La cosmologie est maintenant entré dans une ère de mesures de précision, et l'objectif des observations est maintenant la chasse aux contradictions au sein du Modèle Cosmologique. La mesure des distances de luminosité de SNe Ia en fonction de leur décalage vers le rouge a permis de découvrir l'accélération de l'expansion cosmique. Aujourd'hui, les SNe-Ia sont encore la sonde la plus sensible à w, l'équation d'état de l'énergie noire, et le nombre croissant de SNe-Ia sont détectés et étudiés par plusieurs collaborations partout dans le monde, afin d'affiner la mesure du valeur de w. La précision sur w est maintenant aussi bas que 7%, avec près de 1000 SNe-Ia dans le diagramme de Hubble. Malheureusement, la mesure est désormais dominé par les incertitudes systématiques, la principale source de la systématique en étant l'étalonnage photométrique des imageurs utilisés pour mesurer le flux des SNe Ia. Ce travail de thèse a pour sujet l'étalonnage photométrique. Pour améliorer les résultats actuels, les astronomes n'ont pas d'autre choix que de revoir les systèmes d'étalonnage anciens. Depuis 2005, les collaborations sur l'énergie noire ont lancé des efforts d'étalonnage ambitieux, redéfini les standards primaires et la métrologie entre ces standards et leurs images scientifiques pour pousser le budget d'erreur bien inférieure à 1%. Depuis 2008, le groupe de Cosmologie de l'LPNHE a été impliqué dans la construction d'un système d'étalonnage spectrophotométrique pour la dernière génération des imageurs grand-champ. En particulier, l'équipe a conçu et construit SkyDICE (SkyMapper Direct Illumination Calibration Experiment), installé dans le dôme du télescope SkyMapper (Observatoire Siding Springs, Australie). Dans ce projet nous avons montré qu'il est possible de construire une source lumineuse à base des LEDs qui échantillonnent uniformément toute la gamme des longueur d'ondes visible du télescope SkyMapper. La stabilité de la source est remarquable, allant de quelques 10-4 pour la majorité des LEDs, à 10−3 pour les canaux les moins stables. J'ai détaillé l'étalonnage spectrophotométrique de l'appareil sur notre banc de test au LPNHE. Plus important encore, j'ai montré qu'il est possible de construire un modèle spectrophotométrique de chaque LED, qui peut prédire le spectre des LEDs à n'importe quelle température T. Chacun de ces modèles est livré avec un budget d'incertitude que représente (1)-le nombre limité de mesures spectroscopiques et photométriques et (2)-les incertitudes du banc de test. Enfin, j'ai décrit une méthode pour calibrer les bandes passantes effectives de l'imageur, et de surveiller les filtre avec des sériés d'images d'étalonnage prises avec SkyDICE. Cette méthode prend en compte toutes les incertitudes du banc d'essai et le propage aussi exactement que possible. Le méthode est actuellement appliqué à l'ensemble de données réelles de SkyDICE, et ce qui a été présenté ici est un ensemble de tests effectués sur des ensembles de données simulées. Un résultat important de ce travail est que, malgré le fait que les LEDs ne sont pas des sources monochromatiques, nous sommes en mesure de contrôler la position des fronts de filtre avec une précision bien inférieure à 1-nm. En ce qui concerne la bande passante étalonné, nous avons calculé les incertitudes affectant nos estimations sur la normalisation de la bande passante, par rapport à la bande r. Dans le meilleur scénario, où les incertitudes sont tous corrélés positivement, nous avons montré que, après quelques analyses d'étalonnage, nous nous attelons à une précision d'environ 0,4% dans les bandes u et v et d'environ 0,3% dans les autres bandes. L'analyse de l'ensemble de données des SkyDICE est toujours en cours et le premier contraintes seront publiés bientôt.

L'avènement des télescopes de classe de 30 à40 m va permettre l'étude de la formation et l'évolution des galaxies primordiales de l'univers. Le concept d'optique adaptative multi-objet (MOAO) a alors été proposé pour la conception des futurs spectrographes de l'E-ELT. Cette technique repose sur un contrôle en boucle ouverte du miroir déformable, et sur la reconstruction tomographique du front d'onde dans les directions d'intérèts. La MOAO a donc besoin d'être validée sur le ciel, c'est le rôle du démonstrateur CANARY. Cet instrument est doté de voies d'analyse du front d'onde sur des étoiles guides naturelles et lasers. À partir des mesures de ces analyseurs, l'algorithme Learn&Apply estime les mesures d'un analyseur sur l'axe, communément appelé le Truth Sensor, pour piloter le miroir déformable de CANARY. Le but de l'expérience est alors de démontrer la faisabilité technique de la MOAO, et de chiffrer les performances de CANARY sur le ciel. Cette thèse a pour but de donner des éléments de réponse aux interrogations actuelles concernant la MOAO. Ce manuscrit donne une extension et une analyse détaillée de la synthèse du reconstructeur tomographique avec étoiles lasers. La modélisation complète d'un système MOAO y est discutée et validée. La thèse a consisté à recueillir des données sur le ciel de CANARY au WHT, puis à les exploiter pour évaluer les performances de la MOAO sur le ciel. Une analyse statistique de la profilométrie de la turbulence et des performances est discutée, notamment pour évaluer l'impact de la tomographie et des étoiles lasers.

Le télescope ANTARES, grâce auquel j'ai réalisé mon travail de thèse, permet d'étendre notre observation de l'univers au travers des neutrinos. Celui-ci est maintenant arrivé au terme de sa construction au large des côtes méditerranéennes à une profondeur de ~2500m et consiste à détecter, par l'intermédiaire de photomultiplicateurs, la lumière Čerenkov produite lors du passage d'un muon (produit de l'interaction neutrino/milieu terrestre par courant chargé) dont la vitesse est supérieur à la vitesse de la lumière dans lemilieu (l'eau). Sa direction reconstruite nous permet alors d'en déduire son origine. Nous sommes actuellement à 12 lignes déployées et connectées sur le site depuis la fin Mai 2008 avec lesquelles un très grand nombre de muons ont déjà été collectés. Chaque ligne verticale possède une batterie de 25 étages équipés chacun de trois PMTs avec l'électronique associée. Ma thèse a donc consisté à calibrer, avant le déploiement de chaque ligne, les photomultiplicateurs en temps et en charge afin d'en extraire les données nécessaires à la reconstruction et l'identification de traces de muons montants ou descendants (d'origine astrophysique ou atmosphérique). Ainsi, c'est grâce aux informations directionnelles que la détection indirecte de matière noire devient possible dans le cas par exemple de son auto-annihilation au sein du Soleil.

Les succès des récentes mesures des anisotropies en température et en polarisation du spectre du fond diffus cosmologique (CMB), notamment par les satellites WMAP et bientôt PLANCK, ont considérablement transformé les perspectives en cosmologie. Sur le plan scientifique, celles ci viennent fortement confirmer le scénario du Big Bang et ont contribué à établir un modèle standard de la Cosmolgie appelé ΛCDM. Les efforts sont aujourd'hui portés sur la polarisation de ce rayonnement. En effet pendant une période inflationnaire où l'univers aurait subi une expansion accélérée, un mode particulier de polarisation du CMB appelé mode B aurait été généré par des ondes gravitationnelles primordiales. La mesure de ces modes B primordiaux pousse les contraintes instrumentales de 3 à 5 ordres de grandeur. Leur détection éventuelle fait du CMB un enjeu pour la physique fondamentale en tant que preuve indirecte de l'existence des ondes gravitationnelles, tout en nous offrant une fenêtre unique et riche en information sur les tout premiers instants de l'Univers. Mon travail de thèse aborde cette problématique au niveau instrumental. Les détecteurs utilisés sont aujourd'hui en dessous du bruit lié à la statistique d'arrivée des photons. Le seul moyen d'améliorer la sensibilité est donc d'augmenter soit le temps d'observation, soit le nombre de détecteurs, en prenant soin de réduire au maximum les sources d'erreurs systématiques. Une des solutions les plus prometteuses est le développement de la technologie supraconductrice. Cette dernière offre une réponse à ces deux problèmes : - Une facilité de réalisation en matrice en utilisant des techniques de micro-fabrication. - La possibilité d'utiliser une contre-réaction négative afin d'améliorer l'uniformisation de leur réponse et ainsi réduire les effets systématiques.

La " conception pour la fabrication " ou DFM (Design for Manufacturing) est une méthode maintenant classique pour assurer lors de la conception des produits simultanément la faisabilité, la qualité et le rendement de la production. Dans l'industrie microélectronique, le Design Rule Manual (DRM) a bien fonctionné jusqu'à la technologie 250nm avec la prise en compte des variations systématiques dans les règles et/ou des modèles basés sur l'analyse des causes profondes, mais au-delà de cette technologie, des limites ont été atteintes en raison de l'incapacité à sasir les corrélations entre variations spatiales. D'autre part, l'évolution rapide des produits et des technologies contraint à une mise à jour " dynamique " des DRM en fonction des améliorations trouvées dans les fabs. Dans ce contexte les contributions de thèse sont (i) une définition interdisciplinaire des AMDEC et analyse de risques pour contribuer aux défis du DFM dynamique, (ii) un modèle MAM (mapping and alignment model) de localisation spatiale pour les données de tests, (iii) un référentiel de données basé sur une ontologie ROMMII (referential ontology Meta model for information integration) pour effectuer le mapping entre des données hétérogènes issues de sources variées et (iv) un modèle SPM (spatial positioning model) qui vise à intégrer les facteurs spatiaux dans les méthodes DFM de la microélectronique, pour effectuer une analyse précise et la modélisation des variations spatiales basées sur l'exploitation dynamique des données de fabrication avec des volumétries importantes.

Le télescope à neutrinos ANTARES est situé à 2500 mètres de profondeur, et est composé d'un réseau de 900 photomultiplicateurs installés pour la détection de la lumière Cherenkov émise par des muons, induits par l'interaction de neutrinos avec la matière, et dans le but de reconstruire leur direction. Cependant en outre d'être en mesure de détecter des neutrinos de hautes énergies, les télescope à neutrinos pourraient mesurer le passage de monopôles magnétiques dans le détecteur. Dans ce travail, ont été présentées tout d'abord les différentes méthodes d'étalonnage utilisées afin de caractériser les photomultiplicateurs, qui sont le cœur d'un télescope à neutrinos. La possibilité de détecter des monopôles magnétiques avec ANTARES a ensuite été abordée, puis une première analyse optimisée pour la recherche de monopôles de hautes vitesses a montré la grande sensibilité offerte par le télescope. Enfin, un algorithme de reconstruction de traces a été modifié, et une nouvelle analyse cette fois sensible sur une plus grande gamme de vitesse a été effectuée. Après l'application de la dernière analyse sur les données prises en 2008 par le télescope ANTARES, de nouvelles limites supérieures sur le flux de monopôles magnétiques ascendants de masse inférieure 'a 1014 GeV ont finalement été obtenues, et sont les meilleures contraintes expérimentales sur leur flux pour la région de vitesse β " [0.625, 0.995].

Le télescope ANTARES pour detecter les neutrinos de haute énergie est un réseau tridimensionnel de photomultiplicateurs répartis sur 12 lignes, installés sur le fond marin de la Méditerranée. Le détecteur a été utilisé dans des configurations partielles depuis Mars 2006 et le déploiement a été achevée en mai 2008. Le principal objectif de l'expérience est la recherche de neutrinos de haute énergie à partir de sources astrophysiques . Un télescope à neutrinos dans l'hémisphère Nord inclut le centre galactique dans son champ de vision et il peut être considéré comme complémentaire au télescope IceCube en Antarctique. Le détecteur est optimisée pour la détection de neutrinos muoniques, au delà de la seuile de 1 TeV et en détectant les muons issus des interactions, particules chargées qui peuvent voyager kilomètres et sont presque colinéaires avec les neutrinos originaires. Les neutrinos de haute énergie peuvent avoir différentes origines : ils pourraient être créés lors de l'interaction des rayons cosmiques énergétiques élevés avec le CMB ou dans des phénomènes cosmologiques tels que restes de supernovae ou AGN. Il y a d'autres sources possibles en raison de nouvelles théories dans le domaine de la physique au-delà du Modèle Standard. Dans ma troisième année de thèse, j'ai effectué la recherche pour des neutrinos muoniques extraterrestres d'énergie ultra-haute (dans la gamme dynamique de 100 PeV - 10 EEV) issus de sources non résolues . Si la sensibilité des techniques de recherche de sources ponctuelles est trop petit à détecter flux de neutrinos de corps célestes individuels, il est possible que les sources ensemble pourraient produire un excès d'événements au cours du fond de neutrinos atmosphériques et reconnaissable comme un signal UHE. La sensibilité du détecteur de neutrinos ANTARES à diffuser est évaluée à partir de simulations MonteCarlo, une production dédiée à la gamme d'énergies écrit ci-dessus. L'absorption des neutrinos par la Terre pour des énergies supérieures que PeV avait été prise en compte, de sorte que la recherche de l' astrophysique signal est limitée près de l'horizon. Dans cette zone angulaire la plus sévère source de fond sont les neutrinos atmosphériques , mais aussi les muons atmospheriques qui même très réduites en nombre, peuvent feindre un signal cosmique. Sachant que les événements UHE déposent une grande quantité de lumière dans le détecteur , six des variables de ce type ont été choisies et ensuite une combinaison d'entre eux a été utilisés pour discriminer le signal du fond. J'ai pris en compte les différentes configurations de détection du Dec. 2008 à Décembre 2011 lors de l'analyse des données , avec une durée de vie équivalente de 800 jours. Les résultats sont représentés et la limite supérieure de flux diffus de neutrinos va être estimé, compte tenu de différents types de flux de UHE astrophysique sources d'accélération , comme AGN , un Waxman - Bahcall comme spectre ou un modèle de GZK coupure , dans le scénario de neutrinos cosmologique.

L'acquisition d'images en comptage de photons du spectre visible, avec une grande précision sur la date de chaque photo événement, est particulièrement profitable pour les techniques d'observation au sol. Dans la première partie de cette thèse, après une revue des différentes techniques d'acquisition et de traitements des photoévénements, je présente un nouveau type de caméra à comptage, remarquable pour sa haute résolution temporelle et son haut flux maximum, la caméra DELTA (Détection d'Événements Lumineux par Trois Axes). Je décris le principe de cette caméra, ainsi que différentes solutions techniques (optique, électronique, informatique) qui pourraient être employées. J'expose également des nouvelles techniques de mesure et d'exploitation de l'information temporelle liée aux photoévénements. La seconde partie de mon travail concerne la détection et le suivi des franges en interférométrie stellaire optique à longue base au sol. Après une étude statistique du problème, je décris les différentes façons d'introduire dans les données de l'information a priori pour une meilleure efficacité de la détection. Une des méthodes proposées, utilisant l'information a priori sur le piston atmosphérique fait appel a une datation précise des photons, et par conséquent aux techniques décrites dans la première partie.

Texte remanié de: Th. doct.--Droit public--Reims, 1989. / Bibliogr. p. 241-252.

L'intégration 3DVLSI, également connue sous le nom d'intégration monolithique ou séquentielle, est présentée et évaluée dans cette thèse comme une alternative à la réduction du nœud technologique des circuits logiques CMOS. L’avantage principal de cette technologie par rapport à l'intégration parallèle 3D, déjà existante, est l'alignement précis entre les niveaux, ce qui permet des contacts 3D réduits et plus proches. Un autre avantage, extrêmement favorable à l’approche 3DVLSI, est l’amélioration du placement et du routage par rapport aux circuits planaires, notamment parce qu’elle permet des interconnexions plus courtes et qu’elle offre a un degré de liberté supplémentaire dans la direction Z pour la conception. Par exemple, les fils les plus longs dans les circuits planaires peuvent ainsi être réduits grâce aux contacts 3DCO, en diminuant les éléments parasites d'interconnexion. Il est ainsi possible d’augmenter la vitesse du circuit et de réduire la puissance électrique. Dans ce contexte, la thèse a été divisée en deux parties. La première partie traite de l’évaluation de la Consommation, des Performances et de la Surface (CPS) et donne des recommandations pour la conception des circuits 3D. La deuxième partie traite la variabilité des circuits 3D en utilisant un modèle statistique unifié, et en proposant une approche pour la variabilité des circuits multi-niveaux. / 3DVLSI integration, also known as monolithic or sequential integration is presented and evaluated in this thesis as a potential contender to continue the scaling for CMOS logic circuits. The main advantage of this technology compared to the already existing 3D parallel integration is its high alignment among tiers, enabling small size and pitch with the inter-tier contacts (3DCO). Another great 3DVLSI feature is its improved capability to place and route circuits, compared to the planar approach: the interconnections can be shorter as the design has an additional degree of freedom in the Z direction. For instance, long wires in planar circuits can cut thanks to 3DCO contacts, lowering the interconnection parasitic elements and speeding up the circuit as well as reducing the power. In this framework, the thesis has been divided into two parts: the first part is dedicated to the evaluation of Performance, Power and Area (PPA) of 3D circuits and gives design guidelines. The second part treats the variability in 3D circuits by using a 3D unified statistical model and propose an approach for the multi-tier variability.