont les Observatoires Virtuels pourront être demandeurs.

L'objectif de mon travail de recherche est de préparer l'analyse des données des prochaines observations grand champ d'amas de galaxies par effet Sunyaev Zel'dovitch. Pour cela, je mets en place une chaîne complète d'outils permettant d'effectuer cette étude. Ces outils permettent de mettre en évidence des points critiques des effets<br />de sélection à prendre en compte dans les futures analyses. La chaîne d'analyse est constituée : d'une simulation de ciel observé millimétrique, d'algorithmes originaux d'extraction d'amas SZ à partir des cartes observées, d'un modèle statistique des effets de sélection de la chaîne de détection, et enfin d'outils d'analyse des catalogues<br />des sources détectées pour contraindre les paramètres cosmologiques. Je m'intéresse au cas des expériences multi-fréquences dotées de caméra bolométrique. J'applique ces outils à une prospective pour l'expérience Olimpo.

La distribution de masse dans l'Univers telle que tracée par les amas de galaxies constitue une sonde cosmologique puissante. La caractérisation des processus associés à l'origine et à la croissance des grandes structures permet de contraindre des paramètres cosmologiques via l'étude de la distribution des amas en fonction de leur masse et de leur redshift. Cependant, il existe un désaccord statistiquement significatif observé entre les contraintes cosmologiques établies par l'étude des anisotropies primaires du fond diffus cosmologique et celles issues de l'analyse de la distribution des amas de galaxies. Cela pourrait signifier que le modèle standard de la cosmologie est incomplet. L'une des méthodes d'observation des amas de galaxie exploite l'effet Sunyaev-Zel'dovich (SZ) qui permet de contraindre la pression du gaz contenu dans ces derniers. Cette observable peut être directement liée à la masse des amas via une relation d'échelle et un profil de pression. Il est donc essentiel de caractériser précisément ces derniers afin de limiter les potentiels biais et effets systématiques affectant les analyses cosmologiques. Cette thèse présente l'ensemble des travaux réalisés dans cet objectif. Elle porte sur des thématiques allant des observations SZ effectuées avec la caméra NIKA2 installée au télescope de 30 mètres de l’IRAM jusqu'à l'estimation des paramètres cosmologiques en passant par l'analyse des données brutes de NIKA2 et des cartes SZ réalisées.Une part du travail de thèse présenté dans ce document est consacrée à l'étude et l’amélioration des différentes étapes effectuées, depuis les observations d'amas de galaxies au télescope avec la caméra NIKA2 jusqu'à la production de cartes de l'effet SZ. Les procédures développées pour estimer les performances instrumentales de NIKA2 sont détaillées et la chaîne d'analyse utilisée pour réduire les données brutes est présentée.Les travaux réalisés dans cette thèse ont également consisté à caractériser les propriétés thermodynamiques d'amas de galaxies via des analyses jointes combinant les cartes SZ NIKA2 avec des données X mesurées par le satellite XMM-Newton. Nous détaillons les méthodes employées dans le logiciel de traitement des données SZ créé pour le grand programme SZ de NIKA2, la procédure de déprojection non-paramétrique développée pour caractériser le profil de pression des amas de galaxies et les résultats de la première observation SZ avec NIKA2.Les dernières activités présentées sont dédiées aux analyses réalisées afin de quantifier l'impact du grand programme SZ de NIKA2 sur la cosmologie. Nous analysons l'effet des perturbations dynamiques du milieu intra-amas sur la caractérisation du profil de pression avec NIKA2 via l'utilisation d'amas de la simulation numérique MUSIC. Finalement, nous détaillons l'étude permettant d'estimer l'impact d'une variation du profil de pression universel sur l'estimation des paramètres cosmologiques déduite du spectre de puissance de l'effet SZ mesuré par Planck. / The mass distribution in the Universe, as traced by galaxy clusters is a powerful cosmological probe. The characterization of the processes associated with the origin and the growth of the large scale structures enables constraining cosmological parameters by studying the distribution of clusters according to their mass and redshift. However, a tension is observed between the cosmological constraints established by the study of the primary anisotropies of the cosmological background and those resulting from the analysis of the distribution of galaxy clusters. This may imply that our cosmological model is incomplete. The observation of clusters from the Sunyaev-Zel'dovich (SZ) effect allows us to constrain their gas pressure. This observable can be directly linked to the mass of galaxy clusters via a scaling relation and a pressure profile. It is thus essential to characterize the latter precisely in order to limit the potential bias and systematic effects affecting cosmological analyses. This thesis presents the work carried out to this end. It covers topics ranging from SZ observations made with the NIKA2 camera installed at the IRAM 30-metre telescope to the estimation of cosmological parameters, and including the analysis of NIKA2 raw data and the SZ maps produced.Part of the thesis work presented in this document is dedicated to the study and the improvement of the different tasks carried out, from the observations of galaxy clusters with the NIKA2 camera to the production of maps of the SZ effect. The procedures developed to estimate the NIKA2 instrumental performance are detailed and the analysis pipeline used to analyze the raw data is presented.The work carried out in this thesis also consisted in characterizing the thermodynamic properties of galaxy clusters using joint analyzes that combine the NIKA2 SZ maps with X-ray data measured by the XMM-Newton satellite. We detail the methods used in the SZ data processing software created for the NIKA2 SZ large program, the non-parametric deprojection procedure developed to characterize the pressure profile of galaxy clusters and the results of the first SZ observation with NIKA2.The last activities presented are dedicated to the analyses carried out to quantify the impact of the NIKA2 SZ large program on cosmology. We analyze the effect of dynamic disturbances of the intracluster medium on the characterization of the pressure profile with NIKA2 via the use of clusters from the MUSIC N-body simulation. Finally, we detail the study realized in order to estimate the impact of a modification of the universal pressure profile on the estimation of cosmological parameters derived from the power spectrum of the SZ effect measured by Planck.

La mesure de la distribution de matière dans l'Univers offre une sonde importante pour la cosmologie. Elle peut être tracée à différentes étapes de la formation des structures en utilisant l'analyse des anisotropies primaires et secondaires du fond diffus cosmologique (CMB). Cette thèse se focalise sur l'analyse des données du satellite Planck et celles de la caméra NIKA installée au sol au télescope de 30 mètres de l'IRAM.La première partie introduit le contexte, en se concentrant sur: 1) l'inflation, qui procure une origine naturelle aux fluctuations de matière observées dans l'Univers; 2) la réionisation, qui correspond au moment où les premières étoiles se forment; 3) les amas de galaxies, qui sont les briques de l'Univers plus récent.La seconde partie se concentre sur la réduction des données de NIKA. Le développement de la chaîne d'analyse, qui permet de passer des données brutes aux cartes astrophysiques, est présenté. Elle est dédiée aux détecteurs à inductance cinétique, nouvellement développés pour la caméra NIKA. Les outils et les simulations utilisés pour caractériser les cartes sont aussi présentés.La troisième partie est dédiée à l'observation et l'analyse des amas de galaxies par effet Sunyaev-Zel'dovich (SZ), i.e. l'interaction Compton inverse entre les photons du CMB et les électrons énergétiques dans les amas. Une fois obtenues, les cartes SZ sont combinées avec des données X afin de mesurer les propriétés thermodynamiques et de matière des amas observés. Les résultats principaux sont: la première observation de l'effet SZ avec des détecteurs à inductance cinétique, la mesure du profil de pression dans un amas à haut redshift (z=0.89), l'étude de la contamination par les sources ponctuelles dans un amas résolu, et la cartographie SZ dans un amas en collision triple.La dernière partie présente l'analyse des données de Planck en polarisation. Les effets systématiques aux grandes échelles angulaires et les outils développés pour les identifier et les corriger y sont discutés. Les données en polarisation aux grandes échelles permettent à la fois de chercher les empreintes des fluctuations quantiques générées pendant l'inflation et de mesurer la réionisation. / The measurement of the matter distribution in the Universe provides valuable tests for cosmology. It can be traced at various steps of the formation of structures using the analysis of the primary and secondary anisotropies in the Cosmic Microwave Background (CMB). This thesis focuses on the data analysis of the observations of the Planck satellite and that of the ground-based camera NIKA installed at the IRAM-30m telescope.The first part introduces the context, focussing on: 1) the inflation, which provides a natural origin for the matter fluctuations seen in the Universe; 2) the reionization, which corresponds to the moment when the first stars form; 3) clusters of galaxy, that are the building blocks of the more recent Universe.The second part focuses on the data reduction of the NIKA data. The development of the data reduction pipeline, allowing to go from raw data to maps, is presented. It is dedicated for the newly developed kinetic inductance detectors used by NIKA. Tools and simulations are also constructed to characterize the maps.The third part is dedicated to the observation and the analysis of galaxy clusters through the Sunyaev-Zel'dovich (SZ) effect, i.e. the inverse Compton interaction of CMB photons and free electrons in clusters. Once recovered, the SZ maps are combined to X-ray data to measure the matter content and thermodynamic properties of the observed clusters. The main results are: the first observation of the SZ effect with kinetic inductance detectors, the measurement of the pressure profile of a high redshift cluster ($z=0.89$), the study of point source contamination in a resolved cluster, and the SZ mapping in a triple merger.The last part is dedicated to the analysis of Planck polarization data. In particular, we discuss large angular scale systematics and the tools developed to identify and correct for them. The large scales CMB polarization data allows both to search for the imprint of the quantum fluctuations generated during inflation, and to measure the reionization.

Durant les deux dernières décennies, de nombreux efforts ont été apportés pour comprendre le processus de formation des structures de l'Univers jeune. Les avancées dans les technologies observationnelles atteintes aujourd'hui permettent d'observer des galaxies de plus en plus loin, y compris celles responsables de la réionisation cosmique qui a eu lors du premier milliard d'années de l'Univers. L'objectif principal de cette thèse a été de poser des contraintes sur la nature et l'abondance des sources responsables de la réionisation cosmique. Plus précisément, l'étude s'est portée sur les galaxies qui forment des étoiles et qui ont une émission Lyman-alpha (LAE) entre z ~ 3 et 6.7. Il est à noter que cette thèse a été réalisée au sein du consortium MUSE, tout nouvel instrument installé au VLT en janvier 2014 dont nous avons exploité les données du GTO. Ce travail de thèse a permis de confirmer la puissance inégalée de MUSE au niveau de la détection et de l'étude de sources extragalactiques faibles sans aucune présélection. Nous avons observé quatre amas-lentilles dont l'amplification de la lumière permet la détection de sources à faible luminosité, au prix d'une diminution du volume d'Univers observé. Nous nous sommes d'abord focalisés sur l'étude de l'amas de galaxies Abell 1689 afin de structurer une méthodologie applicable aux autres amas. En comparant la densité volumique des LAEs détectés aux différentes fonctions de luminosité (FdL) de la littérature, nous sommes arrivés à la conclusion suivante : la pente de la loi de puissance que décrit la fonction de Schechter pour la partie la plus faible est plus petite que alpha <= -1.5, ce qui signifie que le nombre de LAEs croît extrêment vite vers les faibles luminosités. Nous avons ensuite appliqué cette méthode aux autres amas de notre échantillon observés par MUSE. Les LAEs identifiés et mesurés dans ces amas sont typiquement dix fois plus faibles que ceux observés dans les champs vides (39 < log(Lya) < 42.5). Environ un tiers de ces LAEs n'a pas de contrepartie dans le continuum jusqu'à AB ~ 28 sur les images HST et n'aurait donc jamais été vu sur des relevés pointés. Le catalogue final contient plus de 150 LAEs, ce qui nous a permis d'étudier la contribution des objets les plus faibles, ainsi que l'évolution de la pente en fonction du redshift. Les résultats obtenus semblent confirmer que la pente alpha est proche de -2 pour l'ensemble des LAEs compris entre 2.9 < z < 6.7. On observe aussi une évolution de alpha, qui passe de -1.8 à -1.95 entre z ~ 3-4 et z ~ 5-7, un résultat original et non dépendant des données utilisées pour la partie brillante de la FdL. L'intégration de cette FdL permet ensuite de calculer la densité de photons ionisants émis par ces LAEs et de déterminer leur impact relatif sur la réionisation cosmique. A l'avenir, la profondeur de champ atteinte par les données du James Webb Space Telescope (JWST) va repousser la limite de détection de ces galaxies jusqu'à z ~ 8. L'utilisation de spectrographes dans le proche infrarouge comme MOSFIRE/Keck, KMOS/VLT ou le tout récent EMIR/GTC permettent déjà de confirmer des candidats à z >= 7. Cette thèse a apporté des nouvelles contraintes sur la partie faible de la FdL des LAEs pour un redshift allant jusqu'à z ~ 6, un début donc de ce que l'on va pouvoir faire dans les années à venir pour des redshifts de l'ordre de z ~ 7-8. / Significant efforts have been put for the past two decades to understand the formation process of structure in the early Universe. The recent technological advances in the observational field allow for observing galaxies further and further, even the ones responsible for the cosmic reionization which occurred during the first billion years of the Universe. The main goal of this thesis was to impose constraints on the nature and the abundance of the sources responsible of the cosmic reionization. More specifically, the study was focused on the star-forming galaxies that have a Lyman-alpha emission (LAE) between z ~ 3 and 6.7. This thesis has been conducted within the framework of the MUSE consortium, a brand new instrument installed on the VLT in January 2014, as part of the exploitation of the Guaranteed Time (GTO). This thesis work has enabled us to confirm the unrivalled power of MUSE concerning the detection and the study of weak extragalactic sources without any preselection. We have observed four lensing clusters which magnify the incident light and make it possible to detect faint sources, at the expense of a decrease of the volume of the observed Universe. At first we started with the study of the galaxy cluster Abell 1689 in order to build up a methodology we intend to apply on other galaxy clusters. By comparing the volume density of the detected LAEs to the luminosity functions (LF) coming from the literature, we have reached the following conclusion : the slope of the power law from the Schechter function is smaller than alpha <= -1.5, which means that the number of LAEs increases drastically towards the faint luminoities. Then we have applied the new-build method to the other galaxy clusters of our sample observed with MUSE. The LAEs we have detected and measured in this sample are roughly ten times fainter than the ones observed in blank fields thanks to the lensing effect (39 < log(Lya) < 42.5). About one third of them lacks a counterpart in the continuum up to AB ~ 28 on the HST images and couldn't have been seen on targeted surveys. The final catalog includes more than 150 LAEs, this amount has enabled us to study the contribution of the faintest ones and also the evolution of the slope according to the redshift. The results of this work seem to confirm that the slope alpha is close to -2 for all the 2.9 < z < 6.7 LAEs. Furthermore, one can notice the evolution of alpha from -1.8 to -1.95 between z ~ 3-4 and z ~ 5-7, an original result and irrespective of the data set used to complement the present sample towards the bright region of the LF. The integral of the LF allows for working out the ionizing photons density emitted by these LAEs and for determining their relative impact on the cosmic reionization. In the future, the depth of the James Webb Space Telescope (JWST) observations will improve the limits of galaxy detection, certainly up to z ~ 8. The use of near-IR spectrographs such as MOSFIRE/Keck, KMOS/VLT or the very recent EMIR/GTC already provides the confirmation of z >= 7 candidates. This thesis brought new constraints on the faint-end part of the LF of LAEs for a redshift up to z ~ 6, which represents a beginning with respect to all we can do in the coming years for redshifts up to z ~ 7-8.

Il est bien établit théoriquement et observationnellement que les amas de galaxies ne sont pas des objets sphèriques, et qu'ils sont beaucoup mieux décrits par la géométrie triaxiale. Malgré cela, les travaux sur la forme tri-dimensionnelle des amas de galaxies sont encore trés rares. L'objet de cette thèse est de contribuer à cette problématique naissante. L'originalité de ce travail est d'aborder ce sujet théoriquement et observationnellement. J'ai mesuré la forme d'amas de galaxies simulés, proposant des prédictions sur la forme des haloes de matière noire. J'ai ensuite développé un algorithme qui se propose de combiner des données en lentilles gravitationnelles et en rayons X afin de contraindre un modèle de haloe triaxial. L'algorithme est testé sur des données simulées. Finalement, je présente l'analyse en rayons X de Abell 1703, qui, combinée avec l'analyse en lentilles gravitationnelles, permettra de déterminer la forme de Abell 1703. / It is well established both theoretically and observationally that galaxy clusters are not spherical objects and that they are much better approximated as triaxial objects. This thesis focusses on the three dimencional shape of galaxy clusters. The originality of my approach is to tackle the problem both theoretically and observationally. First, I have measured the shape of dark matter haloes in the Millenium XXL and Sbarbine simulations, providing predictions for dark matter halo shape over 5 order in magnitude in mass. Then, I have developed an algorithm aimed at fitting simultaneously lensing and X-ray data in order to constrain a triaxial mass distribution. The algorithm is tested and characterized on mock data sets. It is found to be able to recover the input parameters. Finally, I present the X-ray analysis of galaxy cluster Abell 1703, which will be combined with the existing lensing analysis in order to investigate its shape.

Les amas de galaxies sont les plus grandes structures gravitationnellement liées de l'Univers. Ils sont communément séparés en trois catégories, basées sur la distribution du gaz intra-amas. Ce gaz peut être très concentré vers le centre de l'amas, il peut être réparti dans l'amas de manière plutôt uniforme, ou encore il peut avoir une distribution légèrement piquée vers le centre dans un cas intermédiaire. Une autre distinction entre les trois catégories est l'interaction entre le trou noir supermassif se trouvant au centre de l'amas de galaxies et le gaz intra-amas environnant. Dans le cas de la première catégorie, lorsque le gaz est concentré au centre de l'amas, le trou noir est dit "actif". Il produit alors des jets, qui à leur tour injectent de l'énergie dans le gaz intra-amas sous forme d'ondes sonores, d'ondes de choc et de turbulence. Les amas de galaxies offrent donc une opportunité très intéressante pour étudier ce mécanisme d'échange d'énergie. Afin de mieux caractériser ces processus, il est essentiel d'avoir des méthodes robustes pour classifier les amas de galaxies selon les trois catégories. Il existe plusieurs propriétés pouvant être utilisées comme métriques de classification, mais celles-ci ne sont pas toujours en accord les unes avec les autres. Ces propriétés ont été étudiées pour des petits échantillons d'amas de galaxies, analysés de manière individuelle avec des méthodes traditionnelles. Cependant, avec le développement de puissants instruments d'observation tels que eROSITA, on s'attend à obtenir des échantillons contenant environ 100 000 amas de galaxies. Étant donné la taille de ces ensemble de données, il devient nécessaire d'avoir un moyen rapide, efficace et automatique pour les traiter. On a donc recours à l'apprentissage automatique pour accélérer l'analyse. Ce mémoire présente une analyse des propriétés du gaz intra-amas avec des méthodes d'apprentissage automatique. On se sert des simulations cosmologiques IllustrisTNG pour obtenir des images en rayons X d'amas de galaxies, à partir desquelles on construit notre ensemble de données. On s'intéresse à cinq propriétés du gaz intra-amas contenu dans les amas de galaxies, qui sont couramment utilisées comme métriques de classification: le temps de refroidissement central, la densité électronique centrale, l'excès d'entropie centrale, le paramètre de concentration de la brillance de surface et le paramètre de courbure du profil de densité. On explore les relations entre ces différentes métriques, puis on implémente un réseau de neurones qui vise à prédire leur valeur à partir d'une image en rayons X d'un amas de galaxies. Notre réseau atteint une pourcentage d'erreur moyen de 1.8% pour les prédictions de la métrique la plus performante, c'est-à-dire le temps de refroidissement central. Ensuite, afin d'estimer les incertitudes sur les résultats obtenus, on effectue une analyse probabiliste de nos prédictions à l'aide de la méthode de l'inférence sans vraisemblance. On utilise également une méthode de partitionnement de données qui rassemble les images en rayons-X en trois groupes distincts; on constate que ce regroupement corrèle fortement avec la division des mêmes images en utilisant le paramètre de concentration comme métrique de classification. L'ensemble de ce travail permet de conclure que le temps de refroidissement central et la concentration sont les métriques se prêtant le mieux à une analyse avec des méthodes d'apprentissage automatique, ainsi que de mettre en place les outils qui serviront à caractériser les futurs échantillons d'amas de galaxies. / Galaxy clusters are the largest gravitationally bound structures of the universe. They are commonly divided into three categories, based on the distribution of the intracluster gas. In one case, the gas is strongly concentrated towards the center of the cluster. In another case, it is rather uniformly dispersed through the cluster. In a third intermediate case, the distribution is slightly peaked towards the center. The three categories also differ by the interaction between the gas and the supermassive black hole located at the center of the cluster. In the first category, the black hole is said to be 'active' and it produces jets that heat up the intracluster gas through shock waves, sound waves and turbulence. The feedback mechanism from the black hole is not entirely understood, and galaxy clusters offer a valuable opportunity to study this energy transfer mechanism in more detail. Numerous properties can serve as classification metrics, but they are not always consistent with one another. Moreover, traditional methods used to extract those properties are time-consuming and have only been applied to small samples. With the advent of powerful X-ray observatories such as eROSITA, we expect to obtain large galaxy clusters datasets (~100 000). Given the size of the datasets and the number of parameters to consider, machine learning methods are needed to accelerate the data processing. This thesis presents an analysis of intracluster gas properties with machine learning techniques. We use the galaxy clusters from the IllustrisTNG cosmological simulations to create the X-ray images that make up our dataset. We study five properties of the hot gas in galaxy clusters that are commonly used as classification metrics; the central cooling time, the central electron density, the central entropy excess, the concentration of the surface brightness and the cuspiness parameter, which represents the slope of the density profile. We explore the correlations between the different metrics, and implement a neural network that predicts their values from an X-ray image of a galaxy cluster. The network achieves a mean percentage error of 1.8% on the central cooling time predictions, making it the best-performing metric. In order to get uncertainty estimates, we perform a probabilistic analysis of the network predictions using simulation-based inference. We also use a clustering approach that groups the X-ray images into three separate groups; we note that those groups are consistent with classification based on the concentration parameter. Our results show that the central cooling time and the concentration are the metrics that lend themselves the best to a machine learning analysis of galaxy cluster images. This project aims to lay the groundwork for characterizing future galaxy cluster observations.