La presence d’inhomogénéite de matière le long de la ligne de visée d’une source lumineuseprovoque la déviation des rayons lumineux : c’est l’effet de lentille gravitationnelle. Dans cette thèse, nous etudions l’effet de lentille gravitationnelle qui affecte les supernovae détectées par le Supernova Legacy Survey et induit une dispersion supplémentaire dans leur distribution en magnitude observée. Cet effet est mis en évidence par la mesure d’une corrélation positive entre : d’une part, le résidu au diagramme de Hubble c’est-à -dire à l’ajustement de la dépendance en redshift de la magnitude de la supernova ; d’autre part, la magnification calculée en modélisant les halos galactiques présents le long de la ligne de visée. Une corrélation positive est estimée, en utilisant les données à cinq ans du Supernova Legacy Survey. Le résultat obtenu est compatible avec les résultats précédemments obtenus sur un lot de supernovae plus restreint. / The presence of mass inhomogeneities along the line of sight of propagation of light fromdistant objects can induce deflection in the flight path of the photon. This phenomenon is called as gravitational lensing. Lensing can have both distortion (shear) and isotropic magnification effects on the source. We studied the effect of lensing magnification on supernova (SN) Ia in this thesis. Presence of lensing would introduce a source of contamination to the brightness distribution of the source (SN Ia in our case). Thus it also enables one to compute the lensing effect indirectly from the Hubble diagram (i.e. from the residual to the Hubble diagram). In this thesis we computed the correlation between these two effects : the Hubble residual and the computed lensing magnification for the SN by the line of sight foreground dark matter haloes. A detection of positive correlation between these two would signify the positivity of lensing signal detection. The data sample is the spectroscopic SNe Ia sample from the five years full SNLS data and the Hubble resiudals are those of the preliminary cosmology analysis performed on SNLS5 data. We obtain a signal of _ = 0.177 at 2.51_. This result is consistent with the previous SNLS three years data lensing analysis results.

L'objet du projet CALAS est l'étude de la supergranulation solaire, structure à grande échelle de la photosphère. L'origine de la supergranulation est encore controversée et nécessite des observations à très haute résolution spatiale sur un grand champ de vue. Le projet CALAS répond à ces exigences en proposant de concevoir une caméra rapide combinant grand champ et haute résolution, installée à la Lunette Jean Rösch, réfracteur de 50 cm de diamètre situé au Pic du Midi. Cette caméra utilise des capteurs CMOS (Complementary Metal Oxide Semi-conductor) dont les avantages sont notamment la rapidité de lecture, le coût réduit et de grands formats disponibles.<br />Nous avons conçu une chaîne d'acquisition complète, comprenant la caméra et son électronique de commande, une électronique de lecture couplée à un logiciel de prise de vues, et un système de stockage des données.<br />Le projet a également consisté à concevoir un banc optique sur deux voies permettant l'observation de la surface solaire en mode imagerie mais aussi en mode Doppler et magnétographie, par l'utilisation d'un filtre magnéto-optique. Le travail a également nécessité d'étudier l'intégration de CALAS au sein de la Lunette Jean Rösch, en participant à la jouvence de cet instrument.<br />Enfin, au cours de ce projet, outre de nombreuses missions d'observation à la Lunette Jean Rösch, j'ai également été amené à participer à une campagne internationale d'observations coordonnées consacrée à l'étude des mouvements de la photosphère dans l'environnement de filaments. A l'issue de cette thèse, les premières observations à grand champ et haute résolution de la photosphère solaire ont été réalisées à la LJR, et leur excellente qualité se révèle déjà tout à fait prometteuse pour la suite de l'exploitation scientifique.

Il y a presque dix ans que l'accélération de l'expansion de l'Univers a été mise en évidence grâce aux observations des supernovae de type Ia et du fonds diffus cosmologique. Cette découverte a changé notre compréhension du contenu énergétique de l'Univers puisque pour expliquer une telle accélération, une composante supplémentaire de matière (effective ou non) est nécessaire et contribue à hauteur de 70%. Cette dernière est appelé "énergie noire". Elle affecte aussi bien les mesures de distance, que la croissance des sur-densités de matières primordiales qui donnent naissance aux structures. Les principales sondes sensibles à ces deux dernières quantités sont les supernovae de type Ia, les amas de galaxies, les lentilles gravitationnelles, et les oscillations acoustiques des baryons (BAO). Afin de contraindre précisément les modèles théoriques (Constante Cosmologique, modification de la théorie de la relativité générale par exemple) qui tentent de déterminer la nature de l'énergie noire, l'observation de chacune de ces quatre sondes est indispensable. Le niveau de précision sur la mesure des paramètres des modèles d'énergie noire requis est tel qu'une nouvelle génération d'instruments va voir le jour dans les années à venir avec notamment le télescope LSST (Large Synoptic Survey Telescope). Le télescope LSST dont le miroir primaire fait 8.4 mètres de diamètre, produira un sondage couvrant la moitié du ciel observable dans 6 bandes photométriques pendant 10 ans. Sa caméra sera la plus grosse caméra jamais construite dans le monde avec un plan focal de 3.2 milliards de pixels. Cette thèse présente à la fois un aspect expérimental et phénoménologique. Le travail présenté porte tout d'abord sur l'élaboration du banc d'étalonnage de la caméra de LSST, et des premières mesures optiques validant le schéma de principe du banc. Nous présenterons ensuite la simulation des BAO dédiée à LSST tentant de prédire à quelle précision les paramètres d'énergie noire pourront être contraint. L'accent est mis sur la production d'un catalogue photométrique de galaxies simulé ainsi que sur une méthode de calcul des redshifts photométriques. La validation de la méthode grâce à des données spectro-photométriques du CFHTLS est également présentée.

L'optique adaptative (OA) permet de corriger en temps réel les déformations du front d'onde induites par la turbulence atmosphérique. Cependant, cette technique aujourd'hui mature connaît une limitation fondamentale : l'anisoplanétisme. Pour y pallier, différents concepts d'OA grand champ ont été développés. La turbulence est alors mesurée dans plusieurs directions afin de l'estimer tomographiquement. Ces systèmes soulèvent des problématiques spécifiques, telles que leurs processus d'étalonnage et leur contrôle temps réel au moyen de lois de commande tomographiques. Mes travaux de recherche ont consisté à modifier et optimiser le banc OA grand champ de l'Onera pour ensuite y implanter et comparer différentes loi de commande tomographiques envisagées pour les futurs instruments. Pour cela, une caractérisation et une implantation de nouveaux composants ont été effectuées, et j'ai développé une procédure d'identification de paramètres système dans un objectif double: alignement du banc et optimisation de lois de commande. Quatre lois de commande, explorant la diversité des solutions proposées, sont ensuite étudiées, du simple reconstructeur moindre carré à la commande optimale linéaire quadratique gaussienne, en passant par des approches de type pseudo boucle ouverte ou miroir déformable virtuel. Pour chacune, une optimisation des facteurs de réglage est effectuée, et une performance en fonction du champ est établie, ce pour plusieurs valeurs de rapport signal à bruit. Les résultats expérimentaux sont mis en regard avec les résultats obtenus par simulation, et les lois de commande sont comparées ensuite en terme de performance, robustesse et simplicité de mise en œuvre. / Adaptive Optics (AO) provides a real-time correction of the atmospheric turbulence effects. This technique is now well mastered; nonetheless it is limited by the anisoplanatism effect. Wide Field AO concepts have been developed to overcome this limitation. Turbulence is probed in several directions in order to perform a tomographic reconstruction of the turbulent volume. These complex systems raise critical challenges such as tomographic control and calibrations.My PhD work is focused on implementation and comparison of different tomographic control schemes developed in the perspective of future systems, after an optimisation of the Onera wide field AO bench. Calibration and integration of new components have been performed, and I have developed a method to identify system parameters with a twofold goal: bench alignment and control laws optimisation. Four control schemes have been studied, exploring the proposed solutions, from the simplest least-square to the optimal linear quadratic gaussian solutions including virtual deformable mirror and pseudo open loop approaches. In each case, an optimisation of tuning factors is performed and low and high noise conditions are explored, for several different fields of views. Experimental results are compared to numerical ones and control laws are analyzed in term of performance, robustness and implementation simplicity.

Mon travail de recherche au cours de ces trois années de thèse sous la direction de Thierry Forveille et de Xavier Delfosse au laboratoire d'astrophysique de Grenoble a été consacré à la recherche de naines brunes dans un relevé grand champ de nouvelle génération que nous avons appelé le Canada-France Brown Dwarf Survey -CFBDS-. La thématique de ma thèse est centrée sur l'étude des naines brunes froides et la constitution d'un grand échantillon de naines brunes, comme base pour une analyse statistique photométrique et spectroscopique. J'étais chargé en premier lieu de la mise au point du pipeline d'analyse et de sélection des candidats au sein de la collaboration internationale dédiée à la recherche de naines brunes et de quasars à grand décalage vers le rouge. En tant que seul membre de la collaboration à travailler à plein temps sur le projet, j'ai toutefois été amené à m'impliquer fortement dans presque toutes les facettes du projet. En parallèle du travail scientique que je présente dans ce manuscript, j'ai consacré une part importante de ma thèse à la coordination du travail entre les différentes personnes impliquées dans le CFBDS de par le monde. Dans le chapitre 1, je fais un récapitulatif rapide de l'ensemble des avancées scientiques dans le domaine des naines brunes avant la présente thèse. Le chapitre 2 présente le Canada- France Brown Dwarf Survey, qui fournit les données au coeur de mon travail, ainsi que notre stratégie d'analyse. Le chapitre 3 détaille le pipeline que j'ai mis en place pour identier au mieux les quelques centaines d'astres qui nous intéressent parmi les dizaines de millions de sources que comptent les images du CFBDS. Ce chapitre met aussi en évidence les performances de la fonctionnalité d'analyse d'image par ajustement de fonction d'étalement du point -PSF- que j'ai adjointe au logiciel Source Extractor. Les candidats ainsi identiés sur la base de leur photométrie sont présentés dans le chapitre 4. Dans ce chapitre je décris mes méthodes d'estimation des biais statistiques du CFBDS, ainsi que la fonction de luminosité des naines brunes du champ que nous en avons extraite. Enn le chapitre 5 donne une revue détaillée des informations contenues dans le spectre des naines brunes. J'y présente ensuite nos observations spectroscopiques ainsi que les résultats associés, notamment la découverte d'absorption par l'ammoniac dans le spectre de la naine brune la plus froide publiée à ce jour, CFBDS0059, ainsi que la découverte de la première naine T sous-métallique.

Qu'ont en commun la détection de carbone atomique à un redshift de 4, la cartographie à 1" de résolution de l'émission 12CO(1-0) de la galaxie du tourbillon (M51), l'étude des avant-plans galactiques de Planck, et l'étude de la cinématique du disque et du flot moléculaire de la proto-étoile HH30 ? Au-delà du fait qu'elles sont réalisées dans le domaine (sub-)millimétrique, ces observations sont liées aux processus physiques et chimiques du milieu interstellaire. Caractériser ces processus permet de comprendre les objets les plus divers de l'univers, des plus proches au plus lointains, des plus petits au plus grands. Je décris ici une décennie de travail consacrée à la compréhension du milieu interstellaire. Je commence par présenter deux des approches scientifiques que j'ai prises. La première concerne la caractérisition d'une des transitions les moins bien comprises du gaz dans son chemin vers la formation des étoiles, à savoir la transition HI vers H2.Je montre comment l'interprétation de l'émission 12CO(1-0) pointe tout autant vers le milieu dense et froid que vers le milieu diffus et tiède. Dans un 2ème temps, je décris la nécessité et la mise en place d'une référence observationnelle (la chevelure de la nébuleuse de la Tête de Cheval) pour les modéles photochimiques, eux-mêmes utilisés dans tous les contextes évoqués ci-dessus. La décennie qui vient sera aussi féconde grâce à plusieurs événements. Tout d'abord, la communauté qui étudie le milieu interstellaire se structure rapidement autour de grands projets. A mon niveau, je suis porteur du contrat ANR << Structure and CHemistry of the Inter-Stellar Medium >> (SCHISM) qui réunit observateurs, numériciens et théoréticiens de l'IRAM et de l'Observatoire de Paris. Par ailleurs, l'instrumentation radio fait des progrès spectaculaires qui vont déboucher sur la spectro-imagerie grand champ à haute résolution angulaire et spectrale. L'IRAM a un rôle prépondérant dans cette aventure et j'y contribue au niveau logiciel et algorithmique. Enfin, je participe à la maturation des nouveaux instruments comme les caméras grand-champs pour les antennes uniques et les projets ALMA et NOEMA en interférométrie (sub-)millimétrique. La conjonction de ces facteurs contribuera à percer à jour l'origine des galaxies, des étoiles, des systèmes planétaires et des molécules prébiotiques.

Il y a presque dix ans que l'accélération de l'expansion de l'Univers a été mise en évidence grâce aux observations des supernovae de type Ia et du fonds diffus cosmologique. Cette découverte a changé notre compréhension du contenu énergétique de l'Univers puisque pour expliquer une telle accélération, une composante supplémentaire de matière (effective ou non) est nécessaire et contribue à hauteur de 70%. Cette dernière est appelé «énergie noire». Elle affecte aussi bien les mesures de distance, que la croissance des sur-densités de matières primordiales qui donnent naissance aux structures. Les principales sondes sensibles à ces deux dernières quantités sont les supernovae de type Ia, les amas de galaxies, les lentilles gravitationnelles, et les oscillations acoustiques des baryons (BAO). Afin de contraindre précisément les modèles théoriques (Constante Cosmologique, modification de la théorie de la relativité générale par exemple) qui tentent de déterminer la nature de l'énergie noire, l'observation de chacune de ces quatre sondes est indispensable. Le niveau de précision sur la mesure des paramètres des modèles d'énergie noire requis est tel qu'une nouvelle génération d'instruments va voir le jour dans les années à venir avec notamment le télescope LSST (Large Synoptic Survey Telescope). Le télescope LSST dont le miroir primaire fait 8.4 mètres de diamètre, produira un sondage couvrant la moitié du ciel observable dans 6 bandes photométriques pendant 10 ans. Sa caméra sera la plus grosse caméra jamais construite dans le monde avec un plan focal de 3.2 milliards de pixels. Cette thèse présente à la fois un aspect expérimental et phénoménologique. Le travail présenté porte tout d'abord sur l'élaboration du banc d'étalonnage de la caméra de LSST, et des premières mesures optiques validant le schéma de principe du banc. Nous présenterons ensuite la simulation des BAO dédiée à LSST tentant de prédire à quelle précision les paramètres d'énergie noire pourront être contraint. L'accent est mis sur la production d'un catalogue photométrique de galaxies simulé ainsi que sur une méthode de calcul des redshifts photométriques. La validation de la méthode grâce à des données spectro-photométriques du CFHTLS est également présentée. / More than ten years ago, the accelerated expansion of the Universe was discovered, by type Ia supernovae, and then confirmed by other probes. This discovery has changed our understanding of the energetic content of the Universe. Indeed, in order to explain such an acceleration, a new component has to be introduced and it must contribute to 70% of the total energy density. This component, the so called Dark Energy, affects both cosmological distances and the growth of structures from which galaxies originates. The main cosmological probes of dark energy are the type Ia supernovae, the galaxy cluster count, the weak gravitational lensing and the baryon acoustic oscillations (BAO). In order to precisely constrain theoretical models, such as the cosmological constant, a modify gravity or a new scalar field, joint observations of all four probes are very efficient. The required accuracy on cosmological measurements is so high that a new generation of instruments is growing, among which the Large Synoptic Survey Telescope (LSST). The telescope, with a primary mirror of 8.4 m diameter, will cover half of the optical sky in six photometric bandpasses. Its camera will be the world biggest camera ever constructed with a focal plane array composed of 3.2 Gpixels. This thesis treats both the experimental and phenomenological aspects. Firstly, the work presented here consists in the development of the LSST camera calibration optical bench. We have designed a system allowing an efficient commissioning of the camera before its installation on the telescope, and a precise calibration of the focal plane. Preliminary measurements validating the design of the bench will be presented. Secondly, a detailed Baryon Acoustic Oscillations simulation dedicated to LSST will be introduced. Its main goal is to predict the level of precision on the dark energy equation of state parameter reconstruction that will be reached with LSST. We will stress on the production of a mock photometric galaxy catalog and on the photometric redshifts computation. A validation of the method on real spectro-photometric from CFHTLS will also be shown.