Premier volet du CFHT Legacy Survey, le projet SuperNovae Legacy Survey (SNLS) propose de contraindre l'équation d'état de l'énergie noire en réduisant l'incertitude sur l'histoire de l'expansion de l'univers par l'observation de supernovae de type Ia (SN-Ia), jusqu'à un décalage vers le rouge de 1. <br />La standardisation nécessaire à l'utilisation des SN-Ia comme indicateurs de distance repose sur la mesure précise des courbes de lumière dans 4 filtres (g', r', i' et z' pour MégaCam au CFHT). La mesure de la vitesse de récession, via le décalage vers le rouge, ainsi que la validation du transient comme étant bien une SN-Ia procèdent du suivi spectroscopique. <br />L'instrument FORS1 du Very Large Telescope de l'ESO assure l'essentiel de ce suivi. L'imposant lot de données, la fréquente faiblesse du signal et la volonté de tester des algorithmes alternatifs de calibration des images et d'extraction des spectres m'ont amené à développer une chaîne de réduction indépendante et automatisée. Cet ouvrage présente une méthode compréhensive, d'approche statistique, pour une extraction systématisée du spectre du transient et de celui de sa galaxie hôte lorsque ces sources sont effectivement résolues. <br />Ceci par le developpement logiciel en C++ et en Python, en interaction avec les produits du suivi photométrique : les images profondes des champs et les courbes de lumière des transients. La classification des transients reste subjective, mais est éclairée par l'ajustement simultané des courbes de lumières et du spectre par SALT2, un modèle empirique de SN-Ia (J.Guy 2007). <br />117 SN-Ia certaines ou probables (55% puis 73% des observations des deux premières années) sont ainsi identifiées.

Ce mémoire aborde la problématique de la matière noire, sous des angles à la fois phénoménologiques et expérimentaux. Dans le MSSM, la matière noire froide et non-baryonique, mise en évidence aux différentes échelles de l'univers par ses effets gravitationnels, trouve une origine sous la forme de fermions de Majorana : les neutralinos. Ces particules peuvent en principe s'annihiler dans zones où elles sont naturellement concentrées, comme le coeur des halos de galaxies, et être à l'origine de rayonnement gamma. Or, les flux prédits pour ces modèles sont génériquement faibles au regard des sensibilités expérimentales. Après avoir établi des prédictions de flux de photons gamma pour les galaxies M31 et Draco dans le cadre du MSSM, nous généralisons les couplages du MSSM au moyen d'un lagrangien effectif. Nous montrons que la seule contrainte d'une densité fossile d'intérêt cosmologique suffit évidemment à réduire considérablement les flux de photons, indépendamment de la nature quantique de la matière noire (fermions de Dirac/Majorana), mais que des couplages effectifs permettent d'atteindre des prédictions plus optimistes. Enfin, nous présentons la recherche de signature de matière noire supersymétrique opérée avec le télescope à effet Tcherenkov CELESTE, reposant sur l'observation de la galaxie M31. Nous développons une méthode de reconstruction spectrale, préalable à la recherche d'un signal exotique. L'analyse des données collectées sur M31 permet d'obtenir la première limite expérimentale sur une galaxie dans l'intervalle 50-500 GeV, et fournit une information astrophysique dépassant la seule problématique de la matière noire.

Une des questions majeures de la physique moderne est la détermination de la nature de la matière noire non-baryonique. Les expériences de détection directe de WIMPs (acronyme signifiant particules massives interagissant faiblement) comme EDELWEISS testent l'hypothèse que celle-ci est composée de particules (neutralino) prédites par la supersymétrie et ayant une section efficace d'interaction avec les nucléons d'environ 10-8 picobarn. Pour ceci, EDELWEISS utilise des détecteurs cryogéniques en germanium ultra-pur à double composante ionisation/chaleur, ce qui permet la discrimination des reculs nucléaires attendus pour les WIMPs des reculs électroniques induits par les particules du bruit de fond radioactif. La principale limitation de cette méthode provient des évènements proches de la surface des détecteurs (dus notamment aux betas) qui peuvent être confondus avec des reculs nucléaires. La solution présentée dans cette thèse est l'utilisation de détecteurs à grilles coplanaires pour le rejet des évènements de surface sur la base des signaux d'ionisation. Nous décrivons le principe de ces détecteurs, la réalisation d'un prototype et son étude : tests pratiqués avec différentes sources radioactives en laboratoire de surface puis sur le site-même de l'expérience au Laboratoire Souterrain de Modane. Les résultats expérimentaux sont analysés en détail et comparés à une modélisation approfondie des signaux attendus pour les diverses populations d'évènements. Le pouvoir de rejet des évènements gamma et des évènements de surface betas obtenu démontre la possibilité d'atteindre au moins 10-8 picobarn dans le cadre de l'expérience EDELWEISS II qui a retenu ce type de détecteur pour l'avenir.

L'Observatoire Pierre Auger, actuellement en cours de construction en Argentine, étudie les rayons cosmiques dont l'énergie est supérieure à quelques EeV. L'expérience combine deux méthodes de détection des gerbes atmosphériques complémentaires: la mesure de la lumière de fluorescence et l'échantillonnage du profil latéral grâce à un réseau de détecteurs répartis au sol sur une surface d'environ 3000 kilomètres carrés. Les méthodes nécessaires au calcul de l'acceptance, dont la connaissance est cruciale pour établir le spectre d'énergie, ont été développées au cours du travail de thèse, et ont permis de déterminer de manière simple et robuste la surface effective de détection du réseau de surface de l'Observatoire Pierre Auger. L'efficacité de détection dépendant de la nature des rayons cosmiques, il est possible de caractériser leur composition grâce aux données du réseau de surface. Le calcul du spectre d'énergie des rayons cosmiques a été mené, en utilisant plusieurs méthodes pour estimer l'énergie des événements détectés. L'utilisation combinée des détecteurs de fluorescence avec le réseau de surface permet d'établir un étalonnage en énergie pratiquement indépendant des modèles d'interactions hadroniques. L'étude des anisotropies des directions d'arrivées des rayons cosmiques permet d'obtenir des informations précieuses sur leur origine et leur transport depuis leurs sources. Une nouvelle méthode d'analyse simple et efficace a été développée pour estimer les paramètres d'une anisotropie (dipôle et quadripôle) sous-jacente dans les données. Cette méthode est appliquée aux premières données de l'Observatoire Pierre Auger.

Les travaux présentés dans ce manuscrit ont comme fil conducteur la compréhension des détecteurs des instruments Archeops et Planck-HFI ainsi que la lutte contre les effets systématiques dans le but de reconstruire le spectre de puissance des anisotropies de température du Fond Diffus Cosmologique. <br />Après une introduction sur la physique, nous décrivons, dans une première partie, l'étalonnage des bolomètres des deux instruments à partir de sources pulsées constituées de fibres de carbone que nous avons mises au point pour mesurer les fuites optiques entre les différents étages cryogéniques du plan focal. Nous montrons l'analyse de ces fuites optiques à partir des données d'Archeops, ainsi que les mesures de diaphonie et de constantes de temps des bolomètres du modèle cryogénique de Planck-HFI. Nous présentons également l'analyse de la conductivité thermique et de la capacité calorifique des fibres afin de modéliser le comportement thermique et l'émission de ces sources.<br />La seconde partie est consacrée à l'étude des effets systématiques de l'analyse des anisotropies. Nous décrivons les mesures des lobes au sol et en vol, l'analyse des constantes de temps des bolomètres et l'étalonnage en flux à partir des données sur Jupiter pour Archeops. Nous montrons ensuite comment extraire les spectres de Fourier sur les cercles et comment cette dernière analyse nous renseigne sur le fond diffus, ce que nous illustrons avec les données de vol d'Archeops.<br />Le dernier chapitre présente un projet de mission submillimétrique permettant de cartographier tout le ciel à grande résolution dans le but de mesurer la polarisation de la poussière dans la galaxie.

Un effet de microlentille gravitationnelle galactique a lieu lorsqu'une étoile d'avant-plan du disque de la Voie Lactée (la "microlentille") croise la ligne de visée d'une étoile d'arrière-plan située dans le Bulbe (la source). Le phénomène s'accompagne d'une amplification caractéristique du flux lumineux. Cette propriété est utilisée comme outil original aussi bien pour la recherche de planètes extra-solaires et la détermination de limites à leur abondance, que pour réaliser la tomographie d'étoiles géantes du Bulbe.<br /> <br /> Grâce à un réseau de télescopes régulièrement espacés en longitude dans l'hémisphère sud, la collaboration internationale PLANET (Probing Lensing Anomalies NETwork) procède à un suivi précis et continu d'événements de microlentille soigneusement choisis. Des méthodes mathématiques et numériques adaptées à leur modélisation sont utilisées, afin de répondre aux problèmes posés par la non-linéarité des équations et la configuration particulière de l'espace des paramètres, qui est à la fois vaste et constitué de nombreux minima locaux.<br /> <br /> Une planète extra-solaire peut être détectée par cette technique si sa présence produit une déviation dans la courbe de lumière produite par son étoile-hôte. L'un des points forts de cette méthode réside dans sa capacité à mettre au jour des exoplanètes en orbite à quelques unités astronomiques et de masse aussi petite que celle de la Terre, grâce aux caustiques gravitationnelles produites par la planète. Ces dernières peuvent engendrer un pic d'amplification secondaire significatif, si la source vient à les traverser. La découverte de l'exoplanète OGLE 2005-BLG-390Lb porte à trois le nombre de détections par effet de microlentille ; elle est présentée ici. Outre le fait d'être à ce jour la planète la moins massive détectée - environ cinq fois la Terre - elle se situe à une distance appréciable de son étoile-hôte, soit trois unités astronomiques. <br /> <br /> Les observations réalisées sont également mises à profit afin de poser des limites à l'abondance de planètes extra-solaires autour d'étoiles naines rouges. Pour une sélection de microlentilles observées entre 1995 et 2004 et qui ne présentent pas de signature planétaire évidente, des diagrammes d'efficacité de détection sont calculés selon une méthode décrite ici. Les résultats obtenus forment alors la base de l'étude statistique.<br /> <br /> Enfin, un effet d'amplification différentielle du disque de l'étoile-source, lorsque cette dernière traverse une caustique, est exploité afin de sonder l'atmosphère d'étoiles géantes du Bulbe. Les mesures de coefficients d'assombrissement centre-bord de plusieurs étoiles sont rapportées et comparées aux prédictions des modèles. En outre, grâce à un suivi spectroscopique à haute résolution spectrale, il a été possible de confronter aux modèles les mesures de largeur équivalente de raies spectrales en plusieurs points du disque d'une géante G5III du Bulbe, à 9 kpc, et d'en détecter directement la chromosphère.

Plusieurs observations astronomiques indiquent que la densité de matière dans notre Univers est dominée par sa composante invisible. Parmi les particules pouvant constituer cette matière, le neutralino est un candidat supersymétrique favorisé. Cette thèse s'est faite dans le cadre de la collaboration EDELWEISS. Cette expérience tente de mettre en évidence l'interaction d'un neutralino avec un noyau cible. Les bolomètres utilisés par EDELWEISS associent à la détection des phonons celle des charges créées par le dépôt d'énergie. Cette double détection permet de rejeter une partie importante du bruit de fond associé aux interactions électroniques. Actuellement, les expériences utilisant des bolomètres double composante permettant une discrimination du bruit de fond sont les plus sensibles. Les sensibilités diminuent en augmentant la masse de détecteurs et bientôt ces expériences commenceront à être limitées par le bruit de fond neutron induit par les muons cosmiques résiduels. Ce travail de thèse présente une étude détaillée des interactions inélastiques des muons (d'énergie moyenne 300 GeV au Laboratoire Souterrain de Modane) et de la production de neutrons engendrés par les muons dans différents matériaux à l'aide de simulation GEANT. Cette étude s'inscrit dans le développement des simulations de l'expérience EDELWEISS-II qui prévoit à terme l'installation de 120 détecteurs germanium. Pour rendre ces simulations les plus réalistes possibles, nous intégrons les distributions caractéristiques des muons au LSM obtenues à l'aide des données du détecteur Fréjus. Les flux de neutrons produits par les muons atteignent un tel niveau que la collaboration a décidé de mettre en place un veto muon afin de signer leur passage à l'intérieur de l'expérience EDELWEISS-II. Nous développons aussi un étude expérimentale d'un scintillateur plastique qui sera le constituant principal du veto muon. L'expérience M3 (Mesure Muon Modane) permet l'identification des muons au LSM et donne accès au spectre expérimental des pertes d'énergie des muons par ionisation. Enfin, les résultats obtenus par simulation sur l'efficacité de détection du veto muon seront présentés.Plusieurs observations astronomiques indiquent que la densité de matière dans notre Univers est dominée par sa composante invisible. Parmi les particules pouvant constituer cette matière, le neutralino est un candidat supersymétrique favorisé. Cette thèse s'est faite dans le cadre de la collaboration EDELWEISS. Cette expérience tente de mettre en évidence l'interaction d'un neutralino avec un noyau cible. Les bolomètres utilisés par EDELWEISS associent à la détection des phonons celle des charges créées par le dépôt d'énergie. Cette double détection permet de rejeter une partie importante du bruit de fond associé aux interactions électroniques. Actuellement, les expériences utilisant des bolomètres double composante permettant une discrimination du bruit de fond sont les plus sensibles. Les sensibilités diminuent en augmentant la masse de détecteurs et bientôt ces expériences commenceront à être limitées par le bruit de fond neutron induit par les muons cosmiques résiduels. Ce travail de thèse présente une étude détaillée des interactions inélastiques des muons (d'énergie moyenne 300 GeV au Laboratoire Souterrain de Modane) et de la production de neutrons engendrés par les muons dans différents matériaux à l'aide de simulation GEANT. Cette étude s'inscrit dans le développement des simulations de l'expérience EDELWEISS-II qui prévoit à terme l'installation de 120 détecteurs germanium. Pour rendre ces simulations les plus réalistes possibles, nous intégrons les distributions caractéristiques des muons au LSM obtenues à l'aide des données du détecteur Fréjus. Les flux de neutrons produits par les muons atteignent un tel niveau que la collaboration a décidé de mettre en place un veto muon afin de signer leur passage à l'intérieur de l'expérience EDELWEISS-II. Nous développons aussi un étude expérimentale d'un scintillateur plastique qui sera le constituant principal du veto muon. L'expérience M3 (Mesure Muon Modane) permet l'identification des muons au LSM et donne accès au spectre expérimental des pertes d'énergie des muons par ionisation. Enfin, les résultats obtenus par simulation sur l'efficacité de détection du veto muon seront présentés.

L'analyse des anisotropies du fond diffus cosmologique (CMB) en température et en polarisation permet de contraindre une grande partie des paramètres cosmologiques décrivant le modèle du Big-Bang et l'Univers primordial. Cette thèse s'articule autour des mesures de l'expérience embarquée en ballon Archeops et de la future mission satellite Planck dont Archeops est le prototype. <br />Après une description générale du modèle standard en cosmologie et de la physique du CMB, cette thèse aborde plus particulièrement le mécanisme de "reheating" qui, à la fin de l'inflation, permet le réchauffement de l'Univers et la formation de la matière. <br />La suite de ce travail présente les expériences Archeops et Planck et l'analyse de leurs données. Dans ce cadre, j'ai développé plusieurs méthodes permettant l'étude des signaux des rayons cosmiques, la mesure des temps de réponse des bolomètres ainsi que la prise en compte de l'asymétrie des lobes optiques. <br />L'étude des anisotropies passe par l'estimation des spectres de puissance en température et polarisation. Je présente une méthode rapide et non-biaisée donnant également une estimation analytique précise des barres d'erreur sans avoir recours aux simulations Monte-Carlo. Cette méthode a fourni la dernière estimation du spectre de puissance d'Archeops. <br />Enfin, la dernière partie traite de l'implication des résultats d'Archeops pour WMAP et Planck. Une analyse jointe Archeops-WMAP montre la cohérence des mesures CMB sur une large gamme de fréquences et la détection de l'effet Sunyaev-Zel'dovich. Par ailleurs, l'extrapolation des spectres polarisés des avant-plans galactiques mesurés par Archeops sert de référence pour Planck.

La collaboration européenne ANTARES construit un télescope sous-marin à neutrinos qui sera déployé en Méditerranée par 2500m de fond. Ce détecteur est constitué d'un réseau tridimensionnel de 900 photomultiplicateurs qui détectent la lumière Tcherenkov produite par le passage dans l'eau des muons provenant de l'interaction des neutrinos dans la Terre.<br />Les rayons cosmiques sont confinés dans la Galaxie et interagissent avec la matière interstellaire en produisant –entre autre– des pions chargés qui se désintègrent en neutrinos. L'observation du ciel à l'aide de ces neutrinos de haute énergie (>100 GeV) ouvre une nouvelle fenêtre sur la Galaxie et en particulier leur détection permettrait d'observer directement ses zones denses.<br /><br />Dans ce travail, les flux correspondant ont été calculés à l'aide d'un programme de simulation GALPROP, pour plusieurs modèles, contraints par diverses observations gamma et rayons cosmiques.<br />La sensibilité du détecteur Antares à ces modèles a été établie, ainsi qu'une première estimation des performances d'un futur télescope de taille kilométrique.<br />Un algorithme de reconnaissance de forme a également été développé : il permettrait de mettre en évidence les structures de la Galaxie dans le cas optimiste ou le nombre d'évènements détectés serait suffisant.<br /><br />Ces travaux démontrent qu'ANTARES est de taille insuffisante pour observer le plan galactique, et qu'un télescope à neutrinos de nouvelle génération ayant une surface effective au moins 40 fois plus grande sera nécessaire pour observer le modèle au spectre le plus dur et pour apporter des limites sur les autres modèles.

Le détecteur Virgo est constitué d'un interféromètre de Michelson avec des cavités Fabry-Perot de 3 km de long dans les bras et utilise la technique de recyclage de puissance. Il a pour but la détection directe des ondes gravitationnelles émises par des sources astrophysiques. <br />Pour atteindre sa sensibilité, Virgo doit être emmené à son point de fonctionnement par des asservissements tant longitudinaux qu'angulaires. Pour cela, nous avons mis en place un algorithme de contrôle longitudinal ("lock") qui partant d'un interféromètre libre l'emmène à son point de fonctionnement. Pour arriver à ce résultat, nous utilisons la technique de Pound-Drever qui nous permet d'avoir un signal sensible à la variation de la position d'une cavité optique par rapport à la résonance. <br />Nous avons developpé deux algorithmes. Le premier s'inspire de celui utilisé par la collaboration LIGO. Nous arrivons au point de fonctionnement en contrôlant successivement les quatres longueurs caractéristiques de Virgo. L'application de cet algorithme sur l'instrument s'est soldé par un échec dont les causes sont liées aux différences entre Virgo et LIGO. Le deuxième algorithme nous permet de contrôler simultanément ces quatres longueurs en étant sur la mi frange de l'interféromètre de Michelson. Nous emmenons ensuite l'interféromètre en quelques minutes à son point de fonctionnement de manière déterministe. <br />Une autre partie de la thèse consiste en la mesure in situ des paramètres optiques nécessaires à la compréhension de l'instrument. Ceci nous a permis à la fois de faire accorder la simulation avec les données et de préparer l'algorithme d'acquisition du lock de Virgo. <br />Enfin, nous nous intéressons à l'impact de la technique d'Anderson utilisée pour le contrôle angulaire des miroirs sur le contrôle longitudinal des cavités optiques. Nous en montrons le mécanisme et évaluons son impact sur le lock de Virgo.