Installé au cœur de l'interféromètre du Very Large Telescope (le VLTI, situé au sommet du Mont Paranal, dans le nord du Chili), l'instrument VINCI permet de recombiner la lumière infrarouge de deux télescopes séparés de manière cohérente. Il ouvre ainsi un accès vers la très haute résolution angulaire (quelques millisecondes d'angle), et des programmes de recherche novateurs dans des domaines aussi divers que la physique stellaire, les disques protoplanétaires ou bien encore l'étude des exoplanètes. Mon travail de thèse sur l'instrument VINCI a porté sur sa conception, en particulier la définition fonctionnelle de son logiciel d'exploitation, son installation au sommet du Mont Paranal et ses premières observations scientifiques. Le principe de fonctionnement et les performances de cet instrument sont décrits dans la première partie de ce document.<br /> Dans une seconde partie, j'aborde l'étude des étoiles variables Céphéides par interférométrie. Ces étoiles pulsantes jouent un rôle primordial dans l'estimation des distances astronomiques depuis qu'il a été établi que leur période de variation était liée à leur luminosité intrinsèque par la célèbre relation période-luminosité. Leur observation photométrique permet donc de calculer directement leur distance. Toutefois, notre connaissance du point zéro de cette relation est encore imparfaite, car elle repose sur la mesure des distances aux Céphéides galactiques les plus proches, encore mal connues. La très haute résolution angulaire apportée par l'instrument VINCI et le VLTI permettra bientôt l'étude fine de la pulsation de ces étoiles. Par la mesure simultanée de la vitesse radiale de pulsation et de la variation du diamètre angulaire de l'étoile, il sera possible de calculer directement la distance aux Céphéides les plus proches, et donc d'étalonner la relation période-luminosité. L'enjeu de ce programme : la calibration de cette relation avec une précision de 0,01 magnitude, soit un gain d'un facteur dix par rapport à notre connaissance actuelle.<br /> Au-delà de ce programme fondamental, je décris également les possibilités offertes par VINCI dans le domaine de l'étude des étoiles naines de la séquence principale, notamment de type solaire (avec application au couple d'étoiles Alpha Centauri A et B), et j'aborde brièvement l'étude des exoplanètes.

Cette thèse de cosmologie est consacrée à l'étude de l'empreinte de l'énergie noire sur la formation des structures de l'Univers. Je défini et introduit les régions cosmiques compensées comme l'environnement à grande échelle autour des extrema locaux dans le champ de densité. Dans le cas d'un minimum central, cette région peut être identifiée aux vides cosmiques usuels. A l'aide de simulations numériques, je montre que ces régions présentent des propriétés de formes particulières et qu'elles dépendent de la cosmologie. Je montre que la forme moyenne de ces profils de densité ainsi que leur propriétés statistiques peuvent être calculée analytiquement dans l'Univers primordial. En utilisant une dynamique appropriée, je montre qu'il est possible de suivre précisément l'évolution non linéaire de ces structures. Il devient alors possible de reconstruire les profils de matières observés aujourd'hui à partir les profils théoriques primordiaux évolués selon une dynamique appropriée. J’exhibe une propriété fondamentale de ces régions qui maintient constant une taille particulière, le rayon de compensation. Autour de ce point, l'évolution non linéaire du champ de matière peut être suivie analytiquement. En étudiant l'effondrement gravitationnel dans des théories étendues de gravité, je montre qu'il est possible de contraindre efficacement la nature de la gravité et de la cosmologie à partir de l'étude de certaines propriétés spécifiques à ces régions. Ce travail permet à la fois de donner une origine aux profils de matière sur les très grandes échelles cosmiques mais aussi de définir de nouvelles sondes cosmologiques pour tester la nature de notre Univers. / This thesis is devoted to the study of the imprints of dark energy on the formation of the large scale structures in the Universe. I define the spherically compensated cosmic regions as the large-scale environment around local extrema in the density field. For central minimum, this region can be identified with standard cosmic voids. Using numerical simulations, I show that these regions, once properly identified, can be used efficiently to distinguish competitive cosmological models. I show that the average shape of these density profiles and their statistical properties can be analytically computed in the primordial Universe. Using an appropriate dynamical formalism, I show that it is possible to follow the nonlinear evolution of these structures until today. This allows to reconstruct the shape of such large scale regions from first principles. I exhibit a fundamental property of these regions which maintains constant a particular size : the compensation radius. Around this radius, the nonlinear evolution of the matter field can be analytically derived. By studying the gravitational collapse in gravity models beyond General Relativity, I show that it is possible to constrain efficiently both cosmology and the nature of gravity. Beside giving a physically motivated model for both shape and statistical properties of such large scale matter profile, this work also define new cosmological probes that could be used to test the nature of our Universe.

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La raie hyperfine à 21-cm de l'hydrogène atomique émise dans l'univers à grand redshift (6 < z < 20) permettra de sonder une nouvellère de la cosmologie, l'époque de la réionisation (EoR). Elle fournira des informations plus détaillées, moins ambigües et plus complètes en 3D que les autres observations possibles de l'EoR (comme les raies d'absorption des quasars, ou le CMB). Son intensité dépend de nombreux processus physiques. Les radiotélescopes de nouvelle génération, SKA et ses précurseurs, entreront en service dans les prochaines années pour observer ce signal. La simulation numérique du 21-cm est importante pour optimiser le design des instruments et interpréter les observations futures. <br />Dans ce travail, nous avons développé un module de transfert radiatif pour le continuum ionisant dans le code LICORICE dans le but de simuler l'époque de la réionisation, pour laquelle le transfert radiatif est un outil essentiel. Nous utilisons un algorithme de ray-tracing de type Monte Carlo sur une grille adaptative. Plusieurs tests sont réalisés pour valider le code dans deux cas, celui d'un champ de densité statique et dans le cas de l'hydrodynamique radiative. <br />Nous produisons ensuite le signal à 21-cm émis pendant l'EoR, qui nous fournit une sonde directe de la réionisation et contient de nombreuses informations sur les sources d'ionisation et de chauffage. Habituellement, on suppose que le flux Ly-α, qui influence la puissance du signal à 21-cm, est fort et homogéne pendant toute la réionisation, mais cette hypothèse n'est pas valable durant la première phase de l'EoR. Nous évaluons exactement le flux Ly-α local en utilisant le module de transfert radiatif de la raie Lyman α et montrons que ce flux modifie le spectre de puissance du signal à 21-cm, particuliérement pendant la première phase de la réionisation. Nous trouvons également que le signal est en absorption forte ce qui ne peut pas être simulé avec les hypothèses habituelles.<br /> Même une faible quantité de rayons X peut affecter l'état physique du gaz neutre dans le milieu inter galactique, puisque ceux-ci ont un libre parcours moyen très long. Le chauffage par les rayons X est un facteur important pour évaluer la puissance du signal à 21-cm dans les régions neutres, aussi avons nous inclus le ray-tracing correspondant dans LICORICE. Nous constatons que les rayons X ont besoin de temps pour élever la température du gaz au-dessus de la température du CMB. Ainsi, avec un niveau de rayons X raisonnable, nous continuons à observer le signal en absorption pendant la premi`ere phase de la réionisation.<br />De plus, nous étudions la formation des galaxies dans un contexte cosmologique. Le but est d'explorer la physique des galaxies primordiales en considérant la rétroaction radiative sur l'hydrodynamique. Nos résultats préliminaires montrent que le calcul de l'ionisation hors équilibre modifie la température du gaz diffus, et son histoire d'accrétion.

Le but de l'expérience virgo est la detection des ondes gravitationnelles<br />avec un interferomètre de michelson ayant des bras de trois kilomètres de long.<br />L'objet de cette thèse est le banc de detection, c'est-à-dire l'ensemble des<br />éléments nécessaires à la détection du signal en sortie de l'interferomètre.<br />La première fonction du banc de détection consiste à filtrer le faisceau issu<br />de l'interferomètre afin d'en améliorer le contraste et donc d'augmenter la<br />sensibilité de la mesure. L'élément permettant de réaliser ce filtrage est une<br />cavité optique résonnante accordée sur le mode fondamental du laser grâce à un<br />contrôle actif de sa longueur. L'étude, la conception de cette cavité et la<br />validation de la technique d'asservissement testée sur un prototype sont exposées<br />dans cette thèse. La seconde fonction du banc de détection est de collecter la<br />lumière issue de l'interferomètre. Différents photodétecteurs ont été testés afin<br />de sélectionner une photodiode repondant aux critères de l'expérience. Ces tests<br />ont abouti au choix d'une photodiode ingaas ayant un diamètre de trois millimètres<br />capable de répondre linéairement à une puissance lumineuse incidente de cent<br />milliwatts et ayant une haute efficacite quantique (86%). La dernière fonction<br />essentielle qui est l'alignement et l'adaptation du faisceau incident sur le banc<br />de détection a elle aussi été etudiée. L'ensemble de ce travail a permis de definir<br />la configuration générale du banc de détection.

Le but de l'expérience VIRGO est la détection des ondes gravitationnelles avec un interféromètre de Michelson ayant des bras de 3 km de long. Avant que l'instrument complet ne soit disponible, la technologie développée pour VIRGO a été testée sur un interféromètre de taille réduite (interféromètre central ou CITF). Celui-ci a permis de recueillir les premières données techniques de l'expérience. L'objet de cette thèse est la calibration des données du CITF. Ce travail inclut des opérations â un niveau local comme l'étalonnage de l'électronique du système de détection et â un niveau global avec la mesure et la caractérisation de la fonction de réponse du détecteur. Celle-ci est ensuite exploitée pour déconvoluer les données recueillies des effets instrumentaux et évaluer ainsi la sensibilité du détecteur. Une procédure de suivi de l'évolution de cette fonction de réponse au cours du temps a été mise en place afin de produire une série temporelle de données reconstruites, c'est â dire affranchies des distorsions expérimentales. La prochaine mise en oeuvre de VIRGO verra l'utilisation d'un système optique de calibration utilisant la pression de radiation d'un faisceau laser pour agir sur les miroirs de l'interféromètre et caractériser la réponse de ce dernier. Un tel système a été conçu et assemblé, et ses performances ont été testées en laboratoire. L'analyse physique succédant â l'étape d'étalonnage a été abordée au travers d'un algorithme de recherche de signaux produits par une coalescence d'étoiles binaires. Celui-ci a été mis â l'épreuve sur des données simulées puis sur les données du CITF, permettant ainsi, d'une part, d'évaluer le niveau de bruit du détecteur et, d'autre part, de vérifier les conséquences de la procédure de reconstruction appliquée aux données.

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LA COMPARAISON DES LUMINOSITES APPARENTES DE LOTS DE SUPERNOVAE DE TYPE IA (SNIA) PROCHES (DECALAGE SPECTRAL Z 0.1) ET LOINTAINES (Z 1) PERMET DE PRECISER LA GEOMETRIE DE L'UNIVERS A GRANDE ECHELLE ET DE MESURER LES PRINCIPAUX PARAMETRES COSMOLOGIQUES : LA CONSTANTE DE HUBBLE H 0, LA DENSITE DE MATIERE M ET LA CONSTANTE COSMOLOGIQUE . L'EXPERIENCE EROS2 CONSACRE 10% DE SON TEMPS D'OBSERVATION A LA DETECTION ET L'ETUDE DE SNIA PROCHES. AU PRINTEMPS 1999, LA COLLABORATION A PARTICIPE A UNE RECHERCHE COMMUNE, COORDONNEE PAR LE SUPERNOVA COSMOLOGY PROJECT, QUI A PERMIS DE DECOUVRIR PRES DE 50 SUPERNOVAE, DONT 20 ETAIENT DES SNIA DECOUVERTES AU PLUS TARD 10 JOURS APRES LEUR MAXIMUM DE LUMINOSITE. APRES AVOIR PRESENTE LES PRINCIPALES METHODES DE MESURE DES PARAMETRES COSMOLOGIQUES - CHANDELLES STANDARD, ETUDE DES AMAS RICHES ET ETUDE DES ANISOTROPIES DU RAYONNEMENT DE FOND COSMOLOGIQUE - NOUS DECRIVONS LA PHYSIQUE ET LES PROPRIETES OBSERVATIONNELLES DES SNIA. LA LUMINOSITE MAXIMALE DE CES OBJETS PRESENTE UNE DISPERSION FAIBLE (30%) QUI PEUT ETRE REDUITE EN UTILISANT DES CORRELATIONS AVEC D'AUTRES OBSERVABLES (TAUX DE DECROISSANCE PRINCIPALEMENT). LA SECONDE PARTIE DU MANUSCRIT EST CONSACREE A LA PRESENTATION DE L'EXPERIENCE EROS2, ET DES TECHNIQUES DE DETECTION MISES EN UVRE. NOUS DECRIVONS EN TROISIEME PARTIE L'ANALYSE DES DONNEES DE SUIVI PHOTOMETRIQUE DES SNIA DECOUVERTES AU PRINTEMPS 1999. NOUS DECRIVONS EN PARTICULIER LA CHAINE D'ANALYSE PHOTOMETRIQUE, MISE AU POINT POUR CETTE THESE AINSI QUE LE PROCESSUS D'INTERCALIBRATION DES 10 TELESCOPES DE SUIVI. ENFIN, NOUS EXPOSONS LA TECHNIQUE DE RECONSTRUCTION DE LA LUMINOSITE MAXIMALE ET DU TAUX DE DECROISSANCE DES SNIA. LES CORRELATIONS ENTRE LUMINOSITE MAXIMALE, TAUX DE DECROISSANCE ET COULEUR ONT ETE ETUDIEES. UNE VALEUR DE LA CONSTANTE DE HUBBLE : H 0 = 69 2(STAT.) 7(SYST) A ETE DETERMINEE.

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