L'étude du spectre en énergie des rayons cosmiques d'ultra-haute énergie (E > 1020 eV) impose de déterminer cette dernière avec bien plus de précision que ce qui est réalisé actuellement. La gerbe de particules créée dans l'atmosphère peut être détectée soit par l'échantillonnage au sol des particules, soit par la détection de la fluorescence produite par l'excitation de l'azote par les électrons de la gerbe. La mesure de la fluorescence est, pour le moment, la méthode la plus simple et la plus fiable, car elle ne fait pas appel aux lois de la physique hadronique à des énergies extrêmes, domaine inaccessible aux accélérateurs. La connaissance précise du facteur de conversion entre énergie déposée et nombre de photons de fluorescence émis (le rendement) est donc essentielle. Jusqu'à présent, il n'a été déterminé qu'avec une précision de 15 %. Cette expérience a pour objectif principal la mesure de ce rendement à mieux que 5 %. Pour cela, des électrons (~1 MeV) provenant d'une source radioactive excitent l'azote de l'air. Cette précision a été atteinte par la mise en œuvre d'une méthode de calibration nouvelle de l'efficacité absolue des photomultiplicateurs détectant les photons à mieux que 2 %. Le rendement de la fluorescence, mesuré puis normalisé à 0.85 MeV, 760 mmHg et 15°C, vaut<br />4.23 ± 0.20 photons par mètre,<br />soit 20.46 ± 0.98 photons par MeV déposé.<br />Par ailleurs, et pour la première fois, le spectre de la fluorescence de l'azote excité par une source a été mesuré de façon absolue au moyen d'un spectromètre optique à réseau.

Le travail de ma these est dedie au developpement de nouvelles techniques d'investigation de la matiere dense et chaude, aussi connue sous l'acronyme WDM (pour Warm Dense Matter en anglais). Ce regime se situe a la frontiere entre la physique de la matiere condense et la physique des plasmas. Il est characterise par des densites comprises entre 0.1 et 100 fois la densite du solide et des temperatures dans l'intervalle 0.1-100 eV. Notre connaissance du comportement de la matiere dans ce regime est peu precise bien que sa comprehension soit indispensable dans differents domaines de la physique. En particulier, la connaissance de la relation entre la pression, la densite et la temperature, qui definit l'equation d'etat (EOS) est un point clef dans des domaines aussi importants que la fusion par confinement inertiel (FCI), lgeophysique, l'astrophysique, et la planetologie.

Le Herschel Reference Survey (Boselli et al. 2010b) est un programme clé à temps garanti conçu pour étudier les propriétés physiques du milieu interstellaire (MIS) de 323 galaxies proches, dotées de données multi-fréquences. Cet échantillon sélectionné en bande K et limité en volume est composé de galaxies couvrant tous les types de morphologies (des elliptiques aux galaxies spirales) et tous les types d'environnement (des galaxies de champs aux galaxies du centre de l'amas de la Vierge). Mon travail de thèe consiste à effectuer une photométrie submillimétrique précise de ces 323 galaxies, et de conduire une analyse statistique des propri'et'es du MIS de ces galaxies proches bas'ee sur leur distribution spectrale d'énergie. Dans ce but, j'ai utilisé les modèles de Draine & Li (2007) que j'ai ajusté aux données. Les paramètres de sorties de ces modèles sont l'intensité du champ de radiation, l'abondance des PAH, la contribution des régions de photo-dissociation dans le chau ffage de la poussière, et la masse de poussière. J'étudie les relations entre ces paramètres de sorties et les propriétés physiques telles que la masse stellaire, le taux de formation stellaire spécifique, la métallicité ou encore le type morphologique. Je vais présenter les études préliminaires liées à ces relations, entrainant une meilleur compréhension des processus en jeu dans le MIS, et procurer de nouveaux modèles infrarouges et submillimétriques paramétrés par les quantités physiques que je viens de citer. Ces modèles, calibrés sur les galaxies proches, seront déterminant pour l'étude des propriétés du MIS des galaxies à haut redshifts.

Ma thèse est le fruit d'un travail théorique centré sur deux questions fondamentales de la cosmologie actuelle: la formation des galaxies d'une part, et l'origine des champs magnétiques à grande échelle d'autre part. Je propose une solution au problème du <strong>sur-refroidissement</strong> dont souffrent les modèles de formation des galaxies. Pour cela, à l'aide d'un modèle analytique simple, puis au moyen de simulations numériques, j'explore les mécanismes de transfert et de stockage d'énergie par ondes d'Alfvén en œuvre dans le milieu interstellaire (MIS) biphasique. Je montre d'une part que les interférences des ondes internes aux nuages du MIS, négligées dans les études précédentes, renforcent l'efficacité d'injection d'énergie. D'autre part, les mouvements des nuages redistribuent l'énergie à l'échelle du système entier. Ils injectent aussi de l'énergie dans les nuages. Les modes vibratoires internes excités s'opposent à la compression des nuages et prolongent la durée de vie du système. Les nuages magnétisés constituent alors un <strong>réservoir d'énergie sur plusieurs temps dynamiques</strong>. A l'aide d'un modèle de protogalaxie biphasique, je montre que la dynamique des nuages du MIS et celle d'une protogalaxie sont équivalentes. Pour résoudre le sur-refroidissement, je propose la transposition des résultats du MIS au cas protogalactique. Malgré les diverses tentatives passées, l'<strong>origine du champ magnétique en cosmologie</strong> n'a pas trouvé d'explication satisfaisante. Or, sa place au sein du MIS et son rôle dans la formation des galaxies sont manifestes. Je propose dans ma thèse un <strong>nouveau mécanisme de magnétogenèse efficace à grande échelle</strong>, opérant à la réionisation de l'Univers, et reposant sur la pression de radiation anisotrope et inhomogène fournie par les premières structures lumineuses. A l'échelle galactique, le champ magnétique que j'obtiens est huit ordres de grandeur plus intense que dans les modèles habituels. De plus, il est généré avant tout aux grandes échelles, les champs à petite échelle étant largement supprimés. Ces deux propriétés permettent au modèle proposé de rendre compte des champs observés dans les grandes structures.

La variété de galaxies dans le Groupe Local rend possible l'étude du milieu interstellaire et de la formation d'étoiles dans des conditions différentes de celles trouvées dans la Voie Lactée, tout en conservant une grande résolution spatiale grâce à leur proximité. J'ai étudié le milieu interstellaire de deux galaxies du Groupe Local, M33 et NGC6822, dont les métallicités sont inférieures d'un facteur 2 à 3 à celle du soleil et qui sont respectivement dix fois et cent fois moins lumineuses que la Voie Lactée. Nos observations de la transition J = 2 → 1 du mo- noxyde de carbone, avec une résolution suffisante pour résoudre les nuages moléculaires géants, fournissent la première carte du milieu moléculaire de NGC6822 et la cartographie de M33 avec la meilleure combinaison de résolution et de sensibilité. Je présente également une cartographie haute résolution du milieu atomique de M33 à partir d'une mosaïque intérférométrique dans la raie à 21 cm de l'ensemble du disque de la galaxie. Combinées avec des données allant de l'ultra- violet à l'infrarouge lointain, ces observations permettent l'étude du milieu interstellaire et de la formation d'étoiles à des échelles allant du nuage individuel à la galaxie dans son ensemble. Ces deux objets, chimiquement jeunes, semblent convertir l'hydrogène moléculaire en étoiles plus rapidement que les grandes galaxies spirales comme la Voie Lactée. Est-ce à rapprocher du taux élevé de formation d'étoiles dans les galaxies de l'univers plus jeune (z ≃ 0.5 − 1), également riches en gaz et bleues comme M33 et NGC6822 ? Un soin particulier a été apporté pour tenter de mesurer la masse de dihydrogène, difficile dans ce type d'objet, à l'échelle de la galaxie ainsi qu'à l'échelle du nuage. Une méthode d'identification automatique et de mesure des propriétés physiques des nuages moléculaires géants a permis d'obtenir, dans le cas de M33, le plus grand catalogue de nuage moléculaires dans une galaxie extérieure. Dans M33, la fraction de petits nuages augmente significativement avec le rayon galactocentrique. Au moins un sixième des nuages moléculaires géants ne sont pas associés à de la formation stellaire (détectée) et ces nuages ont des brillance en CO plus faible, ce qui montre l'importance du chauffage du gaz par les étoiles jeunes.

La cosmologie est une science très ancienne qui a pour but de décrire l'Univers à grande échelle. Le modèle standard de la cosmologie est un modèle de Big-Bang de type CDM inflationaire, il est basé sur la théorie de la Relativité Générale. Le rayonnement fossile constitue l'un des trois piliers de ce modèle, avec l'expansion de l'Univers et la nucléosynthèse primordiale. C'est le rayonnement le plus ancien observable dans l'Univers. L'étude de ses anisotropies de température et en polarisation permettent d'accéder a des informations directes sur le contenu et la géométrie de l'Univers primordial. Le satellite Planck, lancé le 14 mai 2009, représente la troisième génération de missions satellite d'étude du rayonnement fossile. La sensibilité exceptionnelle de ses instruments High Frequency Instrument et Low Frequency Instrument permettra de contraindre très fortement les modèles cosmologiques décrivant les premiers instants de l'Univers, en particulier la période d'inflation, et de mesurer avec une précision de l'ordre du pourcent les paramètres cosmologiques qui décrivent l'évolution de l'Univers. Pour atteindre ces objectifs scientifiques ambitieux chacun des effets systématiques instrumentaux doit être sévèrement contrôlé et corrigé au cours de l'analyse des données. L'effet des rayons cosmiques interagissant avec les bolomètres de HFI, qui est l'un des effets systématiques instrumentaux les plus importants, et l'un des seuls qui diffère significativement des prédictions, est corrigé lors de l'analyse des données ordonnées en temps. La compréhension détaillée de ce phénomène et sa modélisation sont nécessaires pour s'en affranchir et atteindre une sensibilité effective optimale. Elles permettront également de tenir compte de cet effet dans les instruments futurs dès la conception des détecteurs. Cette thèse propose une première partie consacrée à la cosmologie, une seconde partie décrivant le satellite Planck, l'instrument HFI et en particulier ses détecteurs et une troisième partie consacrée à l'analyse des données de l'instrument HFI. Je me concentre sur l'analyse des données en temps et le traitement des effets systématiques instrumentaux et je propose une analyse détaillée de l'effet du rayonnement cosmique sur le signal et une évaluation de son impact sur les résultats de Planck.

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.

La nature de la matière noire est l'une des plus importantes énigmes de la physique des hautes énergies, aussi bien du point de vue de la cosmologie que de la physique des particules. Dans ce rapport, je présente mes travaux de recherche sur la question de la matière noire dans le cadre de l'extension supersymétrique minimale du Modèle Standard (MSSM). En particulier, je m'intéresse à des scénarios dans lesquelles le neutralino est la particule supersymétrique la plus légère, et les confronte à des données expérimentales issues de différents secteurs, tels que les mesures cosmologiques de la densité de matière noire, la détection directe de matière noire, les données expérimentales du LEP et de Tevatron, les contraintes de physique des saveurs, les résultats expérimentaux des recherches de Higgs et de Supersymétrie au LHC. Je montre que le MSSM propose des solutions compatibles avec toutes les contraintes considérées.

In this bachelor's thesis the concept of microscopical black hole production at colliders is investigated. By using extra dimensional models where the value of the Planck mass can be reduced to the TeV scale, gravity can be made stronger at small distances and the Hierarchy problem can be solved. Since gravity is much stronger already at the TeV-scale, there is a possibility that microscopical black holes are produced at the LHC. In this thesis the possibility to produce Quantum Black Holes, black holes with masses around the Planck mass, is implemented in the event generator PYTHIA. Events where the Quantum Black Holes decay into two particles are simulated and studied. A main contribution is successful colour connections between the final states. Something to solve in future simulations is how to give the black holes a spectrum of masses.

L'étalonnage photométrique des imageurs grand champ est à ce jour la principale limitation pour plusieurs mesures de cosmologie, parmi lesquelles celle des paramètres cosmologiques à l'aide des supernovae de type Ia. Afin d'obtenir l'exactitude de l'ordre de 0.1% nécessaire pour les relevés futurs, les collaborations actives dans ce domaine explorent la possibilité de nouvelles techniques de calibration à l'aide d'instruments dédié comme alternative à celle traditionnelle à l'aide d'étoiles standard spectrophotométriques. Le groupe du LPNHE a conçu SNDice, un système d'illumination innovant et très stable qui a été installé dans la dôme du télescope Canada-France-Hawaii pour calibrer l'imageur MegaCam et en suivre les performances. Le but est de démontrer la faisabilité d'une calibration instrumentale absolue exacte à 0.1% ou mieux. Dans la première partie de la thèse, un bref aperçu du modèle standard de la cosmologie et des principales sondes étudiées pour en contraindre les paramètres est suivi par la description de MegaCam et SNDice. La seconde partie s'attache à présenter la construction d'un modèle optique de MegaCam et d'une modélisation géométrique permettant de connaître les attitudes de MegaCam et SNDice dans le dôme. Ces deux modèles ont été implémentés dans un logiciel traceur de rayons, créé à l'aide des librairies ROOT, de façon à simuler l'éclairement du plan focal. Cette simulation permet de distinguer l'illumination directe des contributions dues aux réflexions issues des surfaces du correcteur grand champ. Enfin, est présentée l'application de ces outils pour la première analyse des poses de calibration SNDice: la détermination de la bande passante rM de MegaCam.