Depuis plusieurs décennies, les observations des oscillations stellaires et la recherche d'exoplanètes se sont développées en parallèle, en utilisant les mêmes méthodes et les mêmes instruments : la méthode de vitesse radiale, à partir d'instruments au sol comme SOPHIE à l'OHP ou HARPS au Chili, et la méthode photométrique, à partir d'instruments spatiaux, comme CoRoT et Kepler. L'intérêt d'étudier les oscillations des étoiles centrales de systèmes planétaires est apparu dès le début de ces observations. La caractérisation des planètes nécessite une très bonne connaissance de l'étoile centrale et particulièrement de ses paramètres globaux comme la masse, le rayon, la température. L'étude de la différence entre les étoiles possédant des planètes et celles qui n'en ont pas, peut apporter des informations précieuses pour mieux comprendre la formation des systèmes planétaires. Dans cette thèse, nous avons choisi d'étudier précisément trois étoiles centrales de systèmes planétaires de type solaire : (i) HD 52265, la seule étoile cible principale de CoRoT, observée pendant plusieurs mois consécutifs avec une précision inégalée; (ii) 94 Cet, une étoile centrale de système planétaire dont les paramètres spectroscopiques ressemblent à ceux de  Virginis, étoile sans planète détectée, elle-même bien étudiée par ailleurs. 94 Cet a été observée avec le spectromètre HARPS à La Silla, Chili; (iii) 51 Pegasi, étoile "mythique", hôte de la première exoplanète observée en 1995 par Michel Mayor et Didier Queloz. Cette étoile a été observée avec le spectromètre SOPHIE à l'Observatoire d'Haute Provence. Dans tous les cas, nous avons comparé les fréquences observées et leurs combinaisons, avec celles calculées pour des modèles obtenus avec le Toulouse-Geneva Evolution Code. Les fréquences ont été calculées avec le code PULSE, de Montréal. Divers aspects physiques ont été testés, en particulier la diffusion atomique incluant les forces radiatives sur les éléments lourds. Nous avons obtenu des résultats intéressants pour ces trois étoiles, pour lesquelles les approches sont différentes. Dans les trois cas nous déduisons les paramètres extérieurs et des informations sur la structure. Ce travail comprend à la fois un aspect observationnel et de modélisation. C'est donc une approche assez complète de l'astérosismologie et de ses techniques.

Ce travail de thèse s'inscrit dans le projet à long terme COSFLOS qui a pour but de comprendre l'évolution des structures de l'univers local. Pour cela nous utilisons la relation de Tully-Fisher qui permet de mesurer des distances indépendamment de la loi de Hubble pour des galaxies spirales dans un rayon de 80 Mpc. Mon travail a consisté à collecter, mesurer et analyser les données nécessaires pour cette relation également appelée Luminosity LineWidth (LLW). Cette relation relie la luminosité intrinsèque d'une galaxie à la vitesse maximale de rotation de son gaz neutre. La meilleure façon d'obtenir cette vitesse est de mesurer la largeur de la raie de l'hydrogène neutre (HI) à 21 cm. J'ai effectué de nouvelles observations ainsi que de nouvelles mesures au sein de ce programme, qui aujourd'hui compte 15411 profils HI dans la base de données EDD. J'ai également amélioré l'interface graphique du logiciel de photométrie ARCHANGEL qui nous permet d'obtenir les magnitudes apparentes afin de calculer les distances. Nous verrons que nous avons porté une grande attention sur le calcul du paramètre d'inclinaison de la galaxie observée. Enfin, parmi tous les échantillons en notre possession, j'ai choisi d'étudier plus en détail l'amas de galaxies d'Antlia qui permettra une calibration de la pente de la LLW. Ce travail a commencé par la sélection des candidates, a continué avec les observations puis les mesures et pour se finir sur la détermination des distances nécessaires à la calibration de la relation de Tully-Fisher

Les binaires X de grande masse (HMXBs pour High-Mass X-ray Binaries en anglais), constituées d'un objet compact (étoile à neutrons ou trou noir) orbitant autour d'une étoile massive, ont un intérêt fondamental dans l'étude des processus d'accrétion/éjection autour d'un objet compact. Par ailleurs, des études observationnelles récentes prouvent qu'une majorité d'étoiles massives vivent en couple et connaissent des transferts de matière au cours de leur vie. De ce fait, comprendre l'évolution des HMXBs ainsi que leur interaction avec l'environnement proche permet de mieux cerner l'évolution des couples stellaires les plus massifs, possibles progéniteurs de sursauts gamma et émetteurs d'ondes gravitationnelles lors de leur coalescence. Plus largement, la connaissance de l'évolution des étoiles binaires massives en interaction est cruciale pour caractériser correctement les galaxies lointaines. Comment ces sources évoluent-elles ? Où sont-elles situées dans la Galaxie ? Quelles sont leurs propriétés principales ? Quelle est l'influence de leur environnement proche ? Quel est leur impact sur le milieu interstellaire? Cette thèse vise à apporter des éléments de réponse à ces questions, en adoptant deux approches complémentaires : d'une part une étude statistique de la population Galactique de binaires X de grande masse et d'autre part une étude multi-longueurs d'onde de sources prises individuellement.

Les galaxies à coquilles sont des galaxies qui paraissent normales à tous égards, mais qui sont entourées par de faibles ''rides'' de lumière en forme d'arcs: les coquilles. Ce n'est qu'au début des années 1980 que l'importance du phénomène est apparue, avec la publication par Malin et Carter d'une liste de 140 galaxies à coquilles, elliptiques et lenticulaires pour la plupart. Les premières observations ont montré que ces coquilles étaient de nature stellaire. Deux types de modèles ont été proposés: d'après certains, les coquilles se seraient formées à partir du gaz intra-galactique comprimé par une onde de choc provoquée par un sursaut d'activité du noyau de la galaxie (origine interne); d'après d'autres, ce seraient des ondes de densité d'étoiles provenant d'une galaxie-compagnon qui aurait été absorbée par la galaxie-hôte (formation par fusion). Pour trouver la réponse à ce problème astrophysique nouveau, l'auteur a entrepris un vaste programme d'observation de toutes les galaxies du catalogue de Malin et Carter en collaboration avec des chercheurs australiens et britanniques, en spectroscopie et imagerie CCD. Ce travail de thèse qui comporte une partie observationnelle, une étude des propriétés statistiques de ces objets, et une étude approfondie de quelques galaxies typiques, a conduit à un grand nombre de résultats nouveaux parmi lesquels on peut noter: 1. Une étude détaillée d'un échantillon d'une vingtaine d'objets a montré que la morphologie des coquilles (distribution radiale, ellipticités, angles caractéristiques), et leur photométrie (étude des profils, luminosité intégrée, et indices de couleurs) sont en accord avec les prédictions des modèles de formation par fusion. 2. Les observations spectroscopiques de 100 galaxies à coquilles ont mis en évidence une formation stellaire massive et récente pour 20% des objets, ce qui était complètement inattendu pour des galaxies elliptiques et lenticulaires. Les spectres de certains objets sont du même type que ceux des galaxies actives ''E+A'' qui ont été découvertes dans les amas lointains et qui sont associées à l'effet "Butcher-Oemler". Nos observations suggèrent donc que l'accrétion d'un compagnon est un processus efficace pour réactiver la formation stellaire dans les galaxies elliptiques et que les interactions entre galaxies peuvent expliquer le taux anormalement élevé de galaxies actives dans les amas lointains. 3. La photométrie des coquilles (délicate, car ces structures sont très faibles) a montré qu'elles peuvent être plus rouges, mais qu'elles sont généralement plus bleues que le reste de la galaxie, ce qui est compatible avec l'absorption d'un compagnon de population stellaire plus jeune. Des gradients de couleur importants existent parfois même le long d'une même coquille. Ce dernier résultat qui semblait à priori difficile à comprendre, s'est éclairé par quelques unes de nos simulations de collisions, en suivant les orbites des étoiles des différentes composantes du compagnon (bulbe-disque). 4. Une étude approfondie de NGC~3923, le système le plus riche (avec plus de 20 coquilles), a permis d'établir que pour cet objet, les coquilles sont vraisemblablement le résultat d'une collision radiale avec un compagnon elliptique de masse environ 1/10 de celle de la galaxie. Après avoir perdu la plus grande partie de ses étoiles lors du premier passage dans les régions centrales, le compagnon s'est ensuite progressivement dépouillé des étoiles restantes, tout en subissant un freinage par friction dynamique, ce qui l'a entrainé dans les régions les plus internes de la galaxie. 5. Une corrélation est apparue entre la morphologie des systèmes de coquilles et l'ellipticité apparente de la galaxie-hôte. Les systèmes alignés ne sont visibles qu'autour de galaxies allongées, et les systèmes ''en pétales'' qu'autour de galaxies d'apparence circulaire. Cette corrélation traduit l'influence du potentiel total de la galaxie (y compris celui de l'éventuel halo de matière noire), sur la géométrie des coquilles. 6. A partir du taux d'observation de galaxies à coquilles, et de la durée de vie des systèmes, il est possible d'en déduire une estimation de la fréquence des collisions entre galaxies, et une limite supérieure à la masse de matière invisible contenue à l'intérieur des systèmes de coquilles. Avec un taux de 10%, et une durée de vie de l'ordre de 2 à 3 milliards d'années, les galaxies elliptiques auraient ainsi fusionné en moyenne avec un ou deux compagnons. La limite supérieure de la masse de la matière invisible contenue à l'intérieur des systèmes serait ainsi de l'ordre de 50 fois la masse de la composante visible. En conclusion, cette étude permet d'établir à peu près définitivement que le modèle de formation par fusion est le seul à rendre compte des propriétés observationnelles des coquilles. De part leur comportement de particules-test, les étoiles des coquilles offrent une occasion unique de sonder le potentiel total des galaxies, y compris celui des halos massifs invisibles. L'importance des interactions gravitationnelles pour la formation et l'évolution des galaxies semble désormais bien établie, et les galaxies à coquilles, résultats de collisions entre galaxies, permettent donc d'étudier une phase cruciale dans l'évolution des galaxies.

Les Jupiters chauds sont des exoplanètes si proches de leur étoile que leur atmosphère peut perdre du gaz par échappement hydrodynamique. Les géantes gazeuses qui transitent sont un excellent moyen de comprendre ce processus, mais il faut étudier d'autres types de planètes pour déterminer son impact sur la population exoplanétaire. Cette thèse propose d'utiliser la spectroscopie du transit pour observer l'atmosphère de plusieurs planètes, étudier leurs propriétés et caractériser l'échappement hydrodynamique. Des raies de l'ultraviolet observées avec le télescope Hubble sont analysées avec le modèle numérique de la haute atmosphère que nous avons développé. Grâce à la raie Ly-? nous mettons en évidence les interactions énergétiques et dynamiques entre l'atmosphère des Jupiters chauds HD209458b et HD189733b et leurs étoiles. Nous étudions la dépendance de l'échappement à l'environnement d'une planète et à ses propriétés physiques, en observant une super-Terre et un Jupiter tiède dans le système 55Cnc. Grâce à des observations de HD209458b nous montrons que les raies du magnésium permettent de sonder la région de formation de l'échappement. Nous étudions le potentiel de la spectroscopie du transit dans le proche UV pour détecter de nouveaux cas d'échappement. Ce mécanisme est favorisé par la proximité d'une planète à son étoile, ce qui rend d'autant plus important la compréhension des processus de formation et de migration, qui peuvent être étudiés par l'alignement d'un système planétaire. Grâce à des mesures des spectrographes HARPS-N et SOPHIE nous étudions les alignements de 55Cnc e et du candidat Kepler KOI-12.01, dont nous cherchons aussi à valider la nature planétaire.

La gravitation est le principal moteur de formation et d'évolution des amas de galaxies. Cependant, de nombreux processus non-gravitationnels sont à l'oeuvre au sein de la composante baryonique des amas et affectent leurs propriétés globales. L'objet de cette thèse est l'étude statistique de deux de ces processus et de leur impact sur la formation et l'évolution des amas de galaxies. Nous nous sommes intéressés à l'effet de la présence de poussière dans le milieu intra-amas, ainsi qu'à l'origine de l'émission radio observée dans la direction des amas. Un refroidissement du gaz intra-amas dû à la poussière a tout d'abord été implémenté dans des simulations numériques de formation des structures. Nous avons ensuite quantifié l'impact de la poussière sur les propriétés d'échelle et structurelles des amas de galaxies générés dans ces simulations. Notre analyse a montré que la normalisation des relations d'échelle et la distribution de matière au centre des amas sont significativement modifiées par l'inclusion de poussière. Cette dernière peut donc affecter l'évolution des propriétés du milieu intra-amas. Nous avons aussi montré que le refroidissement est intimement lié aux propriétés physiques de la poussière, c'est-à-dire à son abondance et à la distribution en taille de ses grains. L'émission radio des amas de galaxies est quant à elle due aux sources ponctuelles (noyaux actifs de galaxies, galaxies à flambée d'étoile) et aux sources étendues et diffuses (halos, reliques). À partir du relevé radio NVSS et du méta-catalogue MCXC, nous avons statistiquement étudié les relations d'échelle entre les propriétés des galaxies actives en radio (fraction, luminosité radio, masse du trou noir supermassif des noyaux actifs) et celles des halos qui les hébergent (masse totale, luminosité X). Nous avons montré que les propriétés de ces deux populations sont corrélées. Finalement, en s'appuyant sur la caractérisation de l'émission des sources ponctuelles et sur les données NVSS, nous avons recherché la signature statistique d'une émission radio étendue et diffuse dans les amas. Cependant, cette investigation a rapidement été entravée par la contamination due aux sources radio ponctuelles non-résolues. Notre étude nous a également renvoyés à la question de la fraction d'amas hébergeant des sources radio étendues et diffuses, et donc à leur lien avec l'état dynamique des amas.

L'astérosismologie a pour but de déduire les propriétés internes des étoiles à partir de l'analyse de leurs fréquences d'oscillation. Cette analyse peut-être grandement facilitée par des informations a priori sur la structure du spectre d'oscillation, telles que celles que l'on peut obtenir par une formule asymptotique. Jusqu'à maintenant, une telle formule asymptotique n'était disponible que pour les étoiles à symétrie sphérique. Or pour une étoile en rotation rapide, la force centrifuge aplatit l'étoile, et la formule asymptotique n'est plus valable. Pourtant, les étoiles pulsantes en rotation rapide sont communes parmi les étoiles massives et de masse intermédiaire de la séquence principale, et un grand nombre d'entre elles sont observées par les missions spatiales dédiées à l'astérosismologie comme CoRoT et Kepler. Dans le cas des modes d'oscillation de pression, la limite asymptotique des rayons acoustiques peut-être décrite par un système dynamique Hamiltonien. Ce système passe, lorsque l'on augmente la vitesse de rotation d'un modèle d'étoile, d'un système intégrable à un système mixte, ou des régions stables et chaotiques coexistent dans l'espace des phases. Dans cette thèse, nous montrons comment obtenir des formules semi-analytiques prédisant des espacements réguliers de fréquences dans le spectre des modes de pression d'étoiles en rotation rapide, en utilisant la théorie des rayons ainsi que les méthodes du chaos quantique. Ces formules relient les espacements réguliers de fréquences d'oscillations aux quantités physiques internes des étoiles, ce qui fournit un nouvel outil théorique pour l'astérosismologie des étoiles en rotation rapide.

Malgré le succès incontestable du Modèle Standard de la physique des particules, il est vraisemblable qu'il ne soit qu'une partie de la théorie complète de physique des particules -- comme c'est le cas des hypothèses de théories unifiées -- et ainsi de nombreux efforts ont été dédiés au développement de théorie de Nouvelle Physique. La Supersymmétrie est l'une des extensions les plus populaires puisque qu'elle permet non seulement de résoudre le problème de Naturalité mais présente aussi une candidat viable de matière sombre. Ce dernier point a été particulièrement mis en avant avec les récentes mesures expérimentales qui ont permis d'affiner significativement notre connaissance des propriétés de cette matière sombre. En particulier, la détermination de la densité relique de matière sombre dans l'univers est à présent réalisée avec une précision de l'ordre du pourcent. Dans le cadre du Modèle Standard Supersymmétrique Minimal (le MSSM), cette contrainte permet ainsi de tester la structure à une boucle de la théorie. Cependant c'est aussi un modèle présentant un très grand nombre de paramètres, comparé au Modèle Standard, et le calcul complet des observables à une boucle reste trop long pour être effectué sur l'ensemble de l'espace des paramètres. Dans cette thèse, je me suis ainsi intéressé à la possibilité de reproduire ces corrections à la boucle par un ensemble de couplages effectifs. L'approche effective présentant l'avantage de garder la simplicité d'un calcul effectué à l'arbre tout en conservant une trace des effets caractéristiques de boucles comme le non-découplage de certaines particules lourdes. Le LHC (Large Hadron Collider), dont les opérations ont démarrées juste après le début de ma thèse, soit à l'automne 2009, a fourni des données complémentaires aux observables de matière sombre. En effet le secteur du Higgs du MSSM est très peu flexible, ce qui a pour effet d'introduire ce que l'on appelle le problème du ''fine-tuning'', c'est à dire la nécessité d'avoir des valeurs très précises pour les paramètres. Afin d'y remédier, de nombreux modèles ont été créés au delà du MSSM, comme le NMSSM (en anglais Next-to-MSSM). Dans le but de suivre une approche plus générale, j'ai décidé au cours de cette thèse d'utiliser à nouveau l'approche effective, mais dans un but différent : alors que les couplages effectifs utilisés dans le cas de la matière sombre sont choisi pour reproduire le plus fidèlement possible les corrections à la boucle des particules du MSSM, les opérateurs effectifs que nous ajoutons au secteur du Higgs sont les effets à basse énergie (c'est à dire l'énergie de production du Higgs) d'une nouvelle physique à haute énergie. Bien que dédiées à deux buts différents, ces deux implémentations d'une même technique montrent bien ses différents atouts. Dans un des cas (celui du Higgs) les opérateurs effectifs permettent de paramétrer l'effet d'une physique ultraviolette inconnue, alors que dans l'autre cas cette physique ultraviolette se réduit au simple MSSM.

Les étoiles de type solaire se forment par l'effondrement d'un nuage moléculaire, durant lequel la matière s'organise autour de l'étoile en formation sous la forme d'un disque, appelé disque protoplanétaire. Dans ce disque se forment les planètes, comètes et autres objets du système stellaire. La nature de ces objets peut donc avoir un lien avec l'histoire de la matière du disque.J'ai étudié l'évolution chimique et physique de cette matière, du nuage au disque, à l'aide du code de chimie gaz-grain Nautilus.Une étude de sensibilité à divers paramètres du modèle (comme les abondances élémentaires et les paramètres de chimie de surface) a été réalisée. Notamment, la mise à jour des constantes de vitesse et des rapports de branchement des réactions de notre réseau chimique s'est avérée influente sur de nombreux points, comme les abondances de certaines espèces chimiques, et la sensibilité du modèle à ses autres paramètres.Plusieurs modèles physiques d'effondrement ont également été considérés. L'approche la plus complexe et la plus consistante a été d'interfacer notre code de chimie avec le code radiatif magnétohydrodynamique de formation stellaire RAMSES, pour modéliser en trois dimensions l'évolution physique et chimique de la formation d'un jeune disque. Notre étude a démontré que le disque garde une trace de l'histoire passée de la matière, et sa composition chimique est donc sensible aux conditions initiales.

La mesure du fond diffus cosmologique est depuis les années 1980 au centre des préoccupations majeures de la cosmologie observationnelle. Aujourd'hui, le défis est la détection des modes B de polarisation de ce rayonnement. Ceux-ci constituent une signature des ondes gravitationnelles primordiales. Afin de pouvoir atteindre cet objectif, nous avons besoin d'instruments offrant des performances exceptionnelles autant au niveau des composants que de l'architecture. Cette thèse s'intéresse de près à des composants planaires supra-conducteurs conçus pour être intégrés dans ces instruments : en particulier des filtres, des diplexeurs de polarisation et des modulateurs de phase. Ces composants pourront être utilisés dans l'interférométrie bolométrique, une architecture de détection particulièrement novatrice. L'expérience QUBIC dédié à l'observation des modes B est basé sur une telle architecture.