The effect of Intra-pixel sensitivity variation (IPSV) in charge-coupled devices (CCDs) can be important in astronomical applications. This thesis studies the IPSV in a front-illuminated three-phase EEV05-20 CCD used in the Automated Patrol Telescope (APT), from multiple points of view. To explore the detailed sensitivity variation within pixels, the CCD was scanned using a 4 \mu meter diameter light beam in four colour bands: B, V, R and I. The resulting images clearly show the IPSVs due to the CCD electrode structure, and its dependence on wavelength. Unexpected ghost images appear in the scan images that are most likely due to the charge transfer inefficiency (CTI) of the CCD. A correction procedure for the CTI effect is presented. Using the pixel response function (PRF) which was derived from the CCD scans, instrumental point spread functions (iPSFs) were calculated from dithered images observed by the APT. The accurate iPSFs allowed us to generate a variety of simulated images of APT observations, enabling us to analyse in detail the effect of IPSV on astronomical observations. One of the astronomical impacts of IPSV is on photometry. The IPSV effect on the precision for estimating star fluxes was studied using both observed and simulated images. The IPSV effect can be expressed as magnitude estimation error maps plotted against the fractional part of a star's coordinates. The IPSV effect introduces \pm 4% errors in star fluxes for observed images with the APT in V band. Another astronomical impact of IPSV is on astrometry. IPSV influences the precision for estimating star coordinates, and this was studied using a number of simulated images. The IPSV effect can be expressed as coordinate estimation error maps plotted against the fractional part of a star's coordinates. The IPSV effect introduces \sim 0.02 pixel errors in RMS for images observed with the APT in V band. The appearance of the unexpected ghost images in the CCD scans suggested that CTI might also affect observed images. We examined the effects on PSFs and photometry. The CTI effect does affect the shapes of PSFs, but only to a small fraction. Its effect on photometry is negligible.

Les éphémérides issues d'intégrations numériques qui peuvent être facilement téléchargées des sites de l'IMCCE ou du JPL, ont une très bonne précision pour les observations récentes. En même temps, un autre type d'éphémérides, celles analytiques comme TASS, décrivent en détail le système dynamique par une représentation en combinaison de fréquences propres. Notre but est d'associer ces deux types d'éphémérides pour l'utiliser dans les études de la rotation des satellites naturelles. Cela signifie qu'il faut reconstruire des éphémérides à long terme et de haute précision montrant les caractéristiques du système comme les fréquences propres à partir des intégrations numériques. La principale difficulté est d'éviter l'intervalle de temps limité des éphémérides numériques. Dans notre travail, nous partons de la représentation des éléments d'orbite de Titan sur 10 000 ans issues de TASS comme exemple et comme standard. Nous expérimentons comment obtenir les fréquences propres sur 1000 ans d'éphémérides de TASS, et comment obtenir la représentation analytique de la longitude moyenne de Titan sur cet intervalle limité. A cause de cette durée de 1000 ans, au lieu de l'analyse en fréquence, nous utilisons la méthode des moindres carrées, en particulier pour les termes à longue période. L'efficacité et l’exactitude de l'ensemble de la méthode sont vérifiées en comparant les représentations de la longitude moyenne de Titan issue de TASS par la méthode des moindres carrées et par la représentation standard de TASS sur 10 000 ans. Finalement et c'est ce qui importe, nous obtenons une représentation du mouvement de Titan pour les 1000 ans d'éphémérides du JPL. Il existe une différence de 60 km dans l'amplitude du terme principal entre les représentations du JPL et de TASS. Cette différence est considérée comme issue du système. L'intervalle de temps limité des éphémérides influence les fréquences propres et induit des erreurs dans les termes à longues périodes comme contenant la longitude du nœud de Titan. Pour toutes les autres composantes ou presque, leurs amplitudes et phases sont similaires à celles de TASS. L'erreur de représentation est inférieure à 100 km sur 1000 ans et la déviation standard est de 26 km environ. / The numerical integration ephemeris, which are convenient to download from online service of IMCCE, or Horizons of JPL have very good precision based on recent observations. Meanwhile, another kind, the analytical ephemeris like TASS, describes in detail the dynamical system by combination representation of proper frequencies. We plan to make a connection between those two different type ephemeris, that it ’s benefited us to study the rotation of natural satellites with its high precision ephemeris, those instantaneous positions, velocity, and those system characteristics like proper frequencies. The main difficulty is to avoid the shortcoming of the limited interval of observation ephemeris.In our work, we take the combination representation of Titan with 10,000 years TASS ephemeris as an example and standard. Then, we experiment to obtain both the analytical representation of the mean longitude of Titan and the proper frequencies involved in it with 1,000 years TASS ephemeris by analysis frequency. Due to limited timespan, we extend the method with a least square method, especially for the long period terms. We verify the effectiveness and exactness of the whole method in rebuilt the combination representation.Finally and most important, we get the combination representation of Titan with 1000 years JPL ephemeris. Between the solution of JPL and the representation of TASS, there exists a 60 km difference in the amplitude of the major component, that is considered as a system difference. The limited interval ephemeris makes the influence of the proper frequency, which brings the error into the long period term like the one from the node of Titan. For nearly all other components, those amplitudes and phases are similar with the relative terms of TASS. The error of our representation is less than 100 kilometres over 1,000 years and the standard deviation is about 26 kilometres.

Les supernovas de type Ia (SNIa) sont des objets transitoires, observables pour une durée de quelques mois et dont la luminosité à son maximum équivaut à celle d'une galaxie entière. Une fois standardisées (c'est à dire corrigées de leurs principales variabilités), elles représentent, un excellent indicateur de distance et ont permis de mettre en évidence, en 1998, ce que l'on peut représenter comme une accélération de l’expansion de l'Univers. Cette thèse s’intéresse à trois points qui concerne l’étude de la cosmologie par les SNIa :En premier lieu on s'intéresse à la chaîne de production des données et à la qualité des images pour le Large Synoptic Survey Telescope (LSST), qui couvrira un large éventail de domaines scientifique, y compris l'observation des SNIa. Actuellement en préparation pour LSST (dont les observations commenceront en 2020), cette chaîne de production a été testée en effectuant le traitement d’images provenant d’un relevé antérieur (champ profond du CFHT). Les paramètres de qualité astrométriques et photométriques présentent une dispersion légèrement supérieure à celle requise par le cahier de charges du LSST. En ce qui concerne la photométrie, les sources de cette dispersion restent à être comprises. Pour ce qui est de l'astrométrie, la qualité obtenue sera vraisemblablement suffisante lorsque l'ajustement par astrométrie simultanée sera implémenté.Ensuite, on propose une méthode permettant de corriger l'effet induit par les vitesses propres des SNIa se trouvant dans des amas de galaxies. En effet, ces vitesses propres sont particulièrement importantes du fait des interactions gravitationnelles, et perturbent la mesure du décalage spectral cosmologique lié à l'expansion de l'Univers. On a pris en compte un échantillon de 145 SNIa à faible décalage spectral (0,005 < z < 0,123), observées par la collaboration Nearby SuperNova Factory. Parmi ces SNIa, 11 SNIa ont été associées à des amas de galaxies. Ces corrections de vitesses propres ont ainsi permis de diminuer la dispersion sur le diagramme de Hubble de 0,137+/-0,36 mag à 0,130 +/- 0,38 mag, pour les SNIa appartenant à des amas. Bien que le poids de ces corrections soit relativement modeste, on a montré qu'elles sont statistiquement significatives. Ce type de corrections pourraient être prises en considération dans de futures analyses cosmologiques. Enfin on s'intéresse à la question de la détectabilité de possibles anisotropies de l’expansion de l'Univers avec les données de SNIa. Étant donné que la distribution spatiale des données actuelles est connue pour limiter la détection d’une anisotropie dans les distances mesurées des SNIa, on a établi des simulations permettant de déterminer si un effet dipolaire d'amplitude comparable à la borne supérieure des observations actuelles (AD=10-3) pourrait être détecté avec les observations futures du LSST. Plusieurs scénarios ont été considérés, chacun considérant un nombre de SNIa différent. Chacun de ces scénarios est étudié suivant deux variantes correspondant à deux directions, l'une (polaire) pour laquelle la distribution de données de LSST serait la plus symétrique possible, l'autre suivant une direction perpendiculaire à celle-ci (équatoriale). On montre que pour les simulations comportant 5000 SNIa, un dipôle d’amplitude AD=10-3 serait détecté indépendamment de sa direction. On constate que la distance statistique entre les distributions obtenues pour un dipôle simulé et les simulations sans dipôle augmente à mesure que le nombre de SNIa simulées est grand. On constate aussi que cette distance statistique est plus grande pour les dipôles alignés sur la direction équatoriale que pour ceux suivant la direction polaire. (...) / Type Ia supernovae (SNIa) are transient objects, which remains observable in the optical for a period of a few months, and whose luminosity at its maximum is comparable to that of a whole galaxy. They represent, once standardized (i.e. corrected for their main variabilities), an excellent distance indicator and, in 1998, provided the first evidence for the acceleration of the expansion of the Universe. This thesis investigates three points in the cosmological SNIa pipeline:First, we focused on the data processing and the quality of the images for the Large Synoptic Survey Telescope (LSST), that will provide data for a number of cosmological observables, including the observation of SNIa. In preparation for LSST (which will start operations in 2020), we carried out a similar data processing strategy on images from a previous survey (deep field of CFHT) and compared to the required parameters of LSST. A dispersion slightly higher than that required was obtained. For photometry, although this excess is small, the sources of this dispersion remain to be understood. For astrometry, the obtained quality is likely to be sufficient when simultaneous astrometry fitting will be implemented.In a second moment, we propose a method to correct the effect of peculiar velocities of SNIa inside galaxy clusters. Indeed, these velocities ​​are more important in the clusters of galaxies, because of the gravitational interactions, and the measurement of the cosmological redshift related to the expansion of the Universe. These peculiar velocities were corrected using a sample of 145 SNIa with a low spectral shift (0.005<z<0.123), observed by the Nearby SuperNova Factory collaboration. Among these SNIa, 11 SNIa were associated with clusters of galaxies. These corrections made it possible to reduce the dispersion on the Hubble diagram, from 0.137 +/- 0.36 mag (before corrections) to 0.130 +/- 0.38 mag (after corrections), for SNIa belonging to clusters. Although the weight of these corrections is relatively modest, they have been shown to be statistically significant. Such corrections could be taken in account in future cosmological analysis. Finally, we focused on the question of the detectability of potential anisotropies in the expansion of the Universe with SNIa data. Since the spatial distribution of current data is known to limit our capability to detect anisotropies in the SNIa measured distances, simulations were made to determine whether a dipole effect of amplitude comparable to the upper bound of current observations (AD = 10-3) could be detected with future observations of the LSST. Several scenarios were considered, each taking into account a different number of SN. Each of these scenarios is studied according to two variants corresponding to two directions, one (polar) for which the distribution of data of LSST would be as symmetrical as possible, the other in a direction perpendicular to this one (equatorial). It is shown that for simulations with 5000 SNIa, an amplitude dipole AD = 10-3 would be detected independently of its direction. It can be seen that the statistical distance between the distributions obtained for a simulated dipole and the simulations without dipole increases as the number of simulated SNIa is large. We also note that this statistical distance is greater for the scenarios considering the equatorial direction than for the ones following the polar direction.All of the effects mentioned above will have a potential impact future cosmological results. How much these effects will affect our understanding of the complete cosmological model is still an open question, but the results we found in this thesis highlight the importance of further scrutinizing such systematics, whether at the level of the quality of images, systematic environmental effects such as the peculiar velocities ​​of the SNIa or of the cosmology model itself such as for the question of a potentially anisotropic universe.