Les rayons cosmiques occupent une place privilégiée au sein de l'astrophysique et de la physique des astroparticules, non seulement parce qu'ils participent à la plupart des processus énergétiques à l'œuvre dans l'univers, mais parce que leur existence même et la continuité de leur spectre d'énergie (des énergies thermiques à plus de 1020 eV) soulèvent des questions d'une grande fécondité et d'une richesse inattendue. La source de ces particules énergétiques sillonnant le cosmos demeure largement inconnue, et des décennies de recherche n'ont pas permis d'élucider pleinement le lien existant entre celles que l'on voit rayonner sur toute l'étendue du spectre électromagnétique dans telle ou telle source astronomique et celles que l'on détecte au voisinage de la Terre, porteuses d'informations précieuses pour la physique en général. Nous proposons une approche globale et pluridisciplinaire du rayonnement cosmique, insistant sur la nécessité de considérer conjointement ses trois dimensions spectrales : la distribution en énergie (spectre), la distribution angulaire (anisotropies) et la distribution en masse (composition). Nous analysons divers aspects de cette problématique — théoriques, phénoménologiques et expérimentaux — avec une attention particulière au cas des rayons cosmiques ultra-énergétiques, en relation avec l'Observatoire Pierre Auger, mais nous tentons également d'expliciter les liens existant entre les différentes gammes d'énergie, et de mettre en lumière l'importance de la transition galactique/ extragalactique. De nombreuses contraintes sont également apportées par l'astronomie non-thermique et l'astrophysique nucléaire, dont nous discutons certains aspects directement liés aux particules énergétiques, à leur accélération comme à leur propagation dans le cosmos.

Questo lavoro di tesi è dedicato al problema della ricerca e<br />della caratterizzazione della \emph(materia oscura). A livello<br />osservativo, su diverse scale, da quelle galattiche (in<br />particolare nella Via Lattea) fino all'intero universo, esiste<br />disaccordo tra le stime \emph(dinamiche) della massa di oggetti<br />astrofisici (come galassie o ammassi di galassie) rispetto alla<br />stima della loro massa \emph(luminosa). Si tratta, in un certo<br />modo, di un problema di massa \emph(mancante). Si rende così<br />necessaria, nell'ambito del quadro teorico del modello<br />cosmologico standard, l'introduzione di una componente di materia<br />``oscura'', nel senso che non emette radiazione elettromagnetica,<br />la cui presenza può essere rilevata attraverso effetti<br />gravitazionali. Nonostante la convergenza di prove osservative ed<br />esigenze teoriche a sostegno dell'ipotesi della sua esistenza, un<br />interrogativo a cui non è ancora stata data una risposta<br />basata su solide evidenze sperimentali è quello della stessa<br />natura di tale componente di massa.<br /><br />Affrontiamo in particolare il problema della materia oscura negli<br />aloni galattici, dove le evidenze osservative (curve di rotazione)<br />risultano più stringenti. Per questo analizziamo un insieme<br />originale di dati sperimentali (i dati ``MDM'', frutto di una<br />apposita campagna osservativa tuttora in corso di svolgimento<br />presso l'osservatorio Michigan-Dartmouth-MIT, USA) acquisiti per<br />lo studio della componente oscura sotto forma di oggetti massivi<br />compatti (MACHOs, \emph(Massive Astrophysical Compact Halo<br />Objects)) nell'alone della Galassia (la nostra Via Lattea) e<br />della galassia vicina di Andromeda, M31 (ovvero NGC224). Questa<br />ricerca si basa su di un effetto di natura gravitazionale, il<br />\emph(microlensing), ovvero la deflessione della luce generata da<br />un oggetto oscuro massivo in moto che attraversa la linea di vista<br />tra l'osservatore e una sorgente luminosa che si manifesta con un<br />incremento della luminosità della sorgente. Dallo studio di<br />queste variazioni di luminosità nel tempo è possibile<br />risalire, per via indiretta, alla distribuzione della materia<br />sotto forma di MACHOs nell'alone. L'analisi è stata condotta<br />con la tecnica detta del \emph(pixel lensing) (proposta e<br />implementata dalla collaborazione AGAPE, \emph(Andromeda Galaxy<br />Amplified Pixel Experiment)), che permette il rilevamento di<br />variazioni di luminosità di stelle \emph(non) risolte (in<br />particolare questo consente di considerare le possibili sorgenti<br />in una galassia distante come M31).<br /><br />Nel capitolo 1, introdotti gli elementi del modello cosmologico<br />standard e quindi il problema della materia oscura<br />nell'appropriato contesto cosmologico e astrofisico, delineamo i<br />principi del \emph(microlensing) gravitazionale e il metodo del<br />\emph(pixel lensing). Nel capitolo 2 descriviamo l'apparato<br />sperimentale e l'acquisizione dei dati (a cui chi scrive ha avuto<br />modo di partecipare direttamente). Quindi analizziamo in<br />dettaglio il trattamento preliminare delle immagini necessario<br />per rendere significativo il successivo studio dei segnali<br />astrofisici interessanti. In particolare vengono discussi alcuni<br />aspetti quali la composizione di più immagini e le operazioni<br />di ``normalizzazione'' del flusso. Nel capitolo 3 affrontiamo le<br />tematiche connesse all'analisi del segnale rispetto al problema<br />della selezione di eventi di \emph(microlensing). Il ``rumore''<br />di fondo che ne contamina la ricerca è costituito da sorgenti<br />intrensicamente variabili. Per questo consideriamo in dettaglio<br />il modo di sfruttare la caratteristica \emph(acromaticità)<br />del segnale che ci interessa. Basandoci su di una opportuna<br />simulazione consideriamo inoltre il problema dell'efficacia dei<br />criteri di selezione adottati. Discutiamo infine i risultati<br />delle simulazioni Monte Carlo dell'esperienza. Vengono quindi<br />approfonditi, nel capitolo 4, diversi aspetti legati all'analisi<br />effettuata. Rivolgiamo particolare attenzione allo studio degli<br />effetti cromatici delle variazioni di luminosità rilevate e<br />discutiamo in questa prospettiva segnali di sorgenti variabili e<br />in particolare alcuni attribuibili a delle \emph(novæ).<br />Esponiamo quindi un primo risultato dell'analisi, lo studio del<br />prolungamento sui nostri dati di candidati eventi<br />\emph(microlensing) rilevati da altre collaborazioni. Infine<br />discutiamo i risultati della selezione, 5 \emph(curve di luce)<br />(la variazione di flusso nel tempo in un elemento<br />dell'im\-ma\-gi\-ne) compatibili con un segnale di<br />\emph(microlensing), e, alla luce delle simulazioni Monte Carlo,<br />le conclusioni fisiche riguardo al problema posto.<br /><br />La nostra analisi tende a confermare (in accordo con i risultati<br />di analoghe esperienze svolte nell'ambito della Galassia) che solo<br />una piccola frazione degli aloni galattici è costituita da<br />MACHOs, e in particolare a escludere come componente importante<br />quella di oggetti di massa substellare.

Dans cette thèse nous reprenons, puis développons, le modèle de Davies-Fulling<br />qui présente de nombreuses analogies avec la radiation engendrée par un Trou Noir. <br />Ce modèle consiste en l'étude de la radiation émise par un miroir <br />se déplaçant dans l'espace-temps de Minkowski. <br />Lorsque la trajectoire est non-inertielle, le miroir engendre un flux d'énergie<br />dont les propriétés sont des fonctionnelles de la trajectoire.<br /><br />Dans le but de retrouver les problèmes présents dans l'étude de la radiation de Hawking, <br />nous nous sommes intéressés principalement au cas des miroirs<br />uniformément accélérés, qui possédent un horizon causal.<br />Afin de résoudre ces problèmes présents dans le cadre du modèle de Davies-Fulling,<br />nous avons introduit un nouveau modèle, qui dérive cette fois d'une action.<br />Un choix précis et motivé du Lagrangien permet d'y parvenir.<br />De plus, grâce à deux méthodes complémentaires, nous avons explicité <br />les corrélations quantiques présentes dans le flux émis.

Le projet EUSO (Extreme Universe Space Observatory) est basé sur un concept novateur pour mesurer le flux de RCUE (Rayon Cosmique Ultra Energétique) en observant depuis l'espace la lumière (fluorescence de l'air et rayonnement Cerenkov) produite par les gerbes atmosphériques. <br />Après une vue générale du contexte scientifique et une description du projet EUSO, une méthode de reconstruction des gerbes vues depuis l'espace est présentée. Cette méthode originale permet de reconstruire les caractéristiques d'un RCUE en utilisant uniquement la forme du signal de fluorescence produit par la gerbe au cour de temps (sans autre source d'information). Cette méthode a des résultats particulièrement intéressants pour les gerbes horizontales.<br />La deuxième partie de cette thèse concerne l'étude et la mesure de la fluorescence de l'air grâce à l'expérience MACFLY (Measurement of Air Cerenkov and Fluorescence Light Yield). Après un état de l'art de nos connaissances dans le domaine, un modèle de FLY (quantité de lumière produite par fluorescence) proportionnelle à l'énergie déposée dans l'air est proposé. Ensuite l'expérience MACFLY et la méthode d'analyse des données utilisée sont décrites en détail. L'expérience est composé de deux dispositifs. Le premier (Macfly1) qui mesure la fluorescence produite par une seule particule a mesuré la FLY d'électron de 1,5 MeV (source radioactive), 20 GeV et 50 GeV (faisceau test du CERN). Le deuxième (Macfly2) qui mesure la fluorescence produite par une gerbe électromagnétique, a permis de faire la première mesure mondiale de la dépendance de la FLY avec l'âge de la gerbe. La dépendance en pression a également été mesurée avec les deux dispositifs.<br />Grâce à un programme de simulation GEANT4, nous comparons nos mesures aux modèles de fluorescence. L'hypothèse de la proportionnalité entre la FLY et l'énergie déposée dans l'air a été vérifiée. On trouve le même résultat avec Macfly1 et Macfly2. Dans l'air à 950 hPa, 23°C et 0% d'humidité on obtient :<br />FLY=19 ± 4 photons/MeV

Cette thèse s'inscrit dans le cadre de la collaboration internationale SuperNova Legacy Survey, SNLS. Les objectifs majeurs de ce projet sont de mesurer de manière précise les paramètres cosmologiques et d'étudier les caractéristiques de l'énergie noire, par l'intermédiaire de son équation d'état. Pour cela, un large échantillon de SNe Ia à grands décalages spectraux est récolté l'aide de la caméra MegaCam, installée sur le télescope CFH de 3.6 mètres de diamètre, situé à Hawaï. Plusieurs centaines de SNe Ia, à des décalages vers le rouge compris entre 0.3 et 1, sont attendues durant les cinq ans prévus pour le projet. Nous montrons dans un premier temps comment les SNe de type Ia peuvent être utilisées comme des chandelles standard, objets dont la luminosité est reproductible, en vue de faire des mesures de distance en cosmologie. Nous présentons ensuite les différentes étapes menant de l'image brute fournie par le télescope à la découverte de la supernova, puis à la détermination de sa magnitude grâce à un catalogue d'étoiles standard. Le suivi photométrique des SNe, afin de construire leurs courbes de lumière, et la recherche de nouveaux candidats se font de manière simultanée en observant de façon répétée les mêmes champs. Un modèle de courbe de lumière a été élaboré dans le but d'estimer le flux de la supernova dans son référentiel, pour un large domaine de longueurs d'onde. Les paramètres issus de l'ajustement de la courbe de lumière (luminosité au maximum, taux de déclin, couleur) sont ensuite utilisés pour construire un estimateur de distance. La comparaison de distance entre des SNe proches, provenant de la littérature, et les SNe lointaines découvertes dans SNLS permet de déterminer les paramètres cosmologiques. Les résultats ainsi obtenus confirment bien la présence d'une énergie noire, qui semble se présenter sous la forme d'une constante cosmologique.

Conçu pour mieux comprendre l'origine des rayons cosmiques aux ultra-hautes énergies, l'Observatoire Pierre Auger a commencé une période de prise de données devant s'étendre sur 20 années. Il pourra ainsi obtenir une statistique suffisante aux plus hautes énergies, pour déterminer l'existence ou non de la coupure GZK. Utilisant simultanément deux techniques de détection des gerbes atmosphériques, l'une au sol et l'autre par détection de la lumière de fluorescence, il devrait permettre de déterminer avec une précision sans précédent, aussi bien l'énergie de ces rayons cosmiques que leurs directions d'arrivée et leur nature. Apres une introduction sur les propriétés générales des rayons cosmiques, les modes de production aux plus hautes énergies sont présentes. Nous nous sommes ensuite attachés à un modèle particulier de production, considérant la désintégration de particules super massives reliques, le but étant de déterminer des contraintes sur les temps de vie de ces particules. Après avoir présenté les principes de détection des gerbes atmosphériques et l'Observatoire Pierre Auger, nous considérons la méthode hybride de détection : la mise en place d'une chaine de simulation et la realisation de tirs lasers hybrides ont permis de determiner les performances associées à ce type de détection ainsi que de vérifier la cohérence en temps des horloges des deux détecteurs, essentielle à la méthode utilisée. Enfin, les données de la phase de preproduction ont permis de vérifier les performances des différents types de reconstruction : par le détecteur de fluorescence seul, le detecteur au sol et par la méthode hybride. A partir de ces données, une première comparaison des énergies ainsi qu'une analyse des anisotropies ont été réalisées.

La présente thèse porte sur le calcul des flux d'antimatière d'origine galactique, sous forme d'antiprotons, d'antideuterons, d'antihélium 3 et d'antihélium 4, attendus au niveau de la Terre et produits par interaction du rayonnement cosmique (RC) avec la matière du milieu interstellaire. Cette antimatière qualifiée de secondaire, constitue un bruit de fond pour la recherche d'antimatière d'origine primordiale (issue d'antigalaxies) dans le RC ainsi que pour la recherche d'antimatière produite par des sources exotiques: matière noire (par annihilation de particules massives comme le neutralino) et trous noirs primordiaux (par évaporation). Une évaluation aussi précise que possible de ce bruit de fond s'avère nécessaire au vu de la mise en œuvre dans les années à venir de spectromètres spatiaux (AMS) conçus pour traquer l'antimatière dans le RC Notre nouvelle estimation du flux d'antiproton est en accord avec les précédents calculs même si des différences existent, provenant en particulier de l'utilisation de sections efficaces de production d'antiprotons distinctes. Le flux d'antideuterons obtenu s'avère plus important que les précédentes estimations. De plus, la prise en compte de processus jusque là ignorés, conduit à un flux non négligeable à basse énergie où le flux d'antideuterons issus de sources exotiques est maximum. La quantité d'antideuterons ainsi produite par la galaxie est suffisante pour espérer détecter prochainement des antideuterons dans le RC. Par contre, la quantité d'antihélium 3 et d'antihélium 4 produite n'est pas significative, c'est pourquoi un antihélium 4 détecté ne sera très probablement pas d'origine secondaire.

Les sursauts gamma sont des phénomènes cosmologiques très brefs (de quelques millisecondes à plusieurs centaines de secondes), extrêmement intenses et énergétiques: l'énergie émise est reçue essentiellement autour de quelques centaines de keV. Depuis leur découverte à la fin des années soixante par les satellites américains de la série VELA, le mécanisme d'émission des sursauts gamma reste en partie inconnu aux astrophysiciens. Depuis 30 ans, ces phénomènes sont sources de surprises, interrogations, avancés technologiques, physiques, théoriques. Le satellite HETE-2, lancé en Octobre 2000, est dédié à l'observation des sursauts gamma dans une large gamme d'énergie s'étendant de 2 keV à 400 keV. L'instrument principal, le détecteur gamma FREGATE (6--400 keV), fut construit par le CESR à Toulouse. Je présente dans cette thèse l'étude spectrale de 64 sursauts gamma détectés par HETE-2 entre Octobre 2000 et Avril 2004. En particulier, HETE-2 confirma l'existence de sursauts ``mous'', précédemment découverts par le satellite Beppo SAX. Deux classes de sursauts ont été définis: les X-Ray Flash et les sursauts X-Ray Rich qui sont issus avec les sursauts gamma ``classiques'' d'un unique phénomène dont la gamme d'énergie s'étend de quelques keV à quelques MeV (en incluant les sursauts les plus énergétiques détectés par BATSE, expérience qui de 1991 à 2000 recueilli avec succès de nombreuses données sur les sursauts gamma). En mettant en commun les données de FREGATE et de la WXM (instrument X de HETE-2 dont la gamme d'énergie est comprise entre 2 keV et 25 keV), j'ai étudié les spectres dans une gamme d'énergie particulièrement large et qui se situe à basse énergie (2--400 keV). Cette gamme d'énergie m'a permis d'étudier en détails les spectres de ces sursauts mous, qui représentent approximativement les trois quart de l'échantillon total des sursauts détectés par HETE-2. J'ai montré que ces sursauts étaient simplement des sursauts gamma mous, avec les mêmes caractéristiques temporelles et spectrales que les sursauts gamma de BATSE. J'ai ensuite étudié un modèle théorique simplifié des chocs internes qui explique l'émission prompte des sursauts gamma. Ce modèle, aujourd'hui accepté par la majorité de la communauté met en jeu l'émission d'un vent relativiste au sein duquel se forment des chocs: les chocs internes qui, par émission synchrotron principalement, émettent des photons gamma de hautes énergies, formant l'émission prompte. Cette étude m'a permis, à partir de simulations numériques de générer un nombre important de sursauts gamma synthétiques. En utilisant les contraintes déterminées des caractéristiques spectrales des sursauts X-Ray Flashes et X-Ray Rich observés par HETE-2, j'ai déterminer les principales caractéristiques intrinsèques du modèle qui permettent de produire des X-Ray Flashes.

Les trous noirs primordiaux sont une sonde exceptionnelle pour rechercher des effets de nouvelle physique, à l'intersection de la relativité générale, de la mécanique quantique, de la physique des particules et de la cosmologie. Ce mémoire présente quelques pistes d'études relatives à ces objets astrophysiques fascinants. D'abord, autour de leur recherche via l'étude des rayons cosmiques qui seraient émis par évaporation de Hawking. Des liens entre les limites obtenues et les modèles d'inflation sont ensuite proposés afin d'obtenir une borne supérieure très contraignante - et totalement inaccessible aux observables usuelles que sont le fond diffus et les grandes structures - sur la puissance aux petites échelles dans l'Univers primordial. La fin de l'évaporation des trous noirs est etudiée en gravité de corde et leur statut de candidat à la matière noire froide revisité dans le cadre des modèles à brisure d'invariance d'échelle. Enfin, dans le cadre des modèles à basse échelle de Planck (c'est-à-dire présentant de larges dimensions supplémentaires), la formation de trous noirs auprès des collisionneurs est envisagée. Nous montrons que des effets de gravité quantique (couplage de Gauss-Bonnet) pourraient être sondés au LHC. Quelques voies d'investigations futures, liées à la présence d'une constante cosmologique ou au rayonnement cosmique d'énergie extrême sont esquissées.

Les amas de galaxies sont les objets les plus grands gravitationnellement liés dans l'Univers ayant atteint un état d'équilibre. Dans le scénario de formation hiérarchique des structures, dans lequel les petites structures se forment avant les grandes, les amas représentent les objets les plus jeunes. Ils contiennent encore de l'information sur l'effondrement initial de la perturbation de densité qui leur a donné naissance. Les amas possèdent trois composantes majeures: les galaxies, un gaz très chaud et optiquement mince (le milieu intra-amas -- MIA) qui émet dans le domaine des rayons X, et la matière noire. Comme les amas sont dominés par la matière noire, ils fournissent une opportunité unique pour extraire des informations sur cette sorte de matière à travers les forces gravitationnelles qu'elle engendre. La fraction baryonique dans les amas est similaire à celle de l'Univers dans son ensemble. Avec l'information sur la nucléosynthèse primordiale, qui donne des contraintes sur la densité baryonique $\Omega_b$ dans l'univers, il est possible de determiner avec la fraction de baryon dans les amas le paramètre cosmologique de densité de matière $\Omega_m$, qui donne typiquement $\Omega_m$=0.2-0.4. Les amas grandissent par fusion avec d'autres amas de galaxies, ce qui est lié à la distribution globale de matière dans l'Univers. Le MIA est un traceur idéal pour les processus de fusion et permet à travers ses distributions en densité et en température de reconstruire l'histoire des amas, ce qui donne de l'information sur la formation des structures. De plus, la comparaison des caractéristiques des amas distants avec celles des amas proches permet d'étudier l'évolution de la formation des structures. Les amas montrent, comme le prédit la théorie, une forte auto-similarité, ce qui indique que notre compréhension sur la formation des structures est globallement correcte. Les faits mentionnés ici montrent que les amas sont des outils puissants pour étudier la cosmologie et la formation des structures, ce qui sera décrit plus en détail dans ce travail.