Les anisotropies du rayonnement fossile de l'Univers (CMB) constituent une des surces d'information les plus prometteuses sur la physique de l'Univers. C'est pourquoi de nombreuses expériences de mesure d'anisotropies se sont développées ces dernières années. Archeops est une expérience ballon de mesure des anisotropies du CMB, fruit d'une collaboration internationale pilotée par le Centre de Recherches sur les Très Basses Températures (CRTBT) du CNRS de Grenoble. Archeops est d'un point de vue technique le précurseur du futur satellite européen Planck. Dans un premier temps, je rappelle les fondements théoriques du modèle standard de la cosmologie. Je présente ensuite les caractéristiques des expériences de mesure des anisotropies du CMB et notamment celles d'Archeops. Dans un deuxième temps, j'expose mes contributions au sein de la collaboration Archeops. Mon travail comporte d'une part une partie instrumentale liée à la reconstruction du pointage, et d'autre part une partie d'analyse de données basée sur le développement d'algorithmes de destriage. Pour finir, je discute de la nature des contraintes sur la masse des neutrinos qui seront susceptibles d'être obtenus avec les données de Planck.

N.c. / N.c.

Le rayonnement fossile regorge d'une multitude d'informations physiques sur l'univers tel qu'il était quelques centaines de milliers d'années après le Big-Bang. L'analyse de ses fluctuations de température et de polarisation permet de mesurer les paramètres cosmologiques et de contraindre les théories de l'univers primordial. La polarisation permet en particulier de lever des dégénérescences entre certains paramètres cosmologiques en donnant un accès direct aux ondes gravitationnelles primordiales. <br>La première partie de cette thèse est consacrée au modèle standard de la cosmologie. Je présente en particulier la polarisation du rayonnement fossile. <br>Le signal polarisé, dont l'intensité n'excède pas dans la plupart des scénarios 10 % des fluctuations de température, est attendu à quelques micro kelvins. Pour le mesurer, on utilise souvent des bolomètres refroidis, couplés à des polariseurs. Je montre qu'il existe des dispositions optimales des détecteurs dans le plan focal de l'instrument minimisant le volume de la boîte d'erreurs et permettant d'avoir des erreurs décorrélées sur les paramètres de Stokes, caractérisant la polarisation. <br>La source majeure de bruit dans ces mesures provient des fluctuations du bain thermique dans lequel plongent les bolomètres, de l'électronique de lecture, des instabilités de gain et de l'optique. Ces processus engendrent des dérivez basses fréquences qui se traduisent par des niveaux de bruit relatifs entre détecteurs trop importants par rapport au signal recherché. J'applique aux donné polarisées une méthode simple permettant de soustraire aux dérives basses fréquences; elle utilise les redondances inhérentes à la stratégie de balayage du ciel par l'instrument. Les résultats montrent que ces dérives peuvent être soustraites jusqu'au niveau du bruit blanc. <br>Enfin, je décris l'expérience COSMOSOMAS et présente une analyse préliminaire. Elle fournira des cartes de l'émission polarisée de notre galaxie à des fréquences de l'ordre de 10 GHz.