Cette étude révèle le comportement d'une matrice de détection infrarouge portée à la température de l'hélium liquide (4.2K). La Société Anonyme de Télécommunications (France) réalise la matrice de détection 32x32 éléments senseurs, à lecture CID (Charge Injected Devices) sur susbtrat InSb (antimoniure d'indium). Son utilisation à la température de l'hélium liquide est différente de celle prévue par son fabricant (77 K). En particulier, le comportement du courant d'obscurité varie fortement entre ces deux valeurs de T. Seul le courant tunnel est encore actif à la température de l'hélium liquide (les courants d'origine thermique s'annulent). Sensible au potentiel de surface du semiconducteur, le courant tunnel de la structure MIS-InSb ne sature pas les puits de potentiel de la matrice InSbCID. La recherche du temps d'intégration maximum, la contrainte liée à la linéarité de la réponse photonique (spécialement sous faible flux de photons), l'optimisation du rendement quantique et la réduction du bruit de lecture constituent les points fondamentaux de cette étude. Cependant, les mesures expérimentales de la caméra ont révélé des effets secondaires liés au détecteur (dérive, réponse inertielle) ou au cablage électrique (diaphonie). Un chapitre spécial est réservé au comportement des matrices CID SAT en envîronement y. Le résultat de cette phase d'études est la réalisation de la caméra infrarouge CIRCUS (Caméra Infra-Rouge Courte longueur d'onde pour Utilisation au Sol).

Les travaux presentés dans cette thèse portent essentiellement sur l'étude des régions de formation d'étoiles massives. Pour cela nous avons etudié l'émission Maser des deux transitions principales du premier état excite du radical hydroxyl (A 6031 et 6035 mhz). Nous avons conduit un relevé sur toutes les régions HII ayant une forte luminosité dans l'infrarouge lointain, plus quelques autres sources connues pour leur émission maser dans l'état fondamental de OH. Sur les 256 sources de notre catalogue, 15 nouvelles sources furent découvertes en émission et 3 en absorption. Nous avons pu mesurer l'intensité du champ magnétique de ces régions par l'intermédiaire de l'effet Zeeman qui d'une manière globale semble en accord avec le sens de rotation de la galaxie. Nous avons etudié 6 de ces sources grâce à la technique VLBI. Nous avons obtenu des franges d'interférence pour toutes les sources et cartographie W3(OH). Les cartes laissent apparaitre une structure complexe et certains points d'émission maser apparaissent résolus. Notre résolution de 5 milliarcsecondes nous a permis de déduire sans ambiguité possible des paires Zeeman qui montrent un champ magnétique variant entre 1 et 10 milligauss. Nous avons également observé avec l'interférométre du plateau de Bure une étoile de faible masse en formation, L1551, obtenant ainsi la première carte millimétrique ayant une résolution inférieure à l'arc seconde. Nous calculons une masse à partir de nos observations de C170 mais surtout cela nous a permis de quantifier la qualité du site de l'interféromètre en nous permettant d'en estimer le seeing.

Le détecteur ATLAS est une expérience généraliste de physique des particules située à un point de collision du LHC, au CERN. Le détecteur est complet et opérationnel depuis juin 2008. La mise en oeuvre du système calorimétrique a alors été possible, grâce notamment à l'étude de la variable "énergie transverse manquante". Cette variable, indispensable aux mesures de précision du Modèle Standard et à la recherche de Nouvelle Physique, a ainsi pu être testée pour la première fois in situ. Le détecteur était prêt et a montré de bonnes performances lors des premières collisions du LHC à la fin de l'année 2009, en particulier avec l'étude de données dites de biais minimum. Avec les données de collisions, il a également été possible d'étudier des performances des électrons, notamment leurs variables d'identification, et la compréhension de la matière avant le calorimètre. Les premières collisions à une énergie de 7 TeV dans le centre de masse en 2010 ont permis d'étudier les propriétés des bosons W produits lors de ces collisions. Après seulement quelques mois de prise de données, l'on a pu observer et mesurer la section efficace de production de cette particule. L'enjeu principal de cette mesure a été l'estimation des erreurs systématiques dues à l'électron et à l'énergie transverse manquante. Avec toutes les données enregistrées en 2010, l'asymétrie de charge du boson W a également pu être mesurée. Cette mesure est importante pour la détermination des fonctions de distribution de partons dans le proton, données indispensables à la bonne compréhension des collisions hadroniques au LHC.

Les développements techniques récents en radioastronomie au sol ont permis l'émergence de nombreux nouveaux projets. LOFAR (le "LOw Frequency ARray") est un interféromètre de réseaux phasés comptant parmi ces nouveaux radiotélescopes géants. Son architecture distribuée à travers l'Europe comprend plusieurs milliers d'éléments regroupés en "stations". Il permet d'étudier l'Univers dans la fenêtre radio ~20-250 MHz, inexplorée avec une très haute sensibilité et de très hautes résolutions angulaire, temporelle et spectrale. La station LOFAR de Nançay a permis à la communauté française de participer aux projets scientifiques "clefs" de LOFAR. Elle a également suscité un développement instrumental original visant à augmenter significativement les performances de LOFAR aux basses fréquences (≤80 MHz) en formant un nouveau réseau géant d'antennes sensibles: la "Super Station LOFAR" (LSS). Le premier volet de cette thèse présente les études de conception et de réalisation d'un démonstrateur pour la LSS à trois échelles: l'antenne élémentaire, le "mini-réseau" d'une vingtaine d'antennes et la distribution globale de 96 mini-réseaux à Nançay. Ce projet est conçu pour être totalement compatible avec le réseau LOFAR et étendre ses performances (en particulier pour ses objectifs (exo)planétaires), et pour constituer un nouvel instrument sensible et autonome à Nançay. Le second volet porte sur le développement d'un mode d'imagerie planétaire avec l'interféromètre LOFAR et son application à l'étude du rayonnement synchrotron des ceintures de radiation de Jupiter. Ce mode a rendu possible la formation des toutes premières images planétaires résolues dans la bande 127 - 172 MHz.

L'instrument SNIFS a été conçu pour l'observation des Supernovae de type Ia à bas redshit afin de mieu connaître et caractériser ces objets. Le but étant de savoir si ces objets peuvent être utilisés comme des chandelles standards afin de contraindre les paramètres cosmologiques. La première partie de cette thèse porte sur le développement d'une simulation numérique détaillée de l'instrument SNIFS. Cette simulation reproduit les données issues de l'instrument de la manière la plus réaliste possible en tenant compte de toutes les aberrations présentes, ce qui inclut l'instrument mais aussi l'atmosphère. A terme ces images pourront être utilisées pour préparer la calibration de l'instrument. Le seconde partie tente d'établir une méthode capable d'analyser les résultats produits par l'instrument SNIFS. En se basant sur des outils morphométriques, cette méthode montrera comment l'on peut comparer des séries temporelles de spectre de supernovae et extraire des informations statistiques de celles ci.

Le document présente la problématique de la détection directe de matière noire dans le cadre des expériences XENON100 et MIMAC. Après une introduction générale sur la matière noire et sur les signaux attendus dans un détecteur terrestre, les deux projets sont passés en revue en se concentrant sur les aspects expérimentaux. L'accent est mis particulièrement sur la caractérisation des performances des détecteurs et sur les bruits de fonds associés.

La spectrographie à champ intégral est une technique d'observation astronomique puissante permettant d'acquérir des informations spectrales en tout point d'une zone du ciel. Longtemps cantonnée, du fait du traitement spécifique qu'elle requiert, à des niches instrumentales, elle est maintenant disponible sur tous les grands télescopes. Naturellement, cette spectrographie dite " 3D " a d'abord été utilisée pour l'étude de sources étendues, essentiellement extra-galactiques. Elle a néanmoins de nombreux avantages pour l'observation de sources ponctuelles : qualité photométrique, soustraction du fond structuré, facilité d'acquisition, etc. J'ai ainsi contribué au développement à Lyon du " SuperNova Integral Field Spectrograph " (SNIFS), le premier et unique spectrographe à champ intégral dédié à l'observation spectro-photométrique des supernovæ proches. Dans la tradition des précédentes réalisations de l'Observatoire de Lyon, cet instrument est un spectrographe 3D à trame de micro-lentilles (15 × 15), offrant une couverture spectrale étendue (3200-10 000 Å) avec une résolution modérée ( R~2000) sur un champ de vue restreint (6,4 × 6,4 arcsec²). Même si la technologie mise en oeuvre est maintenant relativement classique, les ambitions en terme de précision spectro-photométrique sont élevées. Responsable de la production des données SNIFS, j'ai mis en place toute la chaîne automatisée de réduction et d'étalonnage s'appuyant sur une compréhension fine des détecteurs (non-linéarité aux bas flux, lumière diffuse), de l'instrument (extraction optimale, étalonnage spectro-spatial, etc.) et de l'atmosphère (spectro-photométrie de PSF, transmission atmosphérique, étalonnage en flux, etc.), pour des performances finales conformes aux exigences scientifiques. SNIFS constitue le coeur du projet " The Nearby Supernova Factory " (SNfactory), une collaboration internationale visant à étudier des supernovæ thermonucléaires (dites de type Ia, SNe Ia) proches (z < 0,1). Ces chandelles standards de portée cosmologique sont à l'origine de la découverte de l'expansion accélérée de l'Univers, et doivent maintenant permettre de préciser la nature de la mystérieuse " énergie noire " qui en serait la cause. Cependant, de nombreux aspects pratiques restent à étudier pour obtenir des contraintes cosmologiques fortes et indiscutables : quelle est la luminosité et la couleur intrinsèque des SNe Ia ? Existe-t-il différentes sous-catégories, et comment les identifier ? Quelle est la nature du progéniteur ? La collaboration SNfactory a acquis, depuis l'installation de SNIFS en 2004 sur le télescope de 2,2 m de l'Université d'Hawaï, plus de 200 séries temporelles de SNe Ia proches, totalisant plus de 3000 spectres étalonnés en flux avec une précision de 2-3 % selon les conditions atmosphériques. Cet échantillon unique, sans équivalent dans le reste du monde, nous permet de mieux comprendre la physique de ces objets (p.ex. existence de SNe dites " super-Chandraskhar "), de mettre en place de meilleures méthodes de standardisation (en particulier par l'étude des caractéristiques spectrales), de réduire les erreurs systématiques tant observationnelles que méthodologiques, d'étudier la relation entre les SNe et leur environnement galactique (propriétés globales ou locales), etc. Le projet SNfactory est illustratif des développements récents de la cosmologie observationnelle, entrée depuis 15 ans dans le domaine des mesures de précision. Après les expérimentations de découverte et de confirmation, de nombreux projets en préparation doivent permettre d'aborder la 3e phase, celle des observations de masse. Deux collaborations dominent les perspectives à 10 ans dans ce domaine : le Large Synoptic Survey Telescope et Euclid. L'expertise acquise dans la gestion d'un projet intermédiaire tel que SNfactory me permettra d'y contribuer efficacement.

Afin d'améliorer les moyens d'observation en Haute Résolution Angulaire les télescopes acquièrent des diamètres de taille considérable. L'optimisation de ces grands télescopes de type E-ELT nécessite une caractérisation complète des sites devant les accueillir ainsi que des coupoles qui vont les abriter. En se basant sur une étude expérimentale effectuée sur le site du VLT (Paranal) on montre que la caractérisation verticale de la turbulence donnée par les profils de Cn2 et d'échelle externe est plus représentative des conditions réelles d'observation. Sachant, que le site qui va accueillir le futur E-ELT est à seulement quelques kilomètres de Paranal, les résultats vont servir à définir les spécifications des systèmes de compensation prévus pour cette nouvelle génération de grands télescopes. Cette étude a permis aussi la mise en évidence de la couche de surface et on a établi une estimation de son altitude et de son énergie. On montre que la couche de surface contribue significativement à la dégradation du front d'onde incident sur le télescope. Sa localisation près du sol soulève des questions sur son interaction avec les coupoles qui sont de même taille. LOTUCE un nouvel instrument développé dans le cadre de mon travail de thèse, a été proposé pour étudier l'interaction de cette couche de surface avec la coupole. En se basant sur la mesure des angles d'arrivée (AA) sur différents points du front d'onde, LOTUCE donne une estimation des paramètres optiques de la turbulence comme le paramètre de Fried, le temps de cohérence et l'échelle externe. La modélisation de la turbulence locale est alors possible en étudiant les courbes de covariance des AA dans les deux directions longitudinale et transverse. La dernière partie de ce travail a porté sur l'évolution temporelle de la turbulence optique. Il s'agit d'une étude basée sur l'estimation du temps de cohérence à partir de l'analyse statistique des fluctuations d'AA. Cette méthode utilisée par GSM a été validée par une simulation numérique. Ces résultats montrent que ce paramètre est plus sensible aux conditions de mesures et aux contraintes instrumentales.

La Collaboration ANTARES exploite actuellement un détecteur sous-marin Cherenkov d édi é a l'astronomie neutrino de haute énergie. Le but principal de cette expérience est de d détecter les sources cosmiques de neutrinos, a n de r ev eler les sites de production des rayons cosmiques. Parmi les sources candidates gurent celles o u a lieu l'acc el eration de ces rayons cosmiques dans les jets relativistes, comme les noyaux actifs de galaxie, les sursauts gamma et les microquasars. Les microquasars sont des syst émes stellaires binaires form es par un objet compact accr étant la mati ere d'une étoile compagnon. Ce transfert de masse est responsable de l' emission de rayons X, tandis que les forces magn etiques du plasma d'accr étion peuvent causer la cr éation de jets relativistes qui sont observ es par des t télescopes radio grâce au rayonnement synchrotron non thermique émis par les particules charg ées acc el er ees dans ces jets. Dans certains syst emes, la corr élation entre les courbes de lumi ere des rayons X et les courbes radio indique une interaction forte entre accr etion et ejection. Certains microquasars emettent egalement des rayons gamma de haute et tr es haute energie (jusqu' a quelques dizaines de TeV). Dans ce travail de th ese, une recherche d' émission de neutrinos provenant de microquasars a ét é conduite avec une approche multi-messager (photon/neutrino). Les données des satellites RXTE/ASM et SWIFT/BAT, ainsi que du t elescope gamma FERMI/LAT ont et e etudi ées a n de s sélectionner les périodes dans lesquelles se produisent les jets relativistes. La restriction de l'analyse des neutrinos aux phases d' éjection permet de r réduire drastiquement le bruit de fond de neutrinos et de muons atmosph èriques et ainsi d'augmenter les chances de d écouverte d'une source cosmique de neutrinos. Les recherches ont et e effectué a partir des donn ées ANTARES obtenues entre 2007 et 2010. Une analyse statistique a et e faite en utilisant une m ethode \unbinned" bas ee sur le test du rapport de vraisemblance. Les coupures de s élection des év enements ont et e optimisés a partir de simulations Monte Carlo a n de maximiser les chances de ddécouverte. Comme aucun signal de neutrinos n'a et e observé en corrélation avec ces microquasars, des limites sup erieures sur les ux de neutrinos produits dans ces microquasars ont et e calcul ées et confront ées avec des modèles de production de neutrino dans ces objets.

La cosmologie est maintenant entré dans une ère de mesures de précision, et l'objectif des observations est maintenant la chasse aux contradictions au sein du Modèle Cosmologique. La mesure des distances de luminosité de SNe Ia en fonction de leur décalage vers le rouge a permis de découvrir l'accélération de l'expansion cosmique. Aujourd'hui, les SNe-Ia sont encore la sonde la plus sensible à w, l'équation d'état de l'énergie noire, et le nombre croissant de SNe-Ia sont détectés et étudiés par plusieurs collaborations partout dans le monde, afin d'affiner la mesure du valeur de w. La précision sur w est maintenant aussi bas que 7%, avec près de 1000 SNe-Ia dans le diagramme de Hubble. Malheureusement, la mesure est désormais dominé par les incertitudes systématiques, la principale source de la systématique en étant l'étalonnage photométrique des imageurs utilisés pour mesurer le flux des SNe Ia. Ce travail de thèse a pour sujet l'étalonnage photométrique. Pour améliorer les résultats actuels, les astronomes n'ont pas d'autre choix que de revoir les systèmes d'étalonnage anciens. Depuis 2005, les collaborations sur l'énergie noire ont lancé des efforts d'étalonnage ambitieux, redéfini les standards primaires et la métrologie entre ces standards et leurs images scientifiques pour pousser le budget d'erreur bien inférieure à 1%. Depuis 2008, le groupe de Cosmologie de l'LPNHE a été impliqué dans la construction d'un système d'étalonnage spectrophotométrique pour la dernière génération des imageurs grand-champ. En particulier, l'équipe a conçu et construit SkyDICE (SkyMapper Direct Illumination Calibration Experiment), installé dans le dôme du télescope SkyMapper (Observatoire Siding Springs, Australie). Dans ce projet nous avons montré qu'il est possible de construire une source lumineuse à base des LEDs qui échantillonnent uniformément toute la gamme des longueur d'ondes visible du télescope SkyMapper. La stabilité de la source est remarquable, allant de quelques 10-4 pour la majorité des LEDs, à 10−3 pour les canaux les moins stables. J'ai détaillé l'étalonnage spectrophotométrique de l'appareil sur notre banc de test au LPNHE. Plus important encore, j'ai montré qu'il est possible de construire un modèle spectrophotométrique de chaque LED, qui peut prédire le spectre des LEDs à n'importe quelle température T. Chacun de ces modèles est livré avec un budget d'incertitude que représente (1)-le nombre limité de mesures spectroscopiques et photométriques et (2)-les incertitudes du banc de test. Enfin, j'ai décrit une méthode pour calibrer les bandes passantes effectives de l'imageur, et de surveiller les filtre avec des sériés d'images d'étalonnage prises avec SkyDICE. Cette méthode prend en compte toutes les incertitudes du banc d'essai et le propage aussi exactement que possible. Le méthode est actuellement appliqué à l'ensemble de données réelles de SkyDICE, et ce qui a été présenté ici est un ensemble de tests effectués sur des ensembles de données simulées. Un résultat important de ce travail est que, malgré le fait que les LEDs ne sont pas des sources monochromatiques, nous sommes en mesure de contrôler la position des fronts de filtre avec une précision bien inférieure à 1-nm. En ce qui concerne la bande passante étalonné, nous avons calculé les incertitudes affectant nos estimations sur la normalisation de la bande passante, par rapport à la bande r. Dans le meilleur scénario, où les incertitudes sont tous corrélés positivement, nous avons montré que, après quelques analyses d'étalonnage, nous nous attelons à une précision d'environ 0,4% dans les bandes u et v et d'environ 0,3% dans les autres bandes. L'analyse de l'ensemble de données des SkyDICE est toujours en cours et le premier contraintes seront publiés bientôt.