LE 8B PRODUIT DANS LE COEUR DU SOLEIL A TRAVERS LA REACTION 7BE(P,) 8B EST LA SOURCE MAJEURE SINON UNIQUE DES NEUTRINOS DE HAUTES ENERGIES DETECTES DANS LA PLUPART DES EXPERIENCES DE DETECTION DES NEUTRINOS SOLAIRES, EXCEPTE GALLEX ET SAGE. CES EXPERIENCES ONT TOUTES MESURE UN FLUX DE NEUTRINOS INFERIEUR A CELUI PREDIT PAR LES MODELES SOLAIRES. PLUSIEURS EXPLICATIONS ONT ALORS ETE INVOQUEES POUR TENTER DE COMPRENDRE CE DEFICIT MAIS TOUTES NECESSITENT UNE CONNAISSANCE PRECISE DE LA VALEUR DE LA SECTION EFFICACE DE LA REACTION 7BE(P,) 8B, PUISQUE LE FLUX DES NEUTRINOS DU 8B EST DIRECTEMENT PROPORTIONNEL A CETTE DERNIERE. LA MESURE DIRECTE DE LA SECTION EFFICACE DE CETTE REACTION A L'ENERGIE SOLAIRE EST IMPOSSIBLE A CAUSE DE SA TRES FAIBLE VALEUR (DE L'ORDRE DU FEMTOBARN). POUR CONTOURNER CE PROBLEME, LES SECTIONS EFFICACES SONT MESUREES A PLUS HAUTE ENERGIE PUIS EXTRAPOLEES A L'ENERGIE SOLAIRE EN UTILISANT UNE DEPENDANCE EN ENERGIE THEORIQUE. LES SIX DETERMINATIONS EXPERIMENTALES PRECEDENTES DE LA SECTION EFFICACE SE DIVISAIENT EN DEUX GROUPES BIEN DISTINCTS PRESENTANT DES ECARTS DE L'ORDRE DE 30%, CE QUI IMPLIQUAIT UNE INCERTITUDE DU MEME ORDRE SUR LE FLUX DES NEUTRINOS DE HAUTES ENERGIES. REMESURER AVEC UNE MEILLEURE PRECISION LA SECTION EFFICACE DE CETTE REACTION EST DONC APPARU TRES IMPORTANT. DANS UN PREMIER TEMPS, NOUS AVONS EFFECTUE DES MESURES DIRECTES DE LA SECTION EFFICACE DE CETTE REACTION DANS LA GAMME D'ENERGIE COMPRISE ENTRE 0.35 ET 1.4 MEV (CM). CES EXPERIENCES ONT FAIT L'OBJET D'UNE MESURE PRECISE DE CHACUN DES PARAMETRES INTERVENANT DANS LA DETERMINATION DE LA SECTION EFFICACE. DANS UN SECOND TEMPS, NOUS AVONS ENTREPRIS DES MESURES DE LA SECTION EFFICACE AUPRES DE L'ACCELERATEUR PAPAP, A 185.8 KEV, 134.7 KEV ET 111.7 KEV, L'ENERGIE DANS LE CENTRE DE MASSE LA PLUS BASSE JAMAIS ATTEINTE A CE JOUR. LES RESULTATS SONT EN EXCELLENT ACCORD AVEC CEUX OBTENUS A PLUS HAUTES ENERGIES. LA VALEUR TROUVEE POUR LE FACTEUR ASTROPHYSIQUE S 1 7(0), PAR L'EXTRAPOLATION DE NOS DONNEES EST EGALE A 19.21.3 EV-B, CE QUI ENTRAINE UNE REDUCTION SENSIBLE DE L'INCERTITUDE SUR LE FLUX DES NEUTRINOS DE HAUTE ENERGIE DU 8B.

Les WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles) pourraient être une des composantes principales de la matière noire, et ainsi représenter une part prédominante de la masse de l'Univers. Ils seraient présents à l'échelle galactique sous la forme d'un halo. <br> Plusieurs expériences tentent de détecter directement les WIMPs du halo de notre Galaxie en cherchant à mettre en évidence leurs interactions dans un détecteur cible. Parmi celles-ci, l'expérience EDELWEISS utilise la bolométrie, technique de détection à très basses températures (environ 10 mK) des phonons produits par un dépôt d'énergie dans un absorbeur. 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 grande partie du bruit de fond associe aux interactions électroniques. <br> Nous présentons ici l'analyse des données enregistrées avec le premier bolomètre de 320 grammes utilise par la collaboration EDELWEISS. <br> Nous développons en particulier une méthode permettant de déterminer sa masse efficace de détection. Cette méthode est basée sur la modélisation des processus de collection de charge, des étalonnages du détecteur et avec des sources radioactives de 60Co et 252Cf et des simulations de ces calibrations avec le code GEANT. <br> Nous caractérisons aussi la discrimination entre interactions électroniques et nucléaires par des étalonnages avec une source de neutrons, en évaluant l'influence des interactions multiples sur cette discrimination. <br> Nous présentons enfin l'analyse des données de recherche des WIMPs et en déduisons une limite sur la section efficace de diffusion WIMP-nucléon.

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Dans le cadre du modèle standard du Big Bang, le deutérium est l'élément dont l'abondance primordiale est la plus sensible à la densité baryonique de l'Univers. Cet élément est uniquement créé lors de la nucléosynthèse primordiale, quelques minutes après le Big Bang ; aucune théorie standard n'en prédit actuellement d'autres sources significatives. Au contraire, étant brûlé dans les étoiles, son abondance D/H décroît au cours de l'évolution cosmique. Les mesures de D/H apportent ainsi des contraintes sur les modèles de Big Bang et d'évolution chimique des galaxies. On peut distinguer trois types de mesures de D/H : les abondances primordiale, proto-solaire et interstellaire, respectivement représentatives de l'Univers il y a environ 15 milliards d'années, 4.5 milliards d'années et à l'époque actuelle. Si l'évolution du deutérium semble qualitativement claire, les résultats concernant ces trois types d'abondance ne convergent pas pour l'instant vers trois valeurs bien définies. Les travaux entrepris durant cette thèse sont reliés à la mesure de l'abondance interstellaire du deutérium. Celle-ci s'obtient habituellement par l'observation spectroscopique en absorption des séries de Lyman de l'hydrogène et du deutérium. Ces observations se font dans le domaine ultraviolet, au moyen d'observatoires spatiaux. Les résultats présentés ici ont été obtenus avec le Télescope spatial Hubble puis le satellite FUSE, récemment mis en orbite. D'autre part, une nouvelle méthode d'observation du deutérium a été proposée, dans le domaine visible à partir de télescopes au sol. Ce travail a mené aux premières détections et à l'identification de la série de Balmer du deutérium, observée en émission dans des régions HII avec le Télescope Canada-France-Hawaii et le Very Large Telescope.

L'expérience embarquée en ballon Archeops a cartographié les anisotropies du Fond Diffus Cosmologique (CMB) avec une résolution angulaire de 10 minutes d'arc sur une portion du ciel de 30%. Elle constitue également un banc-test pour la mission Planck-HFI de l'ESA.<br> Le travail de cette thèse a porté sur l'étalonnage sol à l'aide d'une source thermique millimétrique des trois vols effectués par Archeops et l'analyse des données obtenues. Le traitement des données ordonnées en temps est détaillé en plusieurs étapes : signalisation des données corrompues, soustraction des effets systématiques à basse fréquence, puis à haute fréquence. Dans ce dernier cas, une méthode originale est proposée qui permet à quelques détecteurs de satisfaire aux hypothèses de stationnarité et de gaussianité des codes de cartographie. Les solutions fournies par trois de ces codes sont comparés à l'aide de simulations.<br> Le spectre de puissance angulaire des anisotropies permet de contraindre les différents paramètres du modèle cosmologiquc standard, et par conséquent les paramètres physiques du modèle inflationnaire considéré pour générer les pertubations primordiales dont les anisotropies sont l'empreinte. Cette thèse présente ce qu'Archeops peut apporter dans ce domaine.

Le projet Hellaz se propose de mesurer séparément le flux des deux principales sources de neutrinos (pp and béryllium) émis par le Soleil, en utilisant la diffusion élastique neutrino-électron dans une chambre à projection temporelle (TPC) remplie d'hélium à 20 bars. La cinématique de cette réaction, permet de retrouver l'énergie du neutrino incident à partir de l'énergie et de la direction de l'électron de recul.<br> L'électron de recul crée une trace jusqu'à son arrêt dans la TPC ( 5 cm de long pour 100 keV), en ionisant le gaz le long de cette trace. Les électrons d'ionisation ainsi créés dérivent sous l'action d'un champ électrique, en diffusant,et sont détectés individuellement en X, Y et Z par des chambres ultrarapides MICROMEGAS.<br> Le travail de cette thèse a consisté à réaliser une chaîne complète de simulations permettant de montrer la faisabilité du projet.<br> Au départ, GEANT 3 simule le nuage d'électrons d'ionisation créé par un électron de basse énergie. L'efficacité de détection des électrons est calculée, en fonction de l'énergie de l'électron de recul et du lieu de l'interaction dans la TPC.<br> On montre alors qu'on peut mesurer le spectre des neutrinos solaires avec une résolution de 10%, et ce en introduisant un bruit de fond radioactif réaliste (10000 Compton par jour) provenant des gammas émis par l'U-Th résiduel des parois du détecteur, ce qui montre la faisabilité du projet, à condition toutefois de pouvoir détecter des électrons uniques.

Les WIMPs (Particules Massives Interagissant Faiblement) apparaissent actuellement comme des candidats très sérieux à la masse de l'Univers, leur existence étant prévue par les modèles de supersymétrie. L'interaction produite par ces particules dans les détecteurs dédiés à leur recherche a lieu sous forme d'un recul élastique ou inélastique de noyau. Ces détecteurs, qui peuvent être des scintillateurs, des chambres à ionisation ou des bolomètres, mesurant respectivement la luminescnece, l'ionisation ou la chaleur produites par le recul de noyau nécessitent un étalonnage en énergie de recul. C'est dans le cadre de l'expérience EDELWEISS qui met en oeuvre des bolomètres germanium double composante chaleur-ionisation que nous avons développé un multidétecteur permettant l'étalonnage de bolomètres par diffusion de neutrons. Les différentes étapes de conception du système SICANE nous ont permis de mesurer le facteur de quenching en luminescence pour des ions de a dans un scintillateur NaI(Tl) pour des énergies de recul inférieures à 350 keV. La mise en adéquation de la chaîne cryogénique avec les sytèmes multidétecteur nous a ensuite mené à l'étalonnage en énergie de recul d'un bolomètre Ge chaleur-ionisation à senseur film mince NbSi à 35 mK et mesurer les facteurs de quenching dans la voie ionisation et dans la voie phonon pour les ions Ge à des énergies de recul de 92 keV et 121 keV.

L'objectif de la cosmologie observationnelle est d'utiliser les informations auxquelles les télescopes modernes nous donnent accès afin de connaître à la fois l'histoire, le contenu matériel et la géométrie de notre Univers. L'histoire de l'Univers nous renseigne sur la suite d'événements qui ont conduit celui-ci, à partir d'une soupe de particules homogènes et chaudes, à avoir aujourd'hui l'aspect qu'on lui connaît, c'est-à-dire en expansion et avec une structuration de la matière en agrégats plus ou moins gros selon l'échelle à laquelle on regarde. Il y a les étoiles et planètes à notre échelle, avec leur stupéfiante complexité biologique. A plus grande échelle, on trouve les galaxies, composées de plusieurs milliards d'étoiles organisées tantôt en forme spirale, tantôt en forme de gros ballons de rugby. Ensuite viennent les amas et les superamas de galaxies qui s'organisent dans l'espace sous la forme de gigantesques éponges avec de grandes zones vides séparant des régions denses. L'histoire de l'Univers tente donc de répondre à la question : comment en est-on arrivé là ? Cette question métaphysique en appelle aussitôt une autre : qu'arrivera-t-il après ? En cosmologie, cette question est liée au contenu et à la géométrie de l'Univers. La notion de géométrie de l'Univers, héritée de la théorie de la Relativité Générale d'A. Einstein, intègre la courbure spatio-temporelle de l'Univers dans son ensemble. Cette dernière est déterminée par la quantité et le type de matière qu'Il contient. On dit la géométrie ouverte si la courbure est négative, ce qui correspond à un Univers contenant peu de matière (par rapport à la densité critique qui est de quelques protons par m3). L'Univers est alors infini dans le temps et l'espace, son avenir n'est qu'expansion, dilution et refroidissement éternels. Si l'Univers contient juste assez de matière pour avoir la densité critique, on le dit plat puisque sa courbure est nulle, dans ce cas aussi, il est infini dans le temps et l'espace, avec un avenir similaire au cas ouvert. En revanche, si l'Univers est fermé, c'est à dire s'il contient suffisamment de matière pour que l'effet gravitationnel de cette dernière soit suffisant pour freiner son expansion, il finira par se recontracter, et, comme un film tournant à l'envers les galaxies se rapprocheront les unes des autres, la densité augmentera indéfiniment pour atteindre un big-crunch final similaire au big-bang initial. Connaître la géométrie de l'Univers est donc l'une des questions les plus essentielles de la cosmologie.

Les mécanismes par lesquels les charges mécaniques et électriques agissent sur le tissu osseux dans son ensemble, et sur les ostéoblastes, en particulier, sont encore mal compris. La réponse des ostéoblastes soumis à un seul type de stimulus physique a été comparée à celle obtenue par des combinaisons de plusieurs signaux mécaniques et/ou électriques. Dans la perspective d'améliorer l'ostéointégration des biomatériaux, nos études ont porté principalement sur les deux composants essentiels pour le succès de la greffe d'un biomatériau : la matrice extracellulaire (MEC) qui sert d'interface entre le biomatériau et l'hôte ainsi que les facteurs angiogéniques. Nous avons étudié les réponses des ostéoblastes à des contraintes mécaniques complexes basées sur des signaux de " basse amplitude haute fréquence " (BAHF) appliquées à un modèle de culture 3D (hydroxyapatite macroporeux). Nous montrons donc qu'une stimulation mécanique simple (3Hz) peut être potentialisée par des BAHF appropriées (25 Hz). Un dispositif a été développé pour appliquer des contraintes mécaniques très BAHF sur des modèles de culture 2D. La synthèse de la MEC est favorisée et ses propriétés ostéogéniques sont augmentées sous BAHF. Les BAHF n'ont pas d'effet sur le VEGF. Un autre dispositif a permis d'appliquer un champ électrique aux cultures cellulaires. Quelques paramètres nous indiquent que les cellules perçoivent le champ électrique, mais nous retenons que le VEGF n'est pas affecté. En revanche, la combinaison de ces stimulations physiques (contrainte mécanique très BAHF et champ électrique) augmente l'expression de plusieurs facteurs impliqués dans l'angiogénèse (VEGF, TGFβ1, FGF2...). Les sollicitations complexes définies dans cette thèse pourraient être un outil pour fonctionnaliser un substitut osseux cellularisé

La mise en évidence de leptoquarks (LQ) serait la preuve de l'existence de théories complémentaires du Modèle Standard (MS). La recherche de leptoquarks de premiére génération présentée dans cet ouvrage a été efféctuée par l'analyse d'un lot de 1.02 fb-1 de données de D0 pour des états fiénals composés de deux électrons et de deux jets légers. En l'absence d'excés d'événements par rapport aux prévisions du MS, nous avons pu exclure les masses de LQ scalaire jusqu' à 292 GeV et des masses de LQ vecteurs de 350 à 458 GeV, selon le type de couplage LQ-l-q. à L'importance de la mesure de l'énergie des jets a motivé une étude des bruits de fonds instrumentaux corrélés au calorimétre ainsi que l'étude de la résolution sur l'énergie des gerbes hadroniques d'événements photon + jets