La recherche systématique d'effets de microlentille gravitationnelle vers le centre galactique permet de sonder la structure galactique. Le travail de thèse présenté ici concerne l'analyse des données collectées vers le centre galactique par l'expérience Eros2 pendant toute sa durée (1996-2003) : 66 degrés carrés du ciel situés de part et d'autre du plan galactique étaient surveillés. Les courbes de lumière d'environ 50 millions d'étoiles ont pu être construites dans deux filtres. Les effets de microlentille gravitationnelle d'une durée comprise entre 4 jours et 500 jours et dont l'amplification maximum est supérieure à 2,18 ont été recherchés ; ceci permet de sélectionner des candidats convaincants et constitue une originalité par rapport aux analyses précédentes (Eros2 et concurrents) où l'on considérait une amplification maximum supérieure à 1,34. L'analyse a révélé 139 candidats de microlentille gravitationnelle. Pour calculer la profondeur optique, l'échantillon d'étoiles sources a été restreint aux étoiles situées autour de l'amas des étoiles géantes rouges dans le diagramme couleur magnitude. Ce sous-échantillon constitué de 5,57.10e6 étoiles présente 91 candidats parmi les 139 avec une efficacité moyenne de détection de 56%. La profondeur optique correspondante est de (1,79+/-0,20).10e-6, elle est compatible avec les valeurs attendues par les modèles galactiques. Ce résultat est en accord avec le dernier résultat du groupe Macho mais est plus bas que celui des expériences concurrentes Ogle et Moa qui donnent une profondeur optique 2 à 3 fois plus grande que celle prédite par les modèles. Par ailleurs, la grande statistique des données Eros2 collectées vers le centre galactique a permis de calculer la profondeur optique pour différentes latitudes galactiques, mettant ainsi en évidence le gradient de profondeur optique attendu du fait de la diminution de la densité d'objets compacts avec la distance au plan galactique.

L'une des prédictions fortes de la Relativité Générale d'Einstein repose sur la capacité de toute masse à courber l'espace-temps et par là-même à infléchir la course des rayons lumineux. Une conséquence directe est alors l'effet de lentille gravitationnelle: les images de sources situées en arrière-plan d'un objet massif sur la ligne de visée sont déformées, amplifiées voire démultipliées. Les amas de galaxies, structures les plus massives de l'Univers, produisent l'effet le plus intense. Leur histoire, leur processus de formation, et leur état dynamique actuel constituent des éléments clés pour comprendre la formation et l'évolution de l'Univers lui-même. La présente thèse se propose de comprendre et de contraindre la distribution de masse d'un échantillon d'amas de galaxies telle que l'on peut la mesurer grâce à l'effet de lentille gravitationnelle faible, par le biais d'une étude statistique des objets faiblement déformés permettant de mesurer l'intensité de la distorsion.

Cette thèse comprend deux parties relativement distinctes. Dans la première, nous présentons l'analyse de 16 millions de courbes de lumière collectées par EROS II vers différentes longitudes dans le plan Galactique durant 7 saisons d'observation. Après avoir crée des images de référence et des courbes de lumière, nous avons recherché des effets de microlentille gravitationnelle parmi les courbes de lumière produites en appliquant une analyse discriminante, tout en calculant notre efficacité de détection sur un lot de courbes de lumière simulées. Nous avons mis en évidence 24 candidats, ce qui nous a permis de mesurer la profondeur optique vers nos cibles. La profondeur optique moyenne vers les bras spiraux est $<\tau_(GSA)> = 0.38\pm0.08$. Notre résultat est compatible avec les prédictions de modèles Galactiques tirés de la littérature, dans lesquels le bulbe central est modélisé par une barre, et favorise ceux sans matière cachée dans le disque. Outre la statistique, la principale limi tation dans notre analyse provient du fait que les distances où sont situées les étoiles cibles sont mal connues.<br> Dans la seconde partie, nous présentons l'analyse des données spectroscopiques, collectées durant une campagne internationale de recherche de supernovae Ia menée au printemps 1999, à laquelle EROS II a participé. Une vingtaine de supernovae Ia ont été découvertes puis suivies pendant cette campagne. Nous avons réduit les données spectroscopiques les concernant, qui consistent en une centaine de spectres au total. Nous avons developpé pour celà un programme original permettant de séparer le flux de la supernovae de celui de sa galaxie hôte. Nous avons ensuite procédé à une étude de stan dardisations sur un lot regroupant des objets de la campagne 1999 et des objets découverts antérieuement. L'étude sur ces 17 supernovae Ia a permis de confirmer l'interêt des spectres pour la standardis ation. Elle montre en particulier que la standardisation à partir de spectres est aussi efficace que celle basée sur le taux de décroissance des courbes de lumière.

La nature de la matière sombre demeure aujourd'hui une des interrogations majeures de la cosmologie. Une hypothèse envisageable est qu'elle soit en partie constituée de matière baryonique ordinaire sous forme d'objets compacts sombres, appelés "MACHOs" (MAssive Compact Halo Objects), situés dans le halo des galaxies. Pour détecter de tels objets, il est possible de rechercher les effets de microlentille gravitationnelle qu'ils produisent lorsqu'ils passent devant une étoile d'arrière plan. La collaboration AGAPE effectue cette recherche en direction de la galaxie M31 (Andromède), située à environ 725 kpc. A cette distance, très peu d'étoiles sont résolues, c'est pourquoi la collaboration a dû imaginer et mettre en oeuvre une méthode d'analyse, nommée "méthode des pixels", permettant de détecter les variations de luminosité directement dans les pixels de la caméra CCD. <br> La collaboration POINT-AGAPE a observé M31 entre 1999 et 2002, à l'aide du télescope de 2,5 m Isaac Newton (INT), à La Palma, aux îles Canaries, avec la caméra grand champ WFC, couvrant deux champs de 0,3 deg$^2$. Cette thèse porte sur l'analyse des données issues des deux premières saisons d'observation (d'août 1999 à janvier 2001). Une dizaine de candidats microlentille ont été détectés. Dans la plupart des cas l'hypothèse d'étoiles variables reste vraisemblable et sera mieux contrainte lorsque la dernière saison de données sera analysée. Quatres candidats ont cependant particulièrement retenu l'attention car, ayant eu lieu sur des échelles de temps de quelques jours, il est particulièrement difficile d'envisager une alternative à leur interprétation en tant que microlentille. <br> Pour deux candidats sur les quatre, l'hypothèse d'auto-lentilles (i.e : les lentilles sont elles-mêmes des étoiles de M31 situées en avant plan des étoiles sources) est favorisée car ils sont situés proches du bulbe de la galaxie. Un troisième candidat se trouve à 2'54'' du centre de M32, une galaxie elliptique naine satellite de M31. Si M32 se trouve en avant plan de M31, la profondeur optique est vraisemblablement dominée à cet endroit par les événements ayant comme étoile source une étoile du disque de M31 et comme lentille une étoile de M32. Le dernier candidat est une étoile du disque de M31 amplifiée soit par un MACHO soit par une autre étoile du disque. Bien que la seconde éventualité semble moins vraisemblable, elle n'est pas exclue. Quoi qu'il en soit, le nombre d'événements détectés est très inférieur à celui prédit par la simulation Monte Carlo de l'expérience, même dans le cas d'un halo exempt de MACHO. Ceci montre que : soit il existe un biais mal compris dans l'efficacité de détection ; soit les modèles (fonctions de luminosité, de densité, etc.) adoptés pour simuler la galaxie doivent être revus. La première éventualité est en cours d'investigation.

Cette thèse porte sur la conception de trajectoires interplanétaires, à poussée faible. Les systèmes de propulsion électriques, à poussée faible ou continue, ont permis d'accroître significativement les possibilités de trajectoires, au détriment de mission plus longues. La poussée faible limite également la manoeuvrabilité du système. Afin de parer à ces inconvénients, on utilise généralement des manoeuvres d'assistances gravitationnelles, pour ainsi réduire la consommation et la durée de transfert de la sonde. Le rôle de l'analyste mission est donc de déterminer le meilleur scénario (la séquence de planètes à visiter). De nos jours, ce problème est résolu de manière expérimentale et heuristique. Cependant, bien que la trajectoire produite soit optimale à scénario donné, il n'y a aucune garantie que le scénario en lui-même soit optimal. De plus, cette approche est relativement fastidieuse. Notre objectif a donc été de mettre en place des outils et méthodes permettant de trouver des scénario optimaux pour un objectif fixé. Durant cette thèse, nous avons suivit 2 approches. La première approche consiste à considérer le problème comme étant un problème d'optimisation globale, à variables discrètes. Un ensemble de scénario est étudié à priori. Pour simplifier et faciliter la recherche de séquences, on a modélisé le problème de transfert à poussée faible, en utilisant un principe d'inversion dynamique. Ce modèle utilise des arcs balistiques pour minimiser la consommation, et introduire des degrés de liberté supplémentaires pour satisfaire des contraintes terminales. On a mis au point un algorithme de complexité polynomiale pour résoudre le problème. Afin de réduire le coût calculatoire, nous avons mis en place des contraintes de " pruning " permettant de réduire l'espace de recherche. La deuxième approche consiste à formuler le problème comme un problème de commande optimale, où la dynamique inclut les principaux corps perturbateurs. Le scénario est alors déterminé à postériori. On résoud numériquement le problème au N corps. On montre que les méthodes indirectes (Pontryaguin) et directes (Collocation, Transcription) ne nous permettent pas de résoudre ce problème. On a donc mis au point un solveur de deuxième ordre respectant à la fois les conditions d'optimalité et de précision connues des méthodes indirectes, et des propriétés de robustesse généralement attribué aux méthodes directes.

Le projet LIGO a pour but la détection et l'étude d'ondes gravitationnelles via un réseau de détecteurs. LIGO possède deux détecteurs d'architecture et de fonctionnement identiques, situés aux États-Unis. Chaque détecteur est une version améliorée d'un interféromètre de Michelson avec des bras optiques de 4 km de long. Ces interféromètres ont observé une onde gravitationnelle pour la première fois en septembre 2015, suivi par cinq autres détections à ce jour. Ces détections marquent le début d™une nouvelle ère pour l'astrophysique, en liaison étroite avec la physique des trous noirs et des étoiles à neutrons. Depuis, un grand nombre d'activités sont en développement pour perfectionner les interféromètres. Cette thèse a pour objectif d'améliorer le temps de service des détecteurs, en répondant en particulier à deux problématiques majeures : le problème des impacts environnementaux, et notamment celui des tremblements de terre, ainsi que le problème lié à des couplages opto-mécaniques instables dans les cavités optiques, appelés instabilités paramétriques. Les stratégies de contrôle et les outils développés pour résoudre ces problématiques sont présentés. Les résultats prémilinaires montrent une réduction du temps d'arrêt généré par les tremblements de terre d'environ 40%. De plus, le dispositif ‚Acoustic Mode Damper™ développé pendant la thèse devrait complètement résoudre le problème des instabilités paramétriques pour LIGO. En conclusion, il sera démontré en quoi les problématiques résolues ont permis d'améliorer le cycle de service des détecteurs de LIGO de 4,6%, ce qui correspond à une augmentation du nombre d'ondes gravitationnelles détectées par an de 14%. / The LIGO project is a large-scale physics experiment the goal of which is to detect and study gravitational waves of astrophysical origin. It is composed of two instruments identical in design, located in the United States. The two instruments are specialized versions of a Michelson interferometer with 4km-long arms. They observed a gravitational-wave signal for the first time in September 2015 from the merger of two stellar-mass black holes. This is the first direct detection of a gravitational wave and the first direct observation of a binary black hole merger. Five more detections from binary black hole mergers and neutron stars merger have been reported to date, marking the beginning of a new era in astrophysics. As a result of these detections, many activities are in progress to improve the duty cycle and sensitivity of the detectors. This thesis addresses two major issues limiting the duty cycle of the LIGO detectors: environmental impacts, especially earthquakes, and the issue of unstable opto-mechanical couplings in the cavities, referred to as parametric instabilities. The control strategies and tools developed to tackle these issues are presented. Early results have shown a downtime reduction during earthquakes of ~40% at one of the LIGO sites. Moreover, the electro-mechanical device called ‚Acoustic Mode Damper™ designed and tested during the thesis should completely solve the issue of parametric instabilities for LIGO. In conclusion, we will show that the problems tackled in this thesis improved the overall duty cycle of LIGO by 4.6%, which corresponds to an increase of the gravitational-wave detection rate by 14%.

Dans cette étude, nous proposons une étude théorique et numérique de l'influence des vibrations de hautes fréquences et de faibles amplitudes sur la séparation thermo-gravitationnelle des constituants d'un mélange binaire saturant un milieu poreux. La cellule considérée est horizontale, de grand rapport d'aspect et placée dans le champ de pesanteur. La formulation mathématique est obtenue en utilisant le formalisme des équations moyennées. Les conditions aux limites imposées au niveau des parois horizontales diffèrent de celles du problème de Rayleigh Bénard. On considère respectivement le cas où un flux constant est imposé sur ces parois puis le cas où un flux thermique constant est imposé sur la paroi inférieure alors qu'une température constante est imposée sur la paroi supérieure. Dans les deux configurations, onmet en évidence de solutions stables monocellulairesconduisant à la séparation des constituants du mélange et ce pour une large gamme des paramètres adimensionnels régissant le problème. Les résultats analytiques et de simulations numériques directes sont en très bon accord. Dans les deux cas, une étude de stabilité linéaire de la solution d'équilibre et de la solution monocellulaireest réalisée par méthode spectrale. / In this study, the influence of vertical vibrations on species thermo-gravitational separation of a binary fluid, saturating a porous medium, is presented. The cell is horizontal of large aspect ratio and situated in the gravity field. A formulation using time average equations is used. Two configurations have been considered and compared. In the first one, a constant heat flux is imposed on the horizontal walls and in the second case, a constant heat flux is imposed on the bottom wall while a constant temperature is imposed on the top wall. For each configuration, stable unicellular solutions leading to species separation are obtained, depending on the dimensionless parameters of the problem. The analytical results are in good agreement with those obtained by direct numerical simulations. In both cases, a linear stability analysis of the equilibrium solution and the unicellular one is presented using a spectral method.

Le Principe d'Equivalence (PE) est un pilier fondamental de la Relativité Générale. Il est aujourd'hui remis en question par les tentatives d'élaborer une théorie plus exhaustive en physique fondamentale, comme la théorie des cordes. La mission spatiale MICROSCOPE vise à tester ce principe à travers l'universalité de la chute libre, avec un objectif de précision de 10-15, c'est-à-dire un gain de deux ordres de grandeurs par rapport aux expériences actuelles. Le satellite embarque deux accéléromètres électrostatiques, chacun intégrant deux masses-test. Les masses de l'accéléromètre servant au test du PE sont de compositions différentes, alors que celles de l'accéléromètre de référence sont constituées d'un même matériau. L'objectif est de mesurer la chute libre des masses-test dans le champ gravitationnel de la Terre, en mesurant leur accélération différentielle avec une précision attendue de 10-12 ms-2Hz-1/2 dans la bande d'intérêt. Une violation du PE se traduirait par une différence périodique caractéristique entre les deux accélérations. Cependant, diverses perturbations sont également mesurées en raison de la grande sensibilité de l'instrument. Certaines d'entre elles, comme les gradients de gravité et d'inertie, sont bien définies. En revanche d'autres ne sont pas modélisées ou ne le sont qu'imparfaitement, comme le bruit stochastique et les pics d'accélérations dus à l'environnement du satellite, qui peuvent entraîner des saturations de la mesure ou des données lacunaires. Ce contexte expérimental requiert le développement d'outils adaptés pour l'analyse de données, qui s'inscrivent dans le cadre général de l'analyse des séries temporelles par régression linéaire.On étudie en premier lieu la détection et l’estimation de perturbations harmoniques dans le cadre de l'analyse moindres carrés. On montre qu’avec cette technique la projection des perturbations harmoniques sur le signal de violation du PE peut être maintenue à un niveau acceptable. On analyse ensuite l'impact des pertes de données sur la performance du test du PE. On montre qu'avec l'hypothèse pire cas sur la fréquence des interruptions de données (environ 300 interruptions de 0.5 seconde par orbite, chiffre évalué avant le vol), l'incertitude des moindres carrés ordinaires est multipliée par un facteur 35 à 60. Pour compenser cet effet, une méthode de régression linéaire basée sur une estimation autorégressive du bruit est développée, qui permet de décorréler les observations disponibles, sans calcul ni inversion directs de la matrice de covariance. La variance de l'estimateur ainsi construit est proche de la valeur optimale, ce qui permet de réaliser un test du PE au niveau attendu, même en présence de pertes de données fréquentes. On met également en place une méthode pour évaluer plus précisément la DSP du bruit à partir des données disponibles, sans utilisation de modèle a priori. L'approche est fondée sur une modification de l'algorithme espérance-maximisation (EM) avec une hypothèse de régularité de la DSP, en utilisant une imputation statistique des données manquantes. On obtient une estimée de la DSP avec une erreur inférieure à 10-12 ms-2Hz-1/2. En dernier lieu, on étend les applications de l'analyse de données en étudiant la faisabilité de la mesure du gradient de gravité terrestre avec MICROSCOPE. On évalue la capacité de cette observable à déchiffrer la géométrie des grandes échelles du géopotentiel. Par simulation des signaux obtenus à partir de différents modèles du manteau terrestre profond, on montre que leurs particularités peuvent être distinguées. / The Equivalence Principle (EP) is a cornerstone of General Relativity, and is called into question by the attempts to build more comprehensive theories in fundamental physics such as string theories. The MICROSCOPE space mission aims at testing this principle through the universality of free fall, with a target precision of 10-15, two orders of magnitude better than current on-ground experiments. The satellite carries on-board two electrostatic accelerometers, each one including two test-masses. The masses of the test accelerometer are made with different materials, whereas the masses of the reference accelerometer have the same composition. The objective is to monitor the free fall of the test-masses in the gravitational field of the earth by measuring their differential accelerations with an expected precision of 10-12 ms-2Hz-1/2 in the bandwidth of interest. An EP violation would result in a characteristic periodic difference between the two accelerations. However, various perturbations are also measured because of the high sensitivity of the instrument. Some of them are well defined, e.g. gravitational and inertial gradient disturbances, but others are unmodeled, such as random noise and acceleration peaks due to the satellite environment, which can lead to saturations in the measurement or data gaps. This experimental context requires us to develop suited tools for the data analysis, which are applicable in the general framework of linear regression analysis of time series.We first study the statistical detection and estimation of unknown harmonic disturbances in a least squares framework, in the presence of a colored noise of unknown PSD. We show that with this technique the projection of the harmonic disturbances onto the WEP violation signal can be rejected. Secondly we analyze the impact of the data unavailability on the performance of the EP test. We show that with the worst case before-flight hypothesis (almost 300 gaps of 0.5 second per orbit), the uncertainty of the ordinary least squares is increased by a factor 35 to 60. To counterbalance this effect, a linear regression method based on an autoregressive estimation of the noise is developed, which allows a proper decorrelation of the available observations, without direct computation and inversion of the covariance matrix. The variance of the constructed estimator is close to the optimal value, allowing us to perform the EP test at the expected level even in case of very frequent data interruptions. In addition, we implement a method to more accurately characterize the noise PSD when data are missing, with no prior model on the noise. The approach is based on modified expectation-maximization (EM) algorithm with a smooth assumption on the PSD, and use a statistical imputation of the missing data. We obtain a PSD estimate with an error less than 10-12 ms-2Hz-1/2. Finally, we widen the applications of the data analysis by studying the feasibility of the measurement of the earth's gravitational gradient with MICROSCOPE data. We assess the ability of this set-up to decipher the large scale geometry of the geopotential. By simulating the signals obtained from different models of the earth's deep mantle, and comparing them to the expected noise level, we show that their features can be distinguished.

Durant les deux dernières décennies, de nombreux efforts ont été apportés pour comprendre le processus de formation des structures de l'Univers jeune. Les avancées dans les technologies observationnelles atteintes aujourd'hui permettent d'observer des galaxies de plus en plus loin, y compris celles responsables de la réionisation cosmique qui a eu lors du premier milliard d'années de l'Univers. L'objectif principal de cette thèse a été de poser des contraintes sur la nature et l'abondance des sources responsables de la réionisation cosmique. Plus précisément, l'étude s'est portée sur les galaxies qui forment des étoiles et qui ont une émission Lyman-alpha (LAE) entre z ~ 3 et 6.7. Il est à noter que cette thèse a été réalisée au sein du consortium MUSE, tout nouvel instrument installé au VLT en janvier 2014 dont nous avons exploité les données du GTO. Ce travail de thèse a permis de confirmer la puissance inégalée de MUSE au niveau de la détection et de l'étude de sources extragalactiques faibles sans aucune présélection. Nous avons observé quatre amas-lentilles dont l'amplification de la lumière permet la détection de sources à faible luminosité, au prix d'une diminution du volume d'Univers observé. Nous nous sommes d'abord focalisés sur l'étude de l'amas de galaxies Abell 1689 afin de structurer une méthodologie applicable aux autres amas. En comparant la densité volumique des LAEs détectés aux différentes fonctions de luminosité (FdL) de la littérature, nous sommes arrivés à la conclusion suivante : la pente de la loi de puissance que décrit la fonction de Schechter pour la partie la plus faible est plus petite que alpha <= -1.5, ce qui signifie que le nombre de LAEs croît extrêment vite vers les faibles luminosités. Nous avons ensuite appliqué cette méthode aux autres amas de notre échantillon observés par MUSE. Les LAEs identifiés et mesurés dans ces amas sont typiquement dix fois plus faibles que ceux observés dans les champs vides (39 < log(Lya) < 42.5). Environ un tiers de ces LAEs n'a pas de contrepartie dans le continuum jusqu'à AB ~ 28 sur les images HST et n'aurait donc jamais été vu sur des relevés pointés. Le catalogue final contient plus de 150 LAEs, ce qui nous a permis d'étudier la contribution des objets les plus faibles, ainsi que l'évolution de la pente en fonction du redshift. Les résultats obtenus semblent confirmer que la pente alpha est proche de -2 pour l'ensemble des LAEs compris entre 2.9 < z < 6.7. On observe aussi une évolution de alpha, qui passe de -1.8 à -1.95 entre z ~ 3-4 et z ~ 5-7, un résultat original et non dépendant des données utilisées pour la partie brillante de la FdL. L'intégration de cette FdL permet ensuite de calculer la densité de photons ionisants émis par ces LAEs et de déterminer leur impact relatif sur la réionisation cosmique. A l'avenir, la profondeur de champ atteinte par les données du James Webb Space Telescope (JWST) va repousser la limite de détection de ces galaxies jusqu'à z ~ 8. L'utilisation de spectrographes dans le proche infrarouge comme MOSFIRE/Keck, KMOS/VLT ou le tout récent EMIR/GTC permettent déjà de confirmer des candidats à z >= 7. Cette thèse a apporté des nouvelles contraintes sur la partie faible de la FdL des LAEs pour un redshift allant jusqu'à z ~ 6, un début donc de ce que l'on va pouvoir faire dans les années à venir pour des redshifts de l'ordre de z ~ 7-8. / Significant efforts have been put for the past two decades to understand the formation process of structure in the early Universe. The recent technological advances in the observational field allow for observing galaxies further and further, even the ones responsible for the cosmic reionization which occurred during the first billion years of the Universe. The main goal of this thesis was to impose constraints on the nature and the abundance of the sources responsible of the cosmic reionization. More specifically, the study was focused on the star-forming galaxies that have a Lyman-alpha emission (LAE) between z ~ 3 and 6.7. This thesis has been conducted within the framework of the MUSE consortium, a brand new instrument installed on the VLT in January 2014, as part of the exploitation of the Guaranteed Time (GTO). This thesis work has enabled us to confirm the unrivalled power of MUSE concerning the detection and the study of weak extragalactic sources without any preselection. We have observed four lensing clusters which magnify the incident light and make it possible to detect faint sources, at the expense of a decrease of the volume of the observed Universe. At first we started with the study of the galaxy cluster Abell 1689 in order to build up a methodology we intend to apply on other galaxy clusters. By comparing the volume density of the detected LAEs to the luminosity functions (LF) coming from the literature, we have reached the following conclusion : the slope of the power law from the Schechter function is smaller than alpha <= -1.5, which means that the number of LAEs increases drastically towards the faint luminoities. Then we have applied the new-build method to the other galaxy clusters of our sample observed with MUSE. The LAEs we have detected and measured in this sample are roughly ten times fainter than the ones observed in blank fields thanks to the lensing effect (39 < log(Lya) < 42.5). About one third of them lacks a counterpart in the continuum up to AB ~ 28 on the HST images and couldn't have been seen on targeted surveys. The final catalog includes more than 150 LAEs, this amount has enabled us to study the contribution of the faintest ones and also the evolution of the slope according to the redshift. The results of this work seem to confirm that the slope alpha is close to -2 for all the 2.9 < z < 6.7 LAEs. Furthermore, one can notice the evolution of alpha from -1.8 to -1.95 between z ~ 3-4 and z ~ 5-7, an original result and irrespective of the data set used to complement the present sample towards the bright region of the LF. The integral of the LF allows for working out the ionizing photons density emitted by these LAEs and for determining their relative impact on the cosmic reionization. In the future, the depth of the James Webb Space Telescope (JWST) observations will improve the limits of galaxy detection, certainly up to z ~ 8. The use of near-IR spectrographs such as MOSFIRE/Keck, KMOS/VLT or the very recent EMIR/GTC already provides the confirmation of z >= 7 candidates. This thesis brought new constraints on the faint-end part of the LF of LAEs for a redshift up to z ~ 6, which represents a beginning with respect to all we can do in the coming years for redshifts up to z ~ 7-8.

En décembre 2015, les détecteurs LIGO ont pour la première fois détecté une onde gravitationnelle émise lors de la coalescence d'une paire de trous noirs il y a de cela 1.3 milliards d'années. Une telle première dans la toute nouvelle astronomie gravitationnelle a été suivie par plusieurs autres observations. La dernière en date est la fusion de deux étoiles à neutron dont la contrepartie électromagnétique a pu être observée par plusieurs observatoires à travers le monde. A cette occasion, les ondes gravitationnelles se sont inscrites dans l'astronomie multi-messager. Ces observations ont été rendues possibles par des techniques avancées d'analyse de données. Grâce à elles, la faible empreinte laissée par une onde gravitationnelle dans les données de détecteurs peut être isolée. Le travail de cette thèse est dédié au développement d'une technique de détection d'ondes gravitationnelles ne reposant que sur une connaissance minimale du signal à isoler. Le développement de cette méthode consiste plus précisément à introduire une information sur la phase du signal d'onde gravitationnelle selon un contexte astrophysique déterminé. La première partie de cette thèse est consacrée à la présentation de la méthode. Dans une seconde partie cette méthode est appliquée à la recherche de signaux d'ondes gravitationnelles en provenance de systèmes binaires de trous noirs de masse stellaire dans du bruit Gaussien. Puis l'étude est répétée dans du bruit de détecteurs collecté pendant la première période de prise de données. Enfin la troisième partie est dédiée à la recherche de binaires de trous noirs dont l'orbite montre un écart à la géométrie circulaire, ce qui complexifie la morphologie du signal. De telles orbites sont qualifiées d'excentriques. Cette troisième analyse permet d'établir de premiers résultats quant à la méthode proposée lorsque le signal d'intérêt est peu connu / In december 2015 the LIGO detectors have first detected a gravitational wave emitted by a pair of coalescing black holes 1.3 billion years ago. Many more observations have been realised since then and heralded gravitational waves as a new messenger in astronomy. The latest detection is the merge of two neutron stars whose electromagnetic counterpart has been followed up by many observatories around the globe. These direct observations have been made possible by the developpement of advanced data analysis techniques. With them the weak gravitational wave inprint in detectors may be recovered. The realised work during this thesis aims at developping an existing gravitational wave detection method which relies on minimal assumptions of the targeted signal. It more precisely consists in introducing an information on the signal phase depending on the astrophysical context. The first part is dedicated to a presentation of the method. The second one presents the results obtained when applying the method to the search of stellar mass binary black holes in simulated Gaussian noise data. The study is repeated in real instrumental data collected during the first run of LIGO. Finally, the third part presents the method applied in the search for eccentric binary black holes. Their orbit exhibits a deviation from the quasi-circular orbit case considered so far and thus complicates the signal morphology. This third analysis establishes first results with the proposed method in the case of a poorly modeled signal