Cette thèse présente un certain nombre de résultats récents à propos de l'évolution des galaxies et la cosmologie, à partir de l'observation d'amas de galaxies en lumière visible. Nous introduisons d'abord les principales propriétés des amas de galaxies (Chapitre 1.1) et la façon dont ces objets permettent de contraindre le modèle cosmologique standard (Chapitre 1.2). Une grande partie des résultats présentés ici ont été obtenus à partir de l'étude du relevé d'amas DAFT/FADA, qui regroupe des amas dans la gamme de décalages spectraux 0.4<z<0.9 (Chapitre 1.3). Cette thèse est séparée en deux parties, chacune traitant d'une observable particulière : la luminosité des galaxies, puis la forme des galaxies. La fonction de luminosité des galaxies, c'est-à-dire la distribution de leur luminosité, permet d'étudier l'évolution des galaxies dans les amas (Chapitre 2.1). Nous avons calculé les fonctions de luminosité pour un sous-échantillon de 25 amas DAFT/FADA, et avons montré que les galaxies faibles bleues, à fort taux de formation stellaire, évoluent en des galaxies rouges passives des hauts décalages spectraux à aujourd'hui. En comparant les fonctions de luminosité des amas à celles du champ, on observe que cette transformation est plus efficace dans les environnements denses. Nous avons également étudié la fraction de baryons dans les groupes et amas de galaxies (Chapitre 2.2). Nous avons remarqué que dans les groupes la fraction massique d'étoiles peut atteindre des valeurs du même ordre de grandeur que celles de la fraction de gaz intra-amas, alors que dans les amas, la fraction stellaire est généralement négligeable devant celle du gaz. En prenant en compte à la fois les étoiles et le gaz, nous avons posé des contraintes sur le paramètre de densité de matière Omega_M. Les galaxies apparaissent déformées par la présence d'objets d'avant-plan qui courbent les trajectoires lumineuses à leur voisinage. Ce signal de lentille gravitationnelle peut être exploité afin de mesurer la distribution de masse des amas d'avant-plan. Les bases du phénomène de lentille gravitationnelle faible et de la mesure du cisaillement sont introduites au Chapitre . Ces techniques sont ensuite appliquées à un sous-échantillon de 16 amas DAFT/FADA présentant des images Subaru/SuprimeCam ou CFHT/MegaCam (Chapitre 3.1). Nous avons estimé la masse de ces amas, et profité de la large dimension angulaire de ces images pour détecter des filaments et des structures autour de ces amas. Cette étude valide observationnellement le scénario de croissance hiérarchique des amas. Finalement, nous avons détecté les pics de cisaillement dans des simulations de type Euclid, et avons utilisé leur statistique en tant que sonde cosmologique, de façon similaire aux comptages d'amas (Chapitre 3.2). Nous avons calculé les contraintes cosmologiques que cette technique pourra apporter avec les données de la mission spatiale Euclid, et avons développé une approche tomographique qui ajoute l'information des décalages spectraux. Une discussion sur les développements envisagés dans les différents domaines traités conclut cette thèse. / This thesis presents some recent results concerning galaxy evolution and cosmology,based on the observation of galaxy clusters at optical wavelengths. We first introduce the main properties of galaxy clusters (Sect. 1.1) and how they can be used for cosmology within the standard cosmological model (Sect. 1.2). A large fraction of the presented results comes from the study of the DAFT/FADA galaxy cluster survey at redshifts 0.4 < z < 0.9 (Sect. 1.3). We divide our study in two parts according to the observable that is considered: galaxy luminosity or galaxy shape. The distribution of galaxy luminosities is called the galaxy luminosity function (GLF), which can be used to probe the evolution of cluster galaxies (Sect. 2.1). Computing the GLFs for a sub sample of 25 DAFT/FADA clusters, we find that faint blue star forming galaxies are quenched into red quiescent galaxies from high redshift until today. Comparing to the field shows that this transformation is more efficient in high density environments.We also study the fraction of baryons in galaxy groups and clusters (Sect. 2.2). Wefind that in groups, the stars contained in galaxies can reach masses of the same order as those of the intra-cluster gas, while in clusters they are usually negligible relatively to the gas. Taking both stars and gas into account we constrain the matter density parameter Galaxy shapes are distorted by foreground objects that bend light in their vicinity. This lensing signal can be exploited to measure the mass distribution of a foreground cluster. We review the basic theory of weak lensing and shear measurement (Sect. 3.1), and then apply it to a subsample of 16 DAFT/FADA clusters, with Subaru/SuprimeCam or CFHT/MegaCam imaging (Sect. 3.2). We estimate the masses of these clusters, and take advantage of the large fields of view of our images to detect filaments and structures in the cluster vicinity, observationally supporting the hierarchical scenario of cluster growth. Finally, we detect shear peaks in Euclid-like simulations, and use their statistics as a cosmological probe, similarly to cluster counts (Sect. 3.3). We forecast the cosmological constraints that this technique will achieve when applied to the Euclid space mission, and develop a tomographic analysis that adds information from redshifts. We conclude with a discussion of our perspectives on future studies in all the fieldsinvestigated in the present thesis.

L'objectif de cette thèse est d'identifier et d'étudier la population à haut décalage spectral. J'ai utilisé des données dans le proches infrarouge venant du sondage UltraVista associé à des données multi-longueur d'onde disponible dans le champ COSMOS ainsi que le sondage ultra profond de VIMOS utilisé comme un échantillon de contrôle pour la sélection des candidats à grand décalage spectrale. Cette analyse m'a amené à sélectionner des galaxies à z>4.5 en utilisant les décalages spectraux photométriques estimés à partir de la distribution spectrale d'énergie complète ainsi que des limites en magnitudes basés sur la profondeur des données dans chaque bande. Cette sélection a amené à la production d'un catalogue unique de 2036 galaxies dans l'intervalle z~5 et de 330 galaxies dans l'intervalle z~6 faisant de ce catalogue le catalogue le plus grand et le plus complet à ce jour. J'ai trouvé que la fonction de luminosité à z~5 est bien reproduite par une fonction de Schechter. A z~6, j'ai observé que le fin lumineuse de la fonction de luminosité semble être plus peuplée qu'une fonction de Schechter le laisse présager, en accord avec les résultats d'autres études Ceci étant une indication que les processus d'assemblage de la masse ont évolué rapidement. Finalement, j'ai intégré la fonction de luminosité pour en déduire la densité de luminosité et dérivé la densité de formation stellaire entre z=4.5 et z=6.5. Mes résultats montrent une densité de formation stellaire importante, en comparaison des derniers résultats avec les données du télescope Hubble, ainsi qu'une précision plus grande liée aux meilleures contraintes sur la fin lumineuse de la fonction de luminosité. / The main purpose of this THESIS is to identify and study the population of high redshift galaxies in the redshift range (4.5 < z < 6.5). I use the near infrared data from the UltraVista survey conducted with the Vista telescope in combination with multi-wavelength data available in the COSMOS field and use The VIMOS Ultra Deep spectroscopic redshift survey (VUDS) as a control sample for the selection of high redshift candidates. I made a analysis leads me to select galaxies at z ≥ 4.5 using photometric redshifts computed from the full spectral energy distribution (SED) combined with well tuned magnitude limits based on the depth of the data in each band. At the end of this process I produce a unique catalogue of 2036 galaxies with 4.5 ≤ z ≤ 5.5 and 330 galaxies with 5.5 ≤ z ≤ 6.5, the largest and most complete catalogue of sources at these redshifts existing today. I find that the LF at z ∼ 5 is well fit by a Schechter function. At z ∼ 6 I find that the bright end might be more populated than expected from a Schechter function, in line with results from other authors, an indication that the mass assembly processes have evolved quickly in a short 0.5-1 Gyr timescale. Finally I integrate the luminosity functions to compute the luminosity density and derive the star formation rate density (SFRD) in 4.5 ≤ z ≤ 6.5. My results show a high SFRD comparable to the latest results derived from the HST data, with an improved accuracy linked to the better constraints at the bright end of the LF.

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Bien qu'elles dominent en nombre la population stellaire de la Galaxie, les étoiles de très faible masse et les naines brunes sont longtemps restées difficiles (voir impossibles) à observer, à cause de leur faible luminosité. Les progrès récents des techniques instrumentales (et en particulier des détecteurs infrarouges) permettent maintenant de s'y intéresser et de commencer à répondre à de nombreuses questions. Parmi celles-ci, deux sont particulièrement importantes et nécessitent une bonne détermination de la fonction de masse (nombre d'objets par intervalle de masse): l'influence de cette population sur la dynamique Galactique, et le comportement de la fonction initiale de masse à l'approche du régime naine brune. Ces objets permettent d'autre part des tests sévères de notre compréhension de la physique des objets dégénérés, et des atmosphères denses et froides dominées par les opacités moléculaires. Dans cette thèse, j'ai d'abord déterminé la fonction de luminosité (nombre d'objets par intervalle de luminosité) jusqu'à la limite étoiles-naines brunes, ce qui est la première étape de la construction de la fonction de masse. Pour cela j'ai utilisé le relevé DENIS (a Deep Near Infrared Southern sky survey qui est parfaitement adapté à la détection de ces objets, et étudié les biais importants de la fonction de luminosité introduits par le bruit. Au cours de ces travaux la première naine brune confirmée du champ a été découverte et une étude spectroscopique des naines brunes froides a été entreprise. Pour passer de cette fonction de luminosité à la fonction de masse, il est ensuite necessaire, 1- de corriger le biais important de la fonction de luminosité causé par les étoiles binaires, et 2- de disposer d'une bonne relation masse-luminosité. Ces deux étapes de la détermination de la fonction de masse passent par une étude de binarité. Une recherche systématique de binaires spectroscopiques a donc été entreprise dans cette thèse. Elle a révélé que le voisinage solaire (à moins de 9 pc) reste mal connu, et qu'un nombre important de compagnons y reste à découvrir (11 ont été mis en évidence ici). La distance des systèmes doubles non identifiés est également sous-estimée. Enfin, l'étude de la rotation des naines M du champ a été un sous-produit important du programme de recherche de binaires. Elle a clairement montré que l'activité chromosphérique de ces objets, depuis longtemps connue, est bien due à leur rotation. L'allongement du temps de freinage aux type spectraux les plus tardifs est ainsi demontrée jusqu'à des âges beaucoup plus grands, et jusqu'à des masses où les étoiles sont entièrement convectives.

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Ce mémoire présente une exploitation additionnelle du catalogue LSPM comportant deux grandes parties, soit la poursuite du relevé des naines blanches à l'intérieur d'un rayon de 40 pc et l'étude de la contrepartie SDSS de ce catalogue. La première consiste à utiliser les critères basés sur des diagrammes de mouvements propres réduits établis dans des travaux antérieurs afin de dresser une liste de candidates naines blanches. Quelques modifications quant à l'ordre de priorité ainsi que le critère basé sur les magnitudes photographiques seront apportées. Une approche de moindres carrés non-linéaire appliquée aux magnitudes observées dans les systèmes photométriques disponibles permet ensuite de déterminer la distance des objets sélectionnés par comparaison avec les plus récents modèles de naines blanches disponibles. Un second critère est appliqué en se basant sur la qualité de l'ajustement résultant de la procédure. Ceci mènera à l'identification de 31 nouvelles naines blanches, dont 11 situées vraisemblablement à moins de 40 pc. Une nouvelle liste de candidates a aussi pu être établie pour la poursuite du relevé. La seconde partie consiste à utiliser tous les objets du 7e relevé du SDSS identifiés dans le catalogue LSPM pour l'étude statistique des naines blanches, essentiellement via la détermination de leur fonction de luminosité. Pour ce faire, un critère basé sur les diagrammes de mouvements propres réduits sera encore une fois utilisé. La distance des objets sélectionnés sera déterminée selon la même procédure, mais cette fois en ne se limitant pas à 40 pc. La méthode de pondération selon le volume observable (1/v_max) est utilisée afin de compenser pour le biais introduit par la sensibilité du catalogue à la magnitude. Cependant, d'autres facteurs viennent influencer la détermination de la fonction de luminosité et une analyse de ceux-ci est finalement présentée. / We present an additional exploitation of the Lépine \& Shara Proper Motion catalog (LSPM) divided in two main parts: a follow up and some improvements on the census or northern white dwarfs within 40 pc of the Sun and a study of the SDSS white dwarfs component in the LSPM survey. The former consists in the use of criteria previously established in order to create a list of white dwarf candidates with an associated priority. The priority order has been enriched and one of the criteria has been slightly modified. We then use a non-linear least square method to the observed magnitudes in each available photometric system simultaneously in order to determine the atmospheric parameters and, in particular, the distance of each white dwarf candidate. This approach allows a second criteria to be applied on our sample based on the goodness of the fit. This will lead us to the identification of 31 new white dwarfs, from which 11 are likely to remain within 40 pc of the Sun. A new list of 340 candidates has also been established for eventual observations. The latter consists in the use of all the objects from the 7th data release of the SDSS that have a counterpart in the LSPM catalog to elaborate a statistical study of white dwarfs, in this case by calculating the white dwarf luminosity function. To do so, one of the same criterion mentioned above will be used to make a first selection of presumed white dwarfs. Afterwards, the distance will be determined by the same least-square method, but without any restriction on the distance. To balance the effect due to the sensibility in magnitude of the survey, we used a ponderation method based on the maximum observable volume (1/v_max). However, other factors come to affect our results and the last part of this work concentrates on their identification.

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L'évolution des galaxies est relativement bien contrainte jusqu'au premier milliard d'années de l'Univers. Au delà de cette limite et compte-tenu du faible nombre de sources confirmées à z>6.0, il est difficile de déterminer le rôle joué par les premières galaxies à cette époque. L'objectif de ce travail de thèse était de déterminer l'évolution de la fonction de luminosité des galaxies au cours du premier milliard d'années en se basant sur un échantillon représentatif d'objets à grand redshift (z>4.5) suffisamment brillant pour être observé par les spectrographes actuels. Dans ce but, nous avons réalisé une sélection photométrique ciblée de galaxies à cassure de Lyman dans deux champs de vue : un premier autour de l'amas de galaxies d'Abell 2667 et un second dans un très grand champ vide (le relevé WUDS). L'étude des données prises autour d'Abell 2667 a montré un taux de contamination d'environ 80% de notre échantillon d'objets à z≈8. Nous avons mis en évidence l'existence d'une population atypique de galaxies fortement rougies par la poussière à z≈2, et qui ne peuvent être écartées des échantillons qu'en ajoutant des contraintes dans l'IR lointain. Les observations spectroscopiques ont permis d'identifier un nouveau type de contaminant à bas redshift combinant deux populations stellaires d'âges très différents, et demandant une profondeur photométrique extrême afin de les exclure des échantillons actuels. A partir des échantillons dégagés nous avons pu apporter des contraintes fortes et indépendantes sur la partie brillante de la fonction de luminosité, et ainsi en déduire de façon homogène son évolution au cours du premier milliard d'années de l'Univers.

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De nouveaux modèles d'atmosphère sont présentés, incluant les profils de raie d'hélium neutre améliorés de Beauchamp (1995) et le formalisme de probabilité d'occupation pour ce même atome. Ces modèles sont utilisés pour calculer une grille de spectres synthétiques correspondant à des atmosphères riches en hélium et contenant des traces d'hydrogène. Cette grille est utilisée pour déterminer les paramètres atmosphériques principaux des étoiles de notre échantillon, soient la température effective, la gravité de surface et l'abondance d'hydrogène. Notre échantillon contient des spectres visibles de haut rapport signal-sur-bruit pour 102 naines blanches riches en hélium, dont 29 ont été observés au cours de ce projet, ce qui en fait le plus grand échantillon de spectres de qualité de naines blanches riches en hélium. Des spectres synthétiques ont été calculés en utilisant différentes valeurs du paramètre α de la théorie de la longueur de mélange dans le but de calibrer empiriquement la valeur de ce paramètre pour les DB. Afin d'améliorer la précision sur les paramètres atmosphériques de quelques étoiles, nous avons utilisé des spectres couvrant la raie Hα pour mieux déterminer l'abondance d'hydrogène. Finalement, nous avons calculé la distribution de masse de notre échantillon et la fonction de luminosité des DB. La distribution de masse montre une coupure à 0.5 fois la masse solaire qui est prédite par les modèles d'évolution stellaire et dévoile une masse moyenne significativement plus élevée pour les étoiles de type DBA. La masse moyenne de l'ensemble des DB et DBA est très proche de celle des DA. La fonction de luminosité nous permet de calculer que le rapport du nombre de DB sur le nombre de DA vaut environ 25%. / New model atmospheres are presented, including improved neutral helium lines from Beauchamp (1995) and the occupation probability formalism for that atom. These models are used to compute a grid of synthetic spectra for helium rich atmospheres with different hydrogen abundances. This grid is used to determine the principal atmospheric parameters of the stars in our sample, e.g. effective temperature, surface gravity and hydrogen abundance. There are 102 high quality spectra of helium-rich white dwarfs in our sample, making it the largest sample of this kind. 29 of these spectra were observed for this project. Synthetic spectra using different values of the α parameter from the mixing length theory have been calculated in order to determine the correct value of this parameter for DB model atmospheres. Finally, we have computed the mass distribution of our sample and the DB luminosity funtion. The mass distribution shows a clear cutoff at 0.5 solar masses which is predicted by stellar evolution theory and gives a significantly higher mean mass for the DBA stars of the sample. However, the global mean mass of our sample is very close to that of DA stars. With our luminosity function, we found a number ratio of DB stars over DA stars of about 25%.