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.

L'optique gravitationnelle est desormais devenue un outil populaire pour mesurer les distributions de masse des structures sur des echelles tres differentes. Le cisaillement cosmique permet d'etudier les structures a tres grande echelle, et la combinaison des cisaillements forts et faibles permet de contraindre la distribution de masse des amas de galaxies. Dans cette these, je vais m'interesser a l'etude des halos de matiere noire en utilisant la technique du "galaxy-galaxy lensing". Une telle technique permet l'etude de la distribution de masse des galaxies de champ aussi bien que des galaxies d'amas en utilisant des donnees de bonne qualite, a partir de telescopes terrestres ou depuis l'espace. L'idee est la suivante : l'observation des formes de galaxies distantes qui ont ete deformees gravitationnelement par des galaxies d'avant-plan nous permet de contraindre la distribution de masse des galaxies d'avant-plan. Etant donne que la distortion d'une galaxie lentille sur une galaxie distante est tres petite devant la largeur de la distribution en ellipticite des galaxies, la seule facon de mesurer cet effet est de considerer le probleme statistiquement. Par consequent, le galaxy-galaxy lensing permet de contraindre les proprietes d'une population de haloo de matiere noire, et la significance des contraintes dependra du nombre de paires avant-plan/arriere-plan. Un avantage de cette approche statistique est qu'elle permet de sonder le potentiel gravitationnel des halos de galaxies jusqu'a un rayon tres grand ou les methodes plus traditionnelles ne sont pas applicables car il est peu probable de rencontrer des traceurs dynamiques et hydrodynamiques a ce rayon. Je presente une etude theorique du phenomene, en appliquant une methode de maximum de vraisemblance sur des donnees simulees, et en introduisant des profils de masse decrivant les halos de galaxies. Le but de ce travail est d'etudier differentes configurations observationnelles et de montrer quelles sont les contraintes que l'on peut esperer obtenir sur les proprietes des halos de galaxies. J'applique ensuite la methode proposee afin d'etudier les proprietes des galaxies residants dans des amas lentilles massifs. Avec le developpement des surveys grand champs, la technique du galaxy-galaxy lensing sera tres utile pour caracteriser la distribution de masse des galaxies en fonction du redshift, de l'environnement et de la morphologie.

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.

A l'aune d'une possible unification de la Mecanique Quantique et de la Relativite Generale, le processus d'evaporation des trous noirs est sans nul doute l'un des phenomenes privilegies pour avoir acces a des effets de gravite quantique. Apres une rapide presentation de la theorie de la gravitation d'Einstein et d'une possible extension sous forme de serie de Taylor en courbure scalaire, l'evaporation de Hawking est abordee en se focalisant sur le calcul des facteurs de corps gris, i.e. de la probabilite tunnel qu'une particule issue de la brisure des fluctuations du vide s'echappe definitivement de l'attraction gravitationnelle du trou noir. J'ai developpe une methode analytique semi-classique pour l'etude de la dynamique de champs scalaires se propageant en espace-temps statique et a symetrie spherique, ainsi qu'une methode numerique pour la determination exacte des facteurs de corps gris pour des champs de spin s=0, 1/2 et 1. Ces methodes ont ete appliquees au cas de trous noirs de Schwarzschild en theorie de Lovelock a l'ordre deux (theorie de Gauss-Bonnet) et avec dimensions supplementaires, pour ainsi aboutir a une evaluation exacte des spectres rayonnes, etape necessaire pour la verification des quatres principes de la thermodynamique des trous noirs. Dans le cadre des scenarii branaires de type Arkani-Hamed, Dimopoulos & Dvali (ADD), abaissant l'echelle de Planck a l'ordre du TeV et ouvrant ainsi la possibilite de production de trous noirs par collision de particules dans le cosmos ou aupres des futurs collisionneurs, les possibilites de contraindre le Lagrangien gravitationnel a l'aide du mecanisme d'evaporation des trous noirs ont ete abordees: les modeles ADD ne sont pas en contradiction avec les donnees cosmologiques et de rayonnement cosmique et il serait possible de distinguer la presence ou non d'un terme de Gauss-Bonnet dans le Lagrangien d'Einstein-Hilbert. La question des inhomogeneites primordiales aux petites echelles de longueur ainsi que celle de la matiere noire sont aussi abordees dans cette these, respectivement a la lumiere des trous noirs primordiaux et des theories a dimensions supplementaires.

Durant cette these, j'ai etudie la formation des galaxies grace a des simulations cosmologiques et a un nouveau modele analytique. Dans le cadre du modele standard de formation hierachique des grandes structures, les petites fluctuations primordiales de densite observees sur le fond diffus cosmologique sont amplifiees par la gravite pour donner des halos de matiere noire de plus en plus gros. C'est au sein de ces halos que le gaz s'effondre et se refroidit pour former des disques de gaz froid a support centrifuge. Ces disques sont ensuite convertis en disques stellaires : les galaxies. Le probleme dans ce scenario est celui du sur-refroidissement : une trop grande part du gaz finit sous forme d'etoiles comparativement aux observations. J'ai donc realise une etude de l'evolution des baryons (un gaz d'hydrogene et d'helium) dans l'Univers grace a des simulations numeriques hydrodynamiques haute-resolution. Cependant, ces simulations sont affectees par des effets de resolution finie. J'ai ainsi developpe un modele analytique simple qui possede l'avantage de ne pas etre affecte par de tels effets. Celui-ci predit la quantite de baryons dans chacune des 4 phases suivantes : etoiles, gaz froid dans les disques galactiques, gaz chaud dans les amas et gaz diffus dans le milieu intergalactique. La comparaison des resultats aux observations a montre que la cosmologie controle le taux de formation d'etoiles dans l'Univers. Ce modele a aussi mis en lumiere le role essentiel des vents galactiques qui, ejectant le gaz froid des disques jusque dans les halos de gaz chaud, permettent d'eviter le probleme du sur-refroidissement. Enfin, en une ouverture vers l'astroparticule, j'ai etudie les implications de la physique du gaz sur le fond diffus gamma produit dans l'hypothese de matiere noire legere.

L'experience H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System) est constiture de quatre imageurs Cherenkov atmospheriques dedies a l'observation de sources astrophysiques de l'hemisphere austral emettant des photons au-dela de 100 GeV. Cette these presente le fonctionnement de cet instrument ainsi que toute la chaine d'analyse associee. Les methodes d'etalonnage du systeme sont detaillees et les erreurs systematiques sur l'amplitude des images sont estimees. Ensuite, une methode d'analyse des donnees, basee sur un modele semi-analytique de developpement des gerbes electromagnetiques dans l'atmosphere, est expliquee. Des methodes de reconstruction du spectre en energie et de la morphologie des sources de gamma haute energie sont presentees puis appliquees a la Nebuleuse du Crabe. Les erreurs systematiques associees a l'analyse spectrale sont estimees. Cette chaine d'analyse est ensuite utilisee pour etudier l'emission du Centre Galactique au-dela de 100 GeV. Les differentes observations menees en 2003 et 2004 ont mis en evidence un signal dont l'origine n'est pas encore connue. Le spectre, la variabilite et la morphologie de la source sont etudies. De nombreux candidats sont proposes, en particulier le trou noir supermassif Sgr A* situe au centre dynamique de la Voie Lactee, le reste de supernova Sgr A Est ou des interactions de particules accelerees sur le milieu dense de cette region. Dans cette these, le signal est interprete comme provenant de l'annihilation de particules de matiere noire non baryonique (neutralinos ou bosons de Kaluza-Klein) dans un halo dense situe au Centre Galactique. Cette analyse indique que le signal ne provient pas exclusivement d'annihilation de matiere noire dans le cadre des modeles etudies, et que la composante dominante serait donc de nature astrophysique.

Le réseau d'imageurs Cherenkov atmosphériques HESS (High Energy Stereoscopic System) est présenté. La simulation des gerbes atmosphériques et de l'instrument est détaillée et comparée aux données obtenues pendant les six premiers mois de fonctionnement. Après la présentation des méthodes d'étalonnage et d'extraction du signal gamma, ces techniques sont appliquées aux données prises sur la nébuleuse du Crabe. On obtient un signal significatif permettant d'estimer un flux différentiel à 1 TeV en accord avec les résultats obtenus par d'autres expériences dans le même domaine en énergie. Ces résultats sont exploités pour estimer le potentiel de détection de HESS au signal gamma d'annihilation de neutralinos en provenance du centre galactique et de l'amas globulaire Omega du Centaure. Dans cette étude, une modélisation des halos de matière noire est confrontée aux observations astrophysiques.