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.

Il est bien établit théoriquement et observationnellement que les amas de galaxies ne sont pas des objets sphèriques, et qu'ils sont beaucoup mieux décrits par la géométrie triaxiale. Malgré cela, les travaux sur la forme tri-dimensionnelle des amas de galaxies sont encore trés rares. L'objet de cette thèse est de contribuer à cette problématique naissante. L'originalité de ce travail est d'aborder ce sujet théoriquement et observationnellement. J'ai mesuré la forme d'amas de galaxies simulés, proposant des prédictions sur la forme des haloes de matière noire. J'ai ensuite développé un algorithme qui se propose de combiner des données en lentilles gravitationnelles et en rayons X afin de contraindre un modèle de haloe triaxial. L'algorithme est testé sur des données simulées. Finalement, je présente l'analyse en rayons X de Abell 1703, qui, combinée avec l'analyse en lentilles gravitationnelles, permettra de déterminer la forme de Abell 1703. / It is well established both theoretically and observationally that galaxy clusters are not spherical objects and that they are much better approximated as triaxial objects. This thesis focusses on the three dimencional shape of galaxy clusters. The originality of my approach is to tackle the problem both theoretically and observationally. First, I have measured the shape of dark matter haloes in the Millenium XXL and Sbarbine simulations, providing predictions for dark matter halo shape over 5 order in magnitude in mass. Then, I have developed an algorithm aimed at fitting simultaneously lensing and X-ray data in order to constrain a triaxial mass distribution. The algorithm is tested and characterized on mock data sets. It is found to be able to recover the input parameters. Finally, I present the X-ray analysis of galaxy cluster Abell 1703, which will be combined with the existing lensing analysis in order to investigate its shape.

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Les lentilles gravitationnelles de type galaxie-galaxie se produisent lorsque la lumière d'une galaxie en arrière-plan est déviée par le champ gravitationnel d'une galaxie en avant-plan, formant des images multiples ou même des anneaux d'Einstein selon le point de vue d'un observateur sur Terre. Ces phénomènes permettent non seulement d'étudier les galaxies lointaines, magnifiées par la galaxie-lentille, mais aussi de comprendre la distribution de masse de la galaxie-lentille et de son environnement, une opportunité unique pour sonder la matière noire contenue dans ces galaxies. Or, les méthodes traditionnelles pour analyser ces systèmes requièrent une quantité significative de temps ordinateur (de quelques heures à quelques jours), sans compter le temps des experts pour faire converger les analyses MCMC requises pour obtenir les paramètres d'intérêts. Ce problème est significatif, considérant qu'il est projeté que les grands relevés du ciel comme ceux qui seront menés aux observatoires Rubin et Euclid découvrirons plusieurs centaines de milliers de lentilles gravitationnelles. De plus, le Télescope géant européen (ELT), faisant usage de la technologie d'optique adaptative, et le télescope spatial James Webb, vont nous offrir une vue sans précédent de ces systèmes, avec un pouvoir de résolution qui rendra possible certaines analyses comme la recherche de halo de matière noire froide, longtemps prédite par le modèle cosmologique standard $\Lambda$CDM. Les approximations traditionnelles faites pour simplifier la reconstruction des lentilles gravitationnelles ne seront plus valides dans ce régime. Dans ce mémoire, je présente un travail qui s'attaque à ces deux problèmes. Je présente une méthode d'optimisation basée sur les machines à inférence récurentielle pour reconstruire deux images, soit celle d'une galaxie en arrière-plan et une image pour la distribution de masse de la galaxie en avant-plan. La représentation paramétrique choisie a le potentiel de reconstruire une classe très large de lentilles gravitationnelles, incluant des halos et sous-halos de matière noire, ce qu'on démontre dans ce travail en utilisant des profiles de densité réalistes provenant de la simulation cosmologique hydrodynamique IllustrisTNG. Nos reconstructions atteignent un niveau de réalisme jamais atteint auparavant et s'exécutent sur une fraction du temps requis pour exécuter une analyse traditionnelle, soit un pas significatif vers une méthode pouvant adresser le défi d'analyser autant de systèmes complexes et variés en un temps à l'échelle humaine. / Galaxy-Galaxy gravitational lenses is a phenomenon that happens when the light coming from a background galaxy is bent by the gravitational field of a foreground galaxy, producing multiple images or even Einstein ring images of the background source from the point of view of an observer on Earth. These phenomena allow us to study in detail the morphology of the background galaxy, magnified by the lens, but also study the mass density distribution of the lens and its environment, thus offering a unique probe of dark matter in lensing galaxies. Traditional methods studying these systems often need significant compute time (from hours to days), and this is without taking into account the time spent by experts to make the MCMC chains required to obtain parameters of interest converge. This problem is significant, considering that large surveys from observatories like Rubin and Euclid are projected to discover hundreds of thousands of gravitational lenses. Moreover, the Extremely Large Telescope (ELT), using adaptive optics, and the James Webb Space Telescope will offer an unprecedented glimpse of these systems, with a resolving power predicted to enable searches for cold dark matter subhalos — objects long predicted by the standard cosmological model CDM. Approximations used to make analysis tractable in traditional methods will no longer be valid in that regime. In this thesis, I present a method that aims to address these two issues. The method, based on Recurrent Inference Machines (RIM), reconstructs two pixelated maps, one for the background source and another for the mass density map of the foreground lensing galaxy. This free-form parametric representation has the potential to reconstruct a large class of gravitational lenses, including those with dark matter halos and subhalos, which we demonstrate using realistic mass density profiles from the cosmological hydrodynamic simulation IllustrisTNG. Our method can achieve an unmatched level of realism in a fraction of the time required by traditional methods, which is a significant step toward solving the challenge of studying such a large number of complex and varied systems in a human timescale.

Historically ceramic crystal laser material has had disadvantages compared to single crystal laser material. However, progress has been made in the last decade and a half to overcome the disadvantages associated with ceramic crystal. Today, because of the promise of ceramic crystal as a high power laser material, investigation into its properties, both physical and optical, is warranted and important. Thermal expansion was measured in this thesis for Nd:YAG (yttrium aluminum garnet) ceramic crystal using an interferometric method. The interferometer employed a spatially filtered HeNe at 633 nm wavelength. Thermal expansion coefficients measured for the ceramic crystal samples were near the reported values for single crystal Nd:YAG. With a similar experimental setup as that for the thermal expansion measurements, dn/dT for ceramic crystal Nd:YAG was measured and found to be slightly higher than the reported value for single crystal. Depolarization loss due to thermal gradient induced stresses can limit laser performance. As a result this phenomenon was modeled for ceramic crystal materials and compared to single crystals for slab and rod shaped gain media. This was accomplished using COMSOL Multiphysics, and MATLAB. Results indicate a dependence of the depolarization loss on the grain size where the loss decreases with decreased grain size even to the point where lower loss may be expected in ceramic crystals than in single crystal samples when the grain sizes in the ceramic crystal are sufficiently small. Deformation-induced thermal lensing was modeled for a single crystal slab and its relevance to ceramic crystal is discussed. Data indicates the most notable cause of deformation-induced thermal lensing is a consequence of the deformation of the top and bottom surfaces. Also, the strength of the lensing along the thickness is greater than the width and greater than that due to other causes of lensing along the thickness of the slab. Emission spectra, absorption spectra, and fluorescence lifetime were measured for Nd:YAG ceramic crystal and Yb:Lu2O3 ceramic crystal. No apparent inhomogeneous broadening appears to exist in the Nd:YAG ceramic at low concentrations. Concentration and temperature dependence effects on emission spectra were measured and are presented. Laser action in a thin disk of Yb:Y2O3 ceramic crystal was achieved. Pumping was accomplished with a fiber coupled diode laser stack at 938 nm. A slope efficiency of 34% was achieved with maximum output energy of 28.8 mJ/pulse.

Le "modèle standard" actuel de la cosmologie est celui de ΛCDM, décrivant un Univers en expansion accélérée ainsi qu’une structure de matière sombre froide formée en halos, sur lesquels s’assemblent les galaxies. Malgré les nombreuses confirmations observationnelles de ses prédictions, il existe d’importantes tensions entre les mesures de la distribution de structure sombre aux petites échelles de l’Univers et ce qui serait attendu de ΛCDM. Cependant, ces halos légers de matière sombre, qui sont prédit d’abonder à travers le cosmos, n’hébergent pas de galaxies lumineuses et sont donc très difficiles à observer directement. Leur présence peut toutefois être détectée dans les lentilles gravitationnelles fortes de type galaxie-galaxie, un phénomène se produisant lorsque la lumière d’une galaxie d’arrière-plan est fortement déviée par le champ gravitationnel d’une galaxie d’avantplan, formant des images multiples et des arcs étendus. Les halos distribués en ligne de visée de tels systèmes, ainsi que ceux imbriqués dans la galaxie lentille, peuvent causer des perturbations gravitationnelles dans les images de galaxies lentillées. La détection de ces effets infimes dans des observations de lentilles gravitationnelles est faite par des méthodes statistiques Bayésiennes, qui nécéssitent des centaines de milliers de simulations de la contribution de ces perturbateurs à la déflexion de la lumière. Traditionnellement, la modélisation du lentillage par les halos en ligne de visée s’est faite avec le formalisme du lentillage à plans multiples, qui souffre d’une nature récursive peu efficace. De plus, il est prédit par le modèle ΛCDM que la majorité des systèmes de lentilles gravitationnelles comporteraient davantage de halos en ligne de visée que de sous-halos imbriqués dans la galaxie lentille, motivant une modélisation détaillée des effets de ligne de visée. Dans un contexte d’analyse Bayésienne, l’approche du lentillage à plans multiples représente une échelle de temps de plusieurs jours pour l’analyse d’un seul système. En considérant que des grands relevés du ciel comme ceux de l’Observatoire Vera Rubin et du télescope spatial Euclid sont projetés de découvrir des centaines de milliers de lentilles gravitationnelles, l’effort de contraindre la distribution de matière sombre aux petites échelles se voit confronté à ce qui pourrait être un insurmontable problème de temps de calcul. Dans ce mémoire, je présente le développement d’un nouveau formalisme de modélisation du lentillage gravitationnel par halos en ligne de visée accéléré par des réseaux de neurones, motivé par les lacunes du lentillage à plans multiples et l’importance scientifique de la modélisation de ces effets. Les architectures de ces réseaux, conçues dans le cadre de ce travail, sont basées sur le mécanisme d’attention, et peuvent être conditionnées sur des ensembles de modèles de halos en ligne de visée afin de produire les angles de déflexion leur étant associés. Ce formalisme offre la flexibilité requise pour remplacer celui du lentillage à plans multiples, laissant à l’usager la liberté de spécifier un modèle de lentille principale et étant compatible avec des grilles de pixels de taille quelconque. Notre formalisme permet d’accélérer la modélisation du lentillage de ligne de visée par presque deux ordres de grandeur lorsque comparé au lentillage à plans multiples, et promet d’atteindre une exactitude lui étant comparable dans des développements futurs. Il s’agit d’une contribution significative à l’étude de la matière sombre aux petites échelles, qui permettra soit de réconcilier ΛCDM et les observations, ou mènera à l’adoption d’un modèle cosmologique alternatif. / The current "standard model" of cosmology is that of ΛCDM, describing a Universe undergoing accelerated expansion with a structure of cold dark matter formed into halos, onto which are assembled galaxies. Despite the numerous observational confirmations of its predictions, there remains some important tensions between measures of the distribution of dark structure on small scales of the Universe and what would be expected from ΛCDM. However, these light dark matter halos, predicted to be adundant throughout the cosmos, are not hosts of luminous galaxies and are therefore very difficult to observe directly. Yet, their presence can still be detected in galaxy-galaxy type strong gravitational lenses, a phenomenon occuring when the light of a background galaxy is strongly deflected by the gravitational field of a foreground galaxy, forming multiple images and extended arcs. Halos distributed along the line-of-sight of such systems, as well as those nested within the lens galaxy, can introduce gravitational perturbations in images of lensed galaxies. The detection of such infinitesimal effects in strong lensing observations is made with methods relying on Bayesian statistics, which require hundreds of thousands of simulations of the contribution of these perturbers to the deflection of light. Traditionally, modeling the lensing from line-of-sight halos has been done with the multi-plane lensing framework, which suffers from its inefficient recursive nature. Morevoer, the ΛCDM model predicts that most gravitational lens systems would host a larger amount of line-of-sight halos than subhalos nested within the lens galaxy, motivating a detailed modeling of line-of-sight effects. In a Bayesian analysis context, the multi-plane lensing approach represents a timescale of multiple days for the analysis of a single system. Considering that large sky surveys such as those of the Vera Rubin Observatory and the Euclid space telescope are projected to discover hundreds of thousands of gravitational lenses, the effort of constraining the small-scale distribution of dark matter is confronted to what might seem like an insurmountable problem of computation time. In this thesis, I present the development of a new neural-network-accelerated framework for modeling the gravitational lensing by line-of-sight halos, motivated by the shortcomings of multiplane lensing and the scientific importance of modeling these effects. The architectures of these networks, conceived as part of this work, are based on the attention mechanism, and can be conditioned on sets of line-of-sight halo models in order to produce their associated deflection angles. This framework offers the flexibility required to replace that of multi-plane lensing, leaving up to the user the freedom to specify a main lens model and being compatible with pixel grids of any size. Our framework allows to accelerate the modeling of line-of-sight lensing by nearly two orders of magnitude relative to multi-plane lensing, and promises to reach a comparable accuracy in future developments. This constitutes a significative contribution to the study of dark matter on small scales, which will either lead to the reconciliation of ΛCDM and observations, or the adoption of an alternate cosmological model.

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Despite the many successes of the current standard model of cosmology on the largest physical scales, it relies on two phenomenologically motivated constituents, cold dark matter and dark energy, which account for approximately 95% of the energy-matter content of the universe. From a more fundamental point of view, however, the introduction of a dark energy (DE) component is theoretically challenging and extremely fine-tuned, despite the many proposals for its dynamics. On the other hand, the concept of cold dark matter (CDM) also suffers from several issues such as the lack of direct experimental detection, the question of its cosmological abundance and problems related to the formation of structure on small scales. A perhaps more natural solution might be that the gravitational interaction genuinely differs from that of general relativity, which expresses itself as either one or even both of the above dark components. Here we consider different possibilities on how to constrain hypothetical modifications to the gravitational sector, focusing on the subset of tensor-vector-scalar (TeVeS) theory as an alternative to CDM on galactic scales and a particular class of chameleon models which aim at explaining the coincidences of DE. Developing an analytic model for nonspherical lenses, we begin our analysis with testing TeVeS against observations of multiple-image systems. We then approach the role of low-density objects such as cosmic filaments in this framework and discuss potentially observable signatures. Along these lines, we also consider the possibility of massive neutrinos in TeVeS theory and outline a general approach for constraining this hypothesis with the help of cluster lenses. This approach is then demonstrated using the cluster lens A2390 with its remarkable straight arc. Presenting a general framework to explore the nonlinear clustering of density perturbations in coupled scalar field models, we then consider a particular chameleon model and highlight the possibility of measurable effects on intermediate scales, i.e. those relevant for galaxy clusters. Finally, we discuss the prospects of applying similar methods in the context of TeVeS and present an ansatz which allows to cast the linear perturbation equations into a more convenient form.

Cette thèse s’intéresse aux combinaisons d’observables cosmologiques provenant des mesures du fond diffus cosmologique et des relevés de galaxies, et est basée sur l’exploitation des données du satellite Planck et du Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS) du Sloan Digital Sky Survey. On explore l’utilisation de corrélations croisées entre les jeux de données afin de mettre en évidence de nouveaux effets et d’améliorer les contraintes statistiques sur les paramètres cosmologiques. Dans un premier temps, on mesure pour la première fois une corrélation entre le lentillage gravitationnel du fond diffus cosmologique et le spectre de puissance des fluctuations de la forêt Lyman-α des quasars. Cet effet, d’origine purement non-linéaire, est interprété comme la réponse du spectre de puissance à des grandes échelles. Il montre comment les fluctuations dans la densité en hydrogène neutre dans le milieu intergalactique sont influencées par des fluctuations à grande échelle dans la densité de matière noire. Le signal mesuré est compatible avec l’approche théorique et des simulations menées par d’autres groupes. Dans un deuxième temps, on développe un formalisme permettant une analyse conjointe de la densité de galaxies et de quasars de BOSS avec le lentillage gravitationnel du fond diffus cosmologique. La prise en compte des corrélations croisées entre ces sondes permet de diminuer les barres d’erreurs de certains paramètres cosmologiques de 20%, ce qui équivaut à augmenter la surface couverte par les relevés de presque 50%. Cette analyse est complétée par la mesure des anisotropies de température du fond diffus cosmologique afin de contraindre tous les paramètres du modèle standard ΛCDM, ainsi que les biais des galaxies. Puis on étend le modèle afin d’explorer les contraintes sur l’équation d’état de l’énergie noire et la somme des masses des neutrinos / This thesis addresses the combinations of cosmological probes from the measurements of the cosmic microwave background (CMB) and galaxy redshift surveys, and exploits data from the Planck satellite and the Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS) of the Sloan Digital Sky Survey. It explores how cross-correlations between different data sets can be used to detect new signals and improve contraints on cosmological parameters. First, we measure, for the first time, the cross-correlation between gravitational lensing of the CMB and the power spectrum of the Lyman-α forest in the spectra of quasars. This effect, which emerges from purely non-linear evolution, is interpreted as the response of the power spectrum to large-scale modes. It shows how fluctuations in the density of neutral hydrogen in the intergalactic medium are affected by large-scale fluctuations in the density of dark matter. The measured signal is compatible with the theoretical approach and simulations run by another group. In a second time, we develop a formalism enabling the joint analysis of the galaxy/quasar density contrast and CMB lensing. Taking cross-correlations between these probes into account reduces error bars on some cosmological parameters by up to 20%, equivalent to an increase in the size of the survey of about 50%. This analysis is completed by CMB temperature anisotropies information in order to constrain all the parameters of the ΛCDM standard model and galaxy biases at once. Finally, it is extended to obtain contraints on the dark energy equation of state as well as the sum of the masses of neutrinos

La thématique principale de mon travail de thèse est l’é;volution et la formation structures en fonction du décalage vers le rouge (redshift par la suite).Mon travail de thèse se divise en deux parties distinctes, qui finalement se regroupent au cours de mes derniers travaux. Dans un premier temps, j’ai étudié l’évolution du Fond Diffus Infrarouge (Cosmic Infrared Background, CIB par la suite) en fonction du redshift à 70 et 160 µm en utilisant des données provenant du satellite Spitzer. J’ai effectué ce travail dans les champs GOODS & COSMOS en appliquant la méthode d’empilement (stacking, par la suite). Dans un second temps, j’ai étudié la distribution de masse dans des amas de galaxies situé à grand redshift en utilisant le lentillage gravitationnel faible. Pour ce faire, j’ai utilisé des données optiques provenant du satellite spatial Hubble (Hubble Space Telescope, HST par la suite). Ces données proviennent du relevé d’amas MACS (MAssive Cluster Survey). Les amas de galaxies étudiés ici font partis d’un sous-échantillon MACS, l’échantillon "grand-z" (high-z subsample). Comprendre l’état d’évolution des amas de galaxies à grand redshift permettrait de mettre des contraintes sur les modèles de formation et d’évolution des structures. La compréhension du cycle d’évolution des amas de galaxies est l’un des enjeux majeurs de la Cosmologie observationnelle actuelle. / The principal thematic of my thesis work is the evolution and the formation of structures as a function of the redshift.My thesis analysis can be separated un two distinct parts, which can finally be merged in a third part with my last works.Firstly, I studied the evolution of the Cosmic Infrared Background (CIB) as a function of redshift at 70 and 160 µm using data from the Spitzer Space Telescope. This analysis was performed in the GOODS & COSMOS fields by applying a stacking method.Secondly, I studied the mass distribtuion in massive galaxy clusters at high redshifts by using the gravitational lensign effect.I used optical data coming from the Hubble Space Telescope. The sample of galaxy clusters I used comes from a subsample of the MAssive Cluster Survey (MACS, PI:E. Ebeling) named the "high-z" sample, and which comprises 12 clusters.Understanding the state of evolution of galaxy clusters at high redshift wil allow us to put constraints on formation and evolution models of structures. The understanding of the evolution cycle of galaxy clusters is mandatory in terms of Observational Cosmology.