Search

The polarization is an important probe of many astrophysical and cosmological processes. The study of the Cosmic Microwave Background (CMB) is one of the major goals in Cosmology because it represents an important source of information on the cosmological model of the Universe. The measure of CMB polarization, and in particular the detection of its B modes, would sign the presence of primordial gravitationnal waves and be a powerful probe of inflation. In Astrophysics, the magnetic field can be traced via the observation of dust polarization, and its observation by Planck reveals a well organized magnetic field at large angular scales. Observations have shown that stellar formation takes place in dense filamentary structures and suggest that magnetic field plays an important role in it. High resolution observations of polarization in the filaments will allow us to further probe the role of magnetic field in star formation, and this is one of the main goals of the polarized channel of the NIKA2 camera. Polarization with NIKA2 is reconstructed thanks to the continuous rotation of a Half Wave Plate (HWP) and detectors of a new technology : KIDs (Kinetic Inductance Detectors). It is the only experiment that uses this combination, it thus gives an important feedback in the perspective of deploying it on future CMB polarization instruments.A part of this thesis focuses on the characterization of the polarization module of NIKA2. It presents the data analysis that allows the reconstruction of polarization and the methods that were developed to subtract systematic effects such as the parasitic signal from the HWP and instrumental polarisation.In the context of the search for B modes and in the perspective of doing more precise estimations of polarization, the last part presents two studies : one on the construction of new estimators of polarization that take into account the noise on intensity, and the other one on non-linearity produced by the reconstruction of a KID signal and how it impacts the detection of CMB B modes.; La polarisation représente une sonde importante permettant l'étude de nombreux processus astrophysiques et cosmologiques. L'étude du fond diffus cosmologique (CMB en anglais) est un enjeu clef de la Cosmologie moderne car il représente une importante source d'informations sur les paramètres de l'Univers. La mesure de la polarisation du CMB, et plus particulièrement la détection de ses modes B permettrait de contraindre les modèles inflationnaires en signant la présence d'ondes gravitationnelles primordiales. Dans le domaine Astrophysique, les observations ont montré que la formation stellaire a lieu dans des structures denses et filamentaires du milieu interstellaire. Le champ magnétique peut être tracé à travers l'émission polarisée de la poussière, et son observation par Planck révèle la présence d'un champ magnétique à grande échelle et suggère que celui-ci joue un rôle important dans la formation stellaire. La voie polarisée de la caméra NIKA2 permettra de cartographier à haute résolution et haute sensibilité ces zones de formation stellaire, ce qui constituera un apport d'information supplémentaire sur le rôle du champ magnétique à l'échelle des filaments. Pour cela, NIKA2 utilise une lame demi-onde en rotation continue et un nouveau type de détecteurs : les KIDs. C'est actuellement le seul instrument utilisant cette combinaison et représente un retour d'expérience important dans l'optique d'installer un tel système sur de futurs projets visant à mesurer la polarisation du CMB.Une partie des travaux réalisés dans cette thèse a été faite dans le cadre du commissioning du module polarisé de NIKA2. En s'appuyant sur les observations de sources compactes et diffuses réalisées, elle présente les différentes méthodes développées afin de caractériser l'instrument : reconstruction des cartes des paramètres de Stokes, soustraction des effets systématiques propres à la polarisation (signal parasite de la lame, polarisation instrumentale).Dans le cadre plus général de la recherche des modes B, la dernière partie propose de nouveaux estimateurs de la polarisation plus généraux que ceux utilisés dans la littérature, notamment en ce qui concerne l'incertitude sur l'intensité.Elle présente également une étude sur la non-linéarité induite par les méthodes de reconstruction du signal des KIDs et l'impact que celle-ci pourrait avoir sur la détection des modes B.

From the Introductoire d’astronomie, first astronomical work written in French ca 1270, to a previously unknown compilation of astronomical parts of L’Image du monde, a book dating back to the first quarter of the 15th century, latin and arabo-latin astronomical traditions were gradually brought into French. This transfer was achieved through translations, adaptations, compilations and commentaries. They produced works related to the luni-solar astronomy of comput (calendars, almanacs and tables), as well as texts offering theoretical models of the world system, based on mathematical and geometrical traditions, instructions for astronomical instruments and sphere treatises. The French authors had to describe the sky and the world in a language which was still lacking specific scientific and technic vocabulary. In order to do so, they resorted to various lexical creation processes, such as loans and semantic copies of the latin original, or morphologic derivations and semantic specification from French words in common usage. Our aim is to understand how this lexical blooming, intrinsic to the transfer of a scientific field in a new language, gave rise to a specific lexicon, and ultimately to examine to what point this lexicon became an accurate terminology during the time period under review. This thesis includes a general study of the translatio of astronomy in French, editions of the works of this period, and a lexicological analysis of certain terms, either specific or made so by the context. It is the first research on astronomy in French at the end of the Middle Ages, written in order to contribute to the history of specific lexicon in French.; Entre L’Introductoire d’astronomie, première œuvre astronomique écrite en français ca 1270, et une compilation jusqu’alors inconnue des passages astronomiques de L’Image du monde, datant du premier quart du XVe siècle, les traditions astronomiques latine et arabo-latine passent en français par le biais de traductions, d’adaptations, de compilations et de commentaires qui produisent des œuvres liées à l’astronomie luni-solaire du comput (calendriers, almanachs, tables), des textes proposant des modèles théoriques du fonctionnement du monde, fondés sur la tradition mathématique et géométrique, des modes d’emploi d’instruments astronomiques et des traités de la sphère. Les auteurs français doivent donc dire le Ciel et le Monde dans une langue qui manque encore de vocabulaire scientifique et technique spécialisé. Pour y parvenir, ils recourent à divers procédés de création lexicale : emprunt ou calque sémantique à partir du latin, dérivation morphologique ou spécialisation sémantique de mots français relevant de l’usage courant. Il s’agit donc de comprendre comment, de ce foisonnement lexical inhérent à l’adaptation d’un savoir dans une nouvelle langue peut émerger un lexique spécialisé ; mais également d’étudier si notre période voit ce lexique se constituer en terminologie. Par le biais d’une étude de la translatio de l’astronomie en français, d’une édition des œuvres de la période et d’une analyse lexicologique des termes spécialisés ou recevant un sens spécialisé en contexte, ce travail vise à offrir la première étude consacrée à l’astronomie en français à la fin du Moyen Âge, dans le but de contribuer à l’histoire des lexiques spécialisés du français.

From the Introductoire d’astronomie, first astronomical work written in French ca 1270, to a previously unknown compilation of astronomical parts of L’Image du monde, a book dating back to the first quarter of the 15th century, latin and arabo-latin astronomical traditions were gradually brought into French. This transfer was achieved through translations, adaptations, compilations and commentaries. They produced works related to the luni-solar astronomy of comput (calendars, almanacs and tables), as well as texts offering theoretical models of the world system, based on mathematical and geometrical traditions, instructions for astronomical instruments and sphere treatises. The French authors had to describe the sky and the world in a language which was still lacking specific scientific and technic vocabulary. In order to do so, they resorted to various lexical creation processes, such as loans and semantic copies of the latin original, or morphologic derivations and semantic specification from French words in common usage. Our aim is to understand how this lexical blooming, intrinsic to the transfer of a scientific field in a new language, gave rise to a specific lexicon, and ultimately to examine to what point this lexicon became an accurate terminology during the time period under review. This thesis includes a general study of the translatio of astronomy in French, editions of the works of this period, and a lexicological analysis of certain terms, either specific or made so by the context. It is the first research on astronomy in French at the end of the Middle Ages, written in order to contribute to the history of specific lexicon in French.; Entre L’Introductoire d’astronomie, première œuvre astronomique écrite en français ca 1270, et une compilation jusqu’alors inconnue des passages astronomiques de L’Image du monde, datant du premier quart du XVe siècle, les traditions astronomiques latine et arabo-latine passent en français par le biais de traductions, d’adaptations, de compilations et de commentaires qui produisent des œuvres liées à l’astronomie luni-solaire du comput (calendriers, almanachs, tables), des textes proposant des modèles théoriques du fonctionnement du monde, fondés sur la tradition mathématique et géométrique, des modes d’emploi d’instruments astronomiques et des traités de la sphère. Les auteurs français doivent donc dire le Ciel et le Monde dans une langue qui manque encore de vocabulaire scientifique et technique spécialisé. Pour y parvenir, ils recourent à divers procédés de création lexicale : emprunt ou calque sémantique à partir du latin, dérivation morphologique ou spécialisation sémantique de mots français relevant de l’usage courant. Il s’agit donc de comprendre comment, de ce foisonnement lexical inhérent à l’adaptation d’un savoir dans une nouvelle langue peut émerger un lexique spécialisé ; mais également d’étudier si notre période voit ce lexique se constituer en terminologie. Par le biais d’une étude de la translatio de l’astronomie en français, d’une édition des œuvres de la période et d’une analyse lexicologique des termes spécialisés ou recevant un sens spécialisé en contexte, ce travail vise à offrir la première étude consacrée à l’astronomie en français à la fin du Moyen Âge, dans le but de contribuer à l’histoire des lexiques spécialisés du français.

The Cosmic Microwave Background (CMB) is a key cosmological probe, that sets tight constraints on the CDM model of the Universe. Released 380000 years after the big bang, it exhibits tiny anisotropies in temperature and polarisation which trace the cosmic inhomogeneities at different epochs of the Universe. On the one hand, primary anisotropies give access to inflation, during which the primordial perturbations are generated. On the other hand, secondary anisotropies trace inhomogeneities in the recent Universe, which have evolved into large scale structures through gravity, starting from the primordial ones. Hence CMB anisotropies are a powerful probe of both the origin of inhomogeneities in the very early Universe, and their evolved state in the late-time Universe. This thesis deals with two aspects of inhomogeneities by first considering their production in an extension of the inflationary scenario, and second by predicting the impact of magnetic fields in large scale structures on the secondary CMB polarised anisotropies.Despite its successes, inflation does not solve the initial big bang singularity issue, where gravity might need to be quantised. In Loop Quantum Cosmology (LQC), this singularity is replaced by a quantum bounce. Single field LQC with quadratic potential has already been studied and predicts an inflation phase following the bounce. Then, primordial inhomogeneities are not only produced during inflation, but also during the bounce and the contraction preceding it. Here, I considered a multifield extension of LQC with two fields: a massive one as being the inflaton, and a massless one used as an internal clock. I first studied the background evolution of the Universe both analytically and numerically. I showed that far in the contraction, the massive field dominates the energy budget. I have also checked that inflation remains likely to happen, despite the presence of the massless field. Secondly, I investigated how perturbations are produced. Unlike the one-field case, they are now described by an isocurvature component in addition to the standard adiabatic one, the former being characteristic of multifield models, for which Planck has put upper limits. In the remote past of the contraction, these two kinds of perturbations are highly coupled. I showed how to set their initial conditions by using appropriate variables mixing both kinds of perturbations, making the coupling subdominant. These perturbations remain to be propagated through the bounce down to the end of inflation to get their primordial (cross)spectra, to be subsequently compared to observational constraints.Since its released, the CMB traveled through large scale structures before reaching us. This leads to secondary anisotropies by its interaction with these structures, like e.g. gravitational deflection or the SZ effect in clusters. Magnetic fields have been observed in galaxies and larger structures. Since these structures are also filled with free electrons, this should lead to the Faraday Rotation (FR) effect which rotates the primordial linear polarisation, turning E into B modes, and to the Faraday Conversion (FC) effect which converts linear into circular polarisation. I revisited these sources of secondary anisotropies by computing the angular power spectra of the FR angle and the FC rate by large-scale structures. I used the halo model paying special attention to the impact of magnetic field projections. I found angular power spectra peaking at multipoles 104. Assuming a mass-independent magnetic field, the angular power spectra scale with the amplitude of matter perturbations as 83. This scaling is however degenerated with the one of the magnetic field with halos’ mass. I finally detail how to compute the full angular power spectra of polarised anisotropies, starting from the FR and FC power spectra. I also show how to reconstruct the FR and FC fields from the CMB adapting the estimators developed for lensing reconstruction.; Le Fond Diffus Cosmologique (FDC) est une sonde cosmologique clé mettant des contraintes étroites sur le modèle CDM de l’Univers. Emis 380000 ans après le big bang, il montre de petites anisotropies en température et en polarisation qui tracent les inhomogénéités cosmiques à différentes époques de l’Univers. D’une part, les anisotropies primaires donnent accès à l’inflation durant laquelle les perturbations primordiales sont générées. D’autre part, les anisotropies secondaires tracent les inhomogénéités dans l’Univers récent, qui ont évolué en grandes structures sous l’action de la gravité, à partir des inhomogénéités primordiales. Ainsi les anisotropies du CMB sont une sonde puissante à la fois de l’origine des inhomogénéités dans l’Univers très jeune, et de leur état évolué dans l’Univers récent. Cette thèse porte sur deux aspects des inhomogénéités: d’abord leur production dans une extension du scénario inflationnaire, puis la prédiction de l’impact des champs magnétiques des grandes structures sur les anisotropies secondaires polarisées du FDC.Malgré ses succès, l’inflation ne résout pas le problème de la singularité initiale du big bang, où la gravité pourrait être quantique. En Cosmologie Quantique à Boucles (CQB), cette singularité est remplacée par un rebond quantique. La CQB à un champ avec potentiel quadratique a déjà été étudiée et prédit une phase d’inflation suivant le rebond. Les perturbations primordiales ne sont plus seulement produites pendant l’inflation, mais aussi pendant le rebond et la contraction le précédant. Ici, j’ai considéré une extension à deux champs de la CQB avec un champ massif comme inflaton, et un champ sans masse servant d’horloge interne. J’ai d’abord étudié l’évolution globale de l’Univers de manière analytique et numérique, montrant que loin dans la contraction, le champ massif domine le contenu énergétique. J’ai aussi vérifié que l’inflation reste probable, malgré la présence du champ sans masse. Puis, j’ai examiné la production de perturbations: contrairement au cas à un champ, en plus de la composante adiabatique standard, elles sont ici décrites par une composante isocourbe, caractéristique des modèles multi-champs et pour laquelle Planck a mis des limites supérieures. Loin dans la contraction, ces deux composantes sont hautement couplées. J’ai montré comment fixer leurs conditions initiales en utilisant des variables combinant les deux types de perturbations, rendant le couplage sous-dominant. Il reste maintenant à les propager à travers le rebond jusqu’à la fin de l’inflation pour obtenir leurs spectres de puissance (croisé), à comparer ensuite aux contraintes observationnelles.Depuis son émission, le FDC a voyagé à travers les grandes structures avant de nous atteindre. Son interaction avec les structures engendre des anisotropies secondaires, comme celles dues à l’effet SZ dans les amas. Des plasmas magnétisés ont été observés dans les galaxies et les grandes structures. Cela devrait engendrer de la Rotation Faraday (RF) de la polarisation linéaire primordiale, transformant des modes E en B, et de la Conversion Faraday (CF) de la polarisation linéaire en circulaire. J’ai revisité ces sources d’anisotropies en calculant les spectres de puissance angulaires de l’angle de RF et du taux de CF par les grandes structures. J’ai utilisé le modèle de halo en me focalisant sur l’impact des projections des champs magnétiques. Les spectres piquent à des multipoles 104 et sont proportionnels à 83, en supposant un champ magnétique indépendant de la masse du halo. Cette dépendance est cependant dégénérée avec celle qui existe entre les champs magnétiques et la masse des halos. Puis, je détaille le calcul des spectres de puissance angulaires totaux des anisotropies polarisées, à partir de ceux de la RF et de la CF. Enfin, je montre comment reconstruire les champs de RF et de CF à partir du FDC en adaptant les estimateurs développés pour la reconstruction du lentillage gravitationnel.

À travers l’évocation de trois crises majeures vécues par des localités du Nord-Est de la Thaïlande, dont chacune relève d’une configuration de risques différente (dilution des rapports sociaux et risque de désintégration du corps social ; non-respect des règles cosmologiques ; intrusion d’esprits maléfiques), l’auteur examine les réponses qui ont été apportées à ces évènements dramatiques par les communautés locales. Deux des crises étudiées illustrent d’autre part les tensions existant entre l’État thaïlandais et les populations rurales du Nord-Est en matière de développement et de gestion de problèmes de société. Through the narrative of three major crises experienced by local communities in the North-East of Thailand, each of which exemplifying a different configuration of risks (breakdown of the community, non-compliance with cosmological rules, intrusion of evil spirits), the author examines the responses that have been made to these dramatic events. Two of the crises studied also illustrate the tensions between the Thai state and the peasantry in terms of development and management of social problems.

Cet article propose une lecture du documentaire du réalisateur chilien Patricio Guzman Nostalgie de la lumière dans lequel le désert d’Atacama, cadre topologique de l’œuvre, est envisagé comme le dispositif psychique de la conscience traumatique chilienne. Le documentaire déploie selon nous une anamnèse des différents passés stratifiés dans cet espace, qui – dans la mesure où elle commence avec le passé primordial, celui précédant la genèse des structures de notre univers – peut être rapproché de la grande enquête cosmologique schellingienne que représente les Âges du monde. En mettant en miroir le projet schellingien avec la Phénoménologie de l’esprit, et à l’aide d’outils psychanalytiques inscrit dans la filiation de Freud, Abraham et Torok et Lyotard, l’article montre de quelle manière le mouvement dialectique à l’œuvre dans le processus historique peut être compris chez Hegel en termes organiques et donc comme une canalisation des flux libidinaux perpétuellement réinvestit dans le devenir historique. La Phénoménologie de l’esprit, texte de la santé de l’esprit et du perpétuel ajustement au principe de réalité, malgré des pertes locales, fonctionne donc sous la logique du réinvestissement de flux économiques et libidinaux. Schelling au contraire, en mettant la matière du passé primordial - c’est-à-dire une matière aux structures extremement instables et aux très hautes températures - au fondement de tout processus d’apparition, y compris historique, fait de la jouissance – c’est-à-dire de la déliaison – le réservoir des structures visibles. La mélancolie du deuil, en refusant de réinvestir ses flux libidinaux pour ne pas abandonner ses morts, entretient des rapports étroits avec la force de négation schellingienne et partant, avec la force de création, ou moment orgiaque de la jouissance. L’œuvre tardive de Guzman et son montage en écho s’inscrivent dans ce type de mélancolie productive. This article offers an analysis of Patricio Guzman’s documentary titled “Nostalgy for the Light” in which I consider the desert of Atacama – the movie’s topological framework – as the psychic dispositive of the Chilean traumatic consciousness. The documentary, I suggest, unfolds various layers of the past stratified in this desertic space in a movement of anamnesis. Given the fact that this movement starts with the most primordial past – the one preceding the genesis of the visible structures of our universe – I aver that it would be fruitful to read it with Schelling’s larger cosmological enquiry, i.e the Ages of the World. Reading Schelling’s project alongside with the Phenomenology of Spirit, also with recourse to psychoanalytical tools, the article shows how Hegel’s dialectical movement of the historical process can be understood in organic terms, i.e as a canalisation/liaison of libidinal fluxes. Drawing on Lyotard’s Des dispositifs pulsionnels, I show that the Phenomenology of Spirit is a text on the Spirit’s ‘process towards health through its ongoing adjustments to the reality principle (effectivity). Despite local loss, the Spirit’s ‘development can be seen as a logic of the reinvestment of the economical and libidinal fluxus. Schelling, on the other hand, situates the primordial past matter (having highly instable structures) at the foundation of the current structures of visibility and deems jouissance (the opposite of the organic liaison) storage of the current organisation of the realm of visibility. Grief’s melancholy in its refusal to reinvest its libidinal fluxes gets close to the negation force of Schelling that is situated at the genesis of the universe – i.e the creation. Guzman’s late work and the specific type of montage he makes use of can be considered within this framework of creative melancholy.

Le territoire (Nitaskinan), dans la pensée autochtone, est une notion centrale et pluridimensionnelle ; elle induit un territoire historique, géographique et politique revendiqué ainsi qu’un territoire cosmologique inscrit au cœur de rites et de croyances ancestrales. C’est l’articulation et l’harmonisation de ce territoire pluriforme que l’artiste atikamekw Eruoma Awahish entreprend de présenter dans son œuvre. Ce mémoire adresse la manière dont l’artiste représente le territoire, à la fois dans une volonté d’ancrage traditionnel et de réactualisation contemporaine dans une perspective diachronique. L’artiste déploie une esthétique franche et colorée, elle s’emploie à renverser les codes du colonialisme et développe des stratégies afin de contribuer aux revendications et à l’affirmation territoriale des Premières Nations. Par le biais d’une production artistique politisée, Eruoma Awashish applique un prisme décolonisateur ; elle réinvestit une histoire coloniale et offre aux symboles et aux narrations autochtones une place centrale et active. Ce mémoire met subséquemment l’emphase sur la capacité des nations autochtones à s’adapter, à s’auto-définir et à s’auto-représenter. Les artistes se font les témoins et les vecteurs d’une affirmation et d’une recherche de souveraineté qui, chez Awashish, est à la fois visuelle, culturelle et territoriale. Déployant une approche interdisciplinaire, à l’image de la production de l’artiste, ce mémoire prend pour appui les écrits de penseur.se.s autochtones afin de présenter la démarche et la production d’une artiste ancrée dans un contexte contemporain complexe soumis à de nombreuses revendications politiques, culturelles et territoriales. Si les œuvres d’Awashish transmettent et diffusent ces revendications, elles sont toutefois, avant tout, le reflet de croyances et d’une histoire territoriale atikamekw., In the indigenous way of thinking, territory (Nitaskinan) is an important and multidimensional notion; it includes the historical, geographical and political territory, which is reclaimed, as well as the cosmological territory inscribed into rituals and ancestral beliefs. This thesis will present how the atikamekw artist Eruoma Awashish articulates and harmonizes this multiformal territory. It aims to address the way in which the artist represents this territory, both with the will to anchor it into traditions, and to contemporarily re-actualize it under a diachronic perspective. The artist displays a frank and colored aesthetic. She is working to shift colonial codes and to develop strategies in order to contribute to current claims and territorial affirmations of the First Nations. Through a politicized artistic production, Eruoma Awashish applies a decolonising lens: she reinvents colonial history by offering indigenous symbols and narrations a central and active place in her work. This thesis puts subsequent emphasis on the capacity of indigenous nations to adapt, self-define and self-represent. The artists are the witness and vectors of this affirmation and search for sovereignty which, for Awashish, is visual, cultural and territorial. This study deploys an interdisciplinary approach, faithful to the production of the artist. It is also based on the writing of indigenous thinkers in order to present the artistic process and production of an artist rooted into a complex contemporary context, exposed to political, cultural and territorial challenges. If the art of Awashish transmits and spreads territorial claims, it is because they are, before all else, the reflection of the territorial Atikamekw history and beliefs.

As light propagates through the Universe, its path is altered by the presence of massive objects. This causes a distortion of the images of distant galaxies. Measuring this effect, called weak gravitational lensing, allows us to probe the large scale structure of the Universe. This makes it a powerful source of cosmological insight, and can in particular be used to study the distribution of dark matter and the nature of Dark Energy. The European Space Agency’s upcoming Euclid mission is a spaceborne telescope with weak lensing as one of its primary science objectives.In practice, the weak lensing signal is recovered from the measurement of the shapes of galaxies. The images obtained by any optical instrument are altered by its Point Spread Function (PSF), caused by various effects: diffraction, imperfect optics, atmospheric turbulence (for ground-based telescopes)… Since the PSF also alters galaxy shapes, it is crucial to correct for it when performing weak lensing measurements. This, in turn, requires precise knowledge of the PSF itself.The PSF varies depending on the position of objects within the instrument’s focal plane. Unresolved stars in the field provide a measurement of the PSF at given positions, from which a PSF model can be built. In the case of Euclid, star images will suffer from undersampling. The PSF model will thus need to perform a super-resolution step. In addition, because of the very wide band of its visible instrument, variations of the PSF with the wavelength of incoming light will also need to be accounted for.The main contribution of this thesis is the building of novel PSF modelling approaches. These rely on sparsity and numerical optimal transport. The latter enables us to propose the first method capable of building a polychromatic PSF model, using no information other than undersampled star images, their position and spectra. We also study the propagation of errors in the PSF to the measurement of galaxy shapes., Le chemin parcouru par la lumière, lors de sa propagation dans l’Univers, est altéré par la présence d’objets massifs. Cela entraine une déformation des images de galaxies lointaines. La mesure de cet effet, dit de lentille gravitationnelle faible, nous permet de sonder la structure, aux grandes échelles, de notre Univers. En particulier, nous pouvons ainsi étudier la distribution de la matière noire et les propriétés de l’Energie Sombre, proposée comme origine de l’accélération de l’expansion de l’Univers. L’étude de l'effet de lentille gravitationnelle faible constitue l’un des objectifs scientifiques principaux d'Euclid, un télescope spatial de l’Agence Spatiale Européenne en cours de construction.En pratique, ce signal est obtenu en mesurant la forme des galaxies. Toute image produite par un instrument optique est altérée par sa fonction d’étalement du point (PSF). Celle-ci a diverses origines : diffraction, imperfections dans les composantes optiques de l’instrument, effets atmosphériques (pour les télescopes au sol)… Puisque la PSF affecte aussi les formes des galaxies, il est crucial de la prendre en compte lorsque l’on étudie l’effet de lentille gravitationnelle faible, ce qui nécessite de très bien connaître la PSF elle-même.Celle-ci varie en fonction de la position dans le plan focal. Une mesure de la PSF, à certaines positions, est donnée par l’observation d’étoiles non-résolues dans le champ, à partir desquelles on peut construire un modèle de PSF. Dans le cas d’Euclid, ces images d’étoiles seront sous-échantillonnée ; aussi le modèle de PSF devra-t-il contenir une étape de super-résolution. En raison de la très large bande d’intégration de l’imageur visible d’Euclid, il sera également nécessaire de capturer les variations en longueur d’onde de la PSF.La contribution principale de cette thèse consiste en le développement de méthodes novatrices d’estimation de la PSF, reposant sur plusieurs outils : la notion de représentation parcimonieuse, et le transport optimal numérique. Ce dernier nous permet de proposer la première méthode capable de fournir un modèle polychromatique de la PSF, construit uniquement à partir d’images sous-échantillonnées d’étoiles et leur spectre. Une étude de la propagation des erreurs de PSF sur la mesure de forme de galaxies est également proposée.

Some aspects of extracting cosmological 21cm signal from radio observations, as well as processing of interferometric data for ground based or space born instruments have been studied and discussed in this dissertation. I have developed a high-resolution self-consistent radio whole sky model, which provides an accurate full sky maps in the frequency range from 10 MHz to 2.3 GHz, with angular resolution up to 1 arcmin. It includes bright and faint radio sources, Galactic synchrotron and Galactic freefree emissions. I have also developed a method to extract the faint cosmological 21-cm signal, heavily contaminated by foreground emissions and receiver noise. The method uses a cascade of two Wiener filters, in frequency domain and then, in angular domain. The first filter exploits the smoothness of the foreground emissions along the frequency, while the second filter exploits the angular correlations of the cosmological signal, due to the receiver noise is considered to be nearly uncorrelated between different directions. I have developed a studied the performance of a new imaging algorithm for lunar orbit interferometers. Such an instrument would be ideal for mapping the radio sky below 30 MHz, as it would be free from ionospheric perturbations, as well as electromagnetic interferences due to terrestrial emissions. I have shown that we make use of the precession of satellite orbital plane to solve the mirror symmetry problem, and exploit the linear mapping between the sky map and the measured visibilities, both in angular space and spherical harmonic space to reconstruct the sky map. The imaging algorithm handles the time-varying Moon's blockage over the whole sky field of view, which are not handled by existing imaging algorithms such as the WProjection and the W-Stacking. Finally, I have carried out a first analysis of the observational visibility data from the PAON-4 transit interferometer. I have evaluated the overall performance of the array in terms of system temperature and antenna response, and successfully calibrated the visibilities, determining both amplitude and phase of the complex gain terms, while correcting PAON-4 antennae pointing offsets. I have then reconstructed the sky map for a 10 degree strip around Cygnus A declination, from the cleaned calibrated PAON-4 data streams, applying the m-mode decomposition map-making algorithm in spherical harmonic space.; Certains aspects de l'extraction du signal cosmologique à 21 cm à partir des observations radio, ainsi que le traitement des données interférométriques pour des observations depuis le sol et depuis l'espace ont été étudiés et sont présentés dans cette thèse. J'ai développé un modèle cohérent et à haute résolution du ciel en radio, qui peut fournir une carte complète et précise du ciel, dans la gamme de fréquence 10 MHz à 2,3 GHz, avec une résolution pouvant atteindre une minute d'arc. Le modèle inclut plusieurs sources de rayonnement diffus, en particulier le synchrotron Galactique, les sources radio brillantes du ciel, ainsi qu'un modèle des sources faibles. J'ai également mis au point une méthode pour extraire le signal 21 cm cosmologique, fortement contaminé par les émissions d'avant-plan et le bruit des récepteurs. La méthode utilise une cascade de deux filtres de Wiener, dans l'espace des fréquences d'abord, et ensuite, dans le domaine angulaire. Le premier filtre exploite les variations lentes des émissions d'avant-plan selon la fréquence, tandis que le second filtre exploite les corrélations angulaires du signal cosmologique pour filtrer le bruit des récepteurs, considéré non corrélé entre deux directions différentes. J'ai développé un nouvel algorithme d'imagerie pour les interféromètres en orbite lunaire. Un tel instrument serait idéal pour cartographier le ciel en dessous de 30 MHz; il ne serait en effet pas soumis aux perturbations ionosphériques et serait protégé des interférences électromagnétiques dues aux émissions terrestres. J'ai montré que l'utilisation de la précession du plan orbital du satellite permet de résoudre le problème de la symétrie miroir. La méthode exploite la relation de projection linéaire entre la carte du ciel et les visibilités mesurées, tant dans l'espace angulaire que dans l'espace des harmoniques sphériques pour reconstruire la carte du ciel. L'algorithme d'imagerie gère la complication due à l'ombre de la Lune se déplaçant avec le temps sur le champ de vue des antennes couvrant tout le ciel. Notons que ces effets ne sont pas pris en charge par les algorithmes d'imagerie existants tels que la W-Projection et la WStacking. Enfin, j'ai effectué une première analyse des données de l'interféromètre de transit PAON-4. J'ai évalué la performance globale du réseau en termes de température de bruit et de la réponse des antennes. J'ai pu étalonner avec succès les visibilités, en déterminant à la fois l'amplitude et la phase des termes de gain complexes, tout en corrigeant les décalages de pointage des antennes de PAON4. J'ai ensuite reconstruit la carte du ciel pour une bande de 10 degrés autour de la déclinaison de la source brillante Cygnus A, à partir du flot de données PAON-4 calibré et nettoyé, en appliquant l'algorithme de décomposition en mode m dans l'espace des harmoniques sphériques.

Some aspects of extracting cosmological 21cm signal from radio observations, as well as processing of interferometric data for ground based or space born instruments have been studied and discussed in this dissertation. I have developed a high-resolution self-consistent radio whole sky model, which provides an accurate full sky maps in the frequency range from 10 MHz to 2.3 GHz, with angular resolution up to 1 arcmin. It includes bright and faint radio sources, Galactic synchrotron and Galactic freefree emissions. I have also developed a method to extract the faint cosmological 21-cm signal, heavily contaminated by foreground emissions and receiver noise. The method uses a cascade of two Wiener filters, in frequency domain and then, in angular domain. The first filter exploits the smoothness of the foreground emissions along the frequency, while the second filter exploits the angular correlations of the cosmological signal, due to the receiver noise is considered to be nearly uncorrelated between different directions. I have developed a studied the performance of a new imaging algorithm for lunar orbit interferometers. Such an instrument would be ideal for mapping the radio sky below 30 MHz, as it would be free from ionospheric perturbations, as well as electromagnetic interferences due to terrestrial emissions. I have shown that we make use of the precession of satellite orbital plane to solve the mirror symmetry problem, and exploit the linear mapping between the sky map and the measured visibilities, both in angular space and spherical harmonic space to reconstruct the sky map. The imaging algorithm handles the time-varying Moon's blockage over the whole sky field of view, which are not handled by existing imaging algorithms such as the WProjection and the W-Stacking. Finally, I have carried out a first analysis of the observational visibility data from the PAON-4 transit interferometer. I have evaluated the overall performance of the array in terms of system temperature and antenna response, and successfully calibrated the visibilities, determining both amplitude and phase of the complex gain terms, while correcting PAON-4 antennae pointing offsets. I have then reconstructed the sky map for a 10 degree strip around Cygnus A declination, from the cleaned calibrated PAON-4 data streams, applying the m-mode decomposition map-making algorithm in spherical harmonic space., Certains aspects de l'extraction du signal cosmologique à 21 cm à partir des observations radio, ainsi que le traitement des données interférométriques pour des observations depuis le sol et depuis l'espace ont été étudiés et sont présentés dans cette thèse. J'ai développé un modèle cohérent et à haute résolution du ciel en radio, qui peut fournir une carte complète et précise du ciel, dans la gamme de fréquence 10 MHz à 2,3 GHz, avec une résolution pouvant atteindre une minute d'arc. Le modèle inclut plusieurs sources de rayonnement diffus, en particulier le synchrotron Galactique, les sources radio brillantes du ciel, ainsi qu'un modèle des sources faibles. J'ai également mis au point une méthode pour extraire le signal 21 cm cosmologique, fortement contaminé par les émissions d'avant-plan et le bruit des récepteurs. La méthode utilise une cascade de deux filtres de Wiener, dans l'espace des fréquences d'abord, et ensuite, dans le domaine angulaire. Le premier filtre exploite les variations lentes des émissions d'avant-plan selon la fréquence, tandis que le second filtre exploite les corrélations angulaires du signal cosmologique pour filtrer le bruit des récepteurs, considéré non corrélé entre deux directions différentes. J'ai développé un nouvel algorithme d'imagerie pour les interféromètres en orbite lunaire. Un tel instrument serait idéal pour cartographier le ciel en dessous de 30 MHz; il ne serait en effet pas soumis aux perturbations ionosphériques et serait protégé des interférences électromagnétiques dues aux émissions terrestres. J'ai montré que l'utilisation de la précession du plan orbital du satellite permet de résoudre le problème de la symétrie miroir. La méthode exploite la relation de projection linéaire entre la carte du ciel et les visibilités mesurées, tant dans l'espace angulaire que dans l'espace des harmoniques sphériques pour reconstruire la carte du ciel. L'algorithme d'imagerie gère la complication due à l'ombre de la Lune se déplaçant avec le temps sur le champ de vue des antennes couvrant tout le ciel. Notons que ces effets ne sont pas pris en charge par les algorithmes d'imagerie existants tels que la W-Projection et la WStacking. Enfin, j'ai effectué une première analyse des données de l'interféromètre de transit PAON-4. J'ai évalué la performance globale du réseau en termes de température de bruit et de la réponse des antennes. J'ai pu étalonner avec succès les visibilités, en déterminant à la fois l'amplitude et la phase des termes de gain complexes, tout en corrigeant les décalages de pointage des antennes de PAON4. J'ai ensuite reconstruit la carte du ciel pour une bande de 10 degrés autour de la déclinaison de la source brillante Cygnus A, à partir du flot de données PAON-4 calibré et nettoyé, en appliquant l'algorithme de décomposition en mode m dans l'espace des harmoniques sphériques.

Observational efforts during the last decades have led to the establishment of the ΛCDM model as the standard model of our Universe. In this model, dark matter represents the majority of the matter content of the Universe, whose unknown nature poses one of the largest mysteries in physics today. A key ingredient for constraining its properties and physical origin from astronomical observations is the modeling of dark matter in cosmological simulations to understand the formation of structures and create accurate predictions. In this thesis, we study various aspects of the gravitational collapse of perturbations in the initial density field, which leads to an intricate web composed of walls, filaments, and halos, in which baryons condense and form the rich structures that we can observe today. In particular, we use cosmological Nbody simulations and exploit the Lagrangian mapping from coordinates in the initial conditions to the late time positions and velocities to follow the evolution of the dark matter fluid. In a first part, we use the phase-space properties of dark matter to study the emergence of the largescale velocity dispersion tensor field. It carries the anisotropic signature of gravitational collapse, allowing us to derive a new classification method of the cosmic web and characterize the velocity field of dark matter in these collapsed environments. We then show that the amplitude of the dark matter velocity dispersion is in good agreement with the isotropic random velocities in the shock-heated baryonic gas tracing the dark matter distribution. This will allow improved predictions of temperatures of the intergalactic medium from N-body simulations in future studies. In a second part, we focus on the collapse of gravitationally bound halos and their origin in the initial perturbation field. These proto-halo patches play an important role for zoom simulations, i.e. simulations that focus computational resources on an individual object of interest and thus require accurate knowledge about the Lagrangian patch from where the object forms. In this regard, we develop a web application, which allows users to find target objects for re-simulation in various halo catalogs of existing state-of-the-art simulations, to retrieve initial conditions for different simulation codes refined on their associated proto-halo, and to reference the initial conditions in scientific publications. Finally, we exploit the available dataset of halos and associated proto-halos to study the connection between the initial perturbations, intrinsic properties of the collapsed objects, and the influence of the large scale environment.; Les grands relevés observationnels des dernières décennies ont conduit à imposer le modèle ΛCDM comme le modèle cosmologique privilégié pour décrire l'Univers. Dans ce modèle, la matière noire représente la principale composante de la matière de l'Univers, et sa nature inconnue représente l'un des plus grands mystères de la physique contemporaine. La modélisation dynamique de la matière noire par le biais de simulations numériques constitue désormais un outil indispensable pour contraindre ses propriétés et ses origines physiques. Dans cette thèse, nous étudions différents aspects de l’effondrement gravitationnel des perturbations dans le champ de densité initial, qui mène à une toile cosmique complexe composée de murs, filaments et halos, dans lequel les baryons se condensent et forment les riches structures que nous pouvons observer aujourd’hui. En particulier, nous utilisons des simulations cosmologiques à N-corps et employons une application Lagrangienne depuis les conditions initiales jusqu’aux positions et vitesses finales pour suivre l'évolution du fluide de matière noire. Dans un premier temps, nous utilisons les propriétés de l’espace des phases de la matière noire pour étudier l'émergence du champ de tenseur de dispersion des vitesses aux grandes échelles. Il transporte les signatures des anisotropies de l’effondrement gravitationnel, ce qui nous permet de déduire une nouvelle méthode de classification de la toile cosmique et de caractériser le champ de vitesse de la matière noire dans ces environnements effondrés. Nous montrons ensuite que l’amplitude de la dispersion de vitesse de la matière noire est en bon accord avec les vitesses aléatoires isotropes dans le gaz de baryons chauffé par chocs et traçant la distribution de matière noire. Ceci permettra d'améliorer les prédictions des températures du milieu intergalactique à partir des simulations à N-corps dans des études futures. Dans un second temps, nous nous concentrons sur l’effondrement de halos gravitationnellement liés et leur origine dans le champ de perturbation initial. Ces patchs de proto-halos jouent un rôle important pour des simulations zoom, c’est-à-dire des simulations qui concentrent les ressources de calculs sur un objet spécifique et requièrent ainsi une connaissance précise du patch Lagrangien depuis lequel cet objet se forme. Dans ce cadre nous avons développé une application Web qui permet aux utilisateurs de sélectionner des objets cibles en vue d'être re-simulés dans des catalogues de halos extraits de diverses simulations récentes, de récupérer les conditions initiales compatibles à différents codes de simulations raffinées sur leurs proto-halos associé, et de référencer ces conditions initiales dans les publications scientifiques. Enfin, nous utilisons les jeux de données disponibles de halos et proto-halos associés pour étudier la connexion entre les perturbations initiales, les propriétés intrinsèques des objets effondrés et l’influence de l’environnement à grande échelle.

Observational efforts during the last decades have led to the establishment of the ΛCDM model as the standard model of our Universe. In this model, dark matter represents the majority of the matter content of the Universe, whose unknown nature poses one of the largest mysteries in physics today. A key ingredient for constraining its properties and physical origin from astronomical observations is the modeling of dark matter in cosmological simulations to understand the formation of structures and create accurate predictions. In this thesis, we study various aspects of the gravitational collapse of perturbations in the initial density field, which leads to an intricate web composed of walls, filaments, and halos, in which baryons condense and form the rich structures that we can observe today. In particular, we use cosmological Nbody simulations and exploit the Lagrangian mapping from coordinates in the initial conditions to the late time positions and velocities to follow the evolution of the dark matter fluid. In a first part, we use the phase-space properties of dark matter to study the emergence of the largescale velocity dispersion tensor field. It carries the anisotropic signature of gravitational collapse, allowing us to derive a new classification method of the cosmic web and characterize the velocity field of dark matter in these collapsed environments. We then show that the amplitude of the dark matter velocity dispersion is in good agreement with the isotropic random velocities in the shock-heated baryonic gas tracing the dark matter distribution. This will allow improved predictions of temperatures of the intergalactic medium from N-body simulations in future studies. In a second part, we focus on the collapse of gravitationally bound halos and their origin in the initial perturbation field. These proto-halo patches play an important role for zoom simulations, i.e. simulations that focus computational resources on an individual object of interest and thus require accurate knowledge about the Lagrangian patch from where the object forms. In this regard, we develop a web application, which allows users to find target objects for re-simulation in various halo catalogs of existing state-of-the-art simulations, to retrieve initial conditions for different simulation codes refined on their associated proto-halo, and to reference the initial conditions in scientific publications. Finally, we exploit the available dataset of halos and associated proto-halos to study the connection between the initial perturbations, intrinsic properties of the collapsed objects, and the influence of the large scale environment.; Les grands relevés observationnels des dernières décennies ont conduit à imposer le modèle ΛCDM comme le modèle cosmologique privilégié pour décrire l'Univers. Dans ce modèle, la matière noire représente la principale composante de la matière de l'Univers, et sa nature inconnue représente l'un des plus grands mystères de la physique contemporaine. La modélisation dynamique de la matière noire par le biais de simulations numériques constitue désormais un outil indispensable pour contraindre ses propriétés et ses origines physiques. Dans cette thèse, nous étudions différents aspects de l’effondrement gravitationnel des perturbations dans le champ de densité initial, qui mène à une toile cosmique complexe composée de murs, filaments et halos, dans lequel les baryons se condensent et forment les riches structures que nous pouvons observer aujourd’hui. En particulier, nous utilisons des simulations cosmologiques à N-corps et employons une application Lagrangienne depuis les conditions initiales jusqu’aux positions et vitesses finales pour suivre l'évolution du fluide de matière noire. Dans un premier temps, nous utilisons les propriétés de l’espace des phases de la matière noire pour étudier l'émergence du champ de tenseur de dispersion des vitesses aux grandes échelles. Il transporte les signatures des anisotropies de l’effondrement gravitationnel, ce qui nous permet de déduire une nouvelle méthode de classification de la toile cosmique et de caractériser le champ de vitesse de la matière noire dans ces environnements effondrés. Nous montrons ensuite que l’amplitude de la dispersion de vitesse de la matière noire est en bon accord avec les vitesses aléatoires isotropes dans le gaz de baryons chauffé par chocs et traçant la distribution de matière noire. Ceci permettra d'améliorer les prédictions des températures du milieu intergalactique à partir des simulations à N-corps dans des études futures. Dans un second temps, nous nous concentrons sur l’effondrement de halos gravitationnellement liés et leur origine dans le champ de perturbation initial. Ces patchs de proto-halos jouent un rôle important pour des simulations zoom, c’est-à-dire des simulations qui concentrent les ressources de calculs sur un objet spécifique et requièrent ainsi une connaissance précise du patch Lagrangien depuis lequel cet objet se forme. Dans ce cadre nous avons développé une application Web qui permet aux utilisateurs de sélectionner des objets cibles en vue d'être re-simulés dans des catalogues de halos extraits de diverses simulations récentes, de récupérer les conditions initiales compatibles à différents codes de simulations raffinées sur leurs proto-halos associé, et de référencer ces conditions initiales dans les publications scientifiques. Enfin, nous utilisons les jeux de données disponibles de halos et proto-halos associés pour étudier la connexion entre les perturbations initiales, les propriétés intrinsèques des objets effondrés et l’influence de l’environnement à grande échelle.

Next-generation cosmic microwave background (CMB) measurements will further establish the field of cosmology as a high-precision science and continue opening new frontiers of fundamental physics. Cosmic-variance limited measurements not only of the CMB temperature but also its polarization down to arcminute scales will allow for precise measurements of our cosmological model, which is sensitive to the elusive physics of dark matter, dark energy and neutrinos. Furthermore, a large-scale measurement of B-mode CMB polarization permits a determination of the power of primordial gravitational waves, generated by processes potentially happening in the very early universe at energies close to the scale of the Grand Unified Theory. Entering a new sensitivity regime entails the necessity to improve our physical understanding and analysis methods of astronomical and instrumental systematics.This thesis presents within this context several analyses of potential astronomical and instrumental systematics, primarily focusing on CMB measurements related to weak gravitational lensing. The latter distorts the path of the primary CMB's photons, such that the statistical properties of the measured signal deviate from the primary signal and, hence, has to be accounted for. This thesis describes the underlying physics, analysis methods and applications to current data sets of the POLARBEAR CMB experiment in the context of CMB lensing science.This thesis shows that future high-precision measurements of CMB lensing have to account for the high complexity of this effect, primarily caused by multiple deflections within an evolving, non-linear large-scale structure distribution. Furthermore, the impact of higher-order correlations introduced by galactic foregrounds and CMB lensing when jointly analyzing CMB data sets on both large and small scales is investigated, showing the need for small-scale multi-frequency observations and foreground removal techniques to obtain an unbiased estimate of the tensor-to-scalar ratio.; La prochaine génération de mesures du fond diffus cosmologique (CMB) continuera d’établir le domaine de la cosmologie comme une science de haute précision et ne cessera d’ouvrir de nouvelles frontières en physique fondamentale. Les mesures limitées par la variance cosmique de la température du CMB, mais aussi de sa polarisation jusqu'aux minutes d'arc, permettent des mesures précises de notre modèle cosmologique, qui est sensible à la physique insaisissable de la matière noire, de l'énergie noire et des neutrinos. De plus, une mesure aux grandes échelles de la polarisation CMB, dite “mode B”, permettra de déterminer la puissance des ondes gravitationnelles primordiales, générées par des phénomènes potentiellement présents dans le tout jeune univers, à des échelles d’énergie qui s’approchent de la théorie de grande unification. L'entrée dans un nouveau régime de sensibilité implique la nécessité d'améliorer notre compréhension de la physique et des méthodes d'analyse des effets systématiques astronomiques et instrumentaux.Dans ce contexte, cette thèse présente plusieurs analyses des possibles effets systématiques astronomiques et instrumentaux, principalement centrés sur les mesures CMB dans le cadre du lentillage gravitationnelle faible. Cet effet déforme le trajet des photons primaires du CMB, de sorte que les propriétés statistiques du signal mesuré s'écartent du signal primaire, et il faut donc prendre en compte cette distorsion. Cette thèse décrit la physique fondamentale, les méthodes d'analyse et les applications aux ensembles de données actuels de POLARBEAR, une expérience CMB dans le contexte scientifique des lentilles gravitationnelles.En particulier, cette thèse établit que les futures mesures de haute précision des lentilles gravitationnelles devront prendre en compte la haute complexité de cet effet, principalement causée par des déflexions multiples, induites par une distribution non linéaire des structures à grande échelle en évolution. De plus, l’impact des corrélations d’ordre supérieur, introduites par les avant-plans galactiques et par l’analyse jointe de données aux petites et aux grandes échelles, est étudié. Cette thèse démontre la nécessité d’observations des petites échelles dans plusieurs bandes de fréquences, ainsi que l’utilisation de techniques pour supprimer les avant-plans, afin d’obtenir une estimation sans biais du rapport tenseur-sur-scalaire.

Next-generation cosmic microwave background (CMB) measurements will further establish the field of cosmology as a high-precision science and continue opening new frontiers of fundamental physics. Cosmic-variance limited measurements not only of the CMB temperature but also its polarization down to arcminute scales will allow for precise measurements of our cosmological model, which is sensitive to the elusive physics of dark matter, dark energy and neutrinos. Furthermore, a large-scale measurement of B-mode CMB polarization permits a determination of the power of primordial gravitational waves, generated by processes potentially happening in the very early universe at energies close to the scale of the Grand Unified Theory. Entering a new sensitivity regime entails the necessity to improve our physical understanding and analysis methods of astronomical and instrumental systematics.This thesis presents within this context several analyses of potential astronomical and instrumental systematics, primarily focusing on CMB measurements related to weak gravitational lensing. The latter distorts the path of the primary CMB's photons, such that the statistical properties of the measured signal deviate from the primary signal and, hence, has to be accounted for. This thesis describes the underlying physics, analysis methods and applications to current data sets of the POLARBEAR CMB experiment in the context of CMB lensing science.This thesis shows that future high-precision measurements of CMB lensing have to account for the high complexity of this effect, primarily caused by multiple deflections within an evolving, non-linear large-scale structure distribution. Furthermore, the impact of higher-order correlations introduced by galactic foregrounds and CMB lensing when jointly analyzing CMB data sets on both large and small scales is investigated, showing the need for small-scale multi-frequency observations and foreground removal techniques to obtain an unbiased estimate of the tensor-to-scalar ratio.; La prochaine génération de mesures du fond diffus cosmologique (CMB) continuera d’établir le domaine de la cosmologie comme une science de haute précision et ne cessera d’ouvrir de nouvelles frontières en physique fondamentale. Les mesures limitées par la variance cosmique de la température du CMB, mais aussi de sa polarisation jusqu'aux minutes d'arc, permettent des mesures précises de notre modèle cosmologique, qui est sensible à la physique insaisissable de la matière noire, de l'énergie noire et des neutrinos. De plus, une mesure aux grandes échelles de la polarisation CMB, dite “mode B”, permettra de déterminer la puissance des ondes gravitationnelles primordiales, générées par des phénomènes potentiellement présents dans le tout jeune univers, à des échelles d’énergie qui s’approchent de la théorie de grande unification. L'entrée dans un nouveau régime de sensibilité implique la nécessité d'améliorer notre compréhension de la physique et des méthodes d'analyse des effets systématiques astronomiques et instrumentaux.Dans ce contexte, cette thèse présente plusieurs analyses des possibles effets systématiques astronomiques et instrumentaux, principalement centrés sur les mesures CMB dans le cadre du lentillage gravitationnelle faible. Cet effet déforme le trajet des photons primaires du CMB, de sorte que les propriétés statistiques du signal mesuré s'écartent du signal primaire, et il faut donc prendre en compte cette distorsion. Cette thèse décrit la physique fondamentale, les méthodes d'analyse et les applications aux ensembles de données actuels de POLARBEAR, une expérience CMB dans le contexte scientifique des lentilles gravitationnelles.En particulier, cette thèse établit que les futures mesures de haute précision des lentilles gravitationnelles devront prendre en compte la haute complexité de cet effet, principalement causée par des déflexions multiples, induites par une distribution non linéaire des structures à grande échelle en évolution. De plus, l’impact des corrélations d’ordre supérieur, introduites par les avant-plans galactiques et par l’analyse jointe de données aux petites et aux grandes échelles, est étudié. Cette thèse démontre la nécessité d’observations des petites échelles dans plusieurs bandes de fréquences, ainsi que l’utilisation de techniques pour supprimer les avant-plans, afin d’obtenir une estimation sans biais du rapport tenseur-sur-scalaire.

The accelerating expansion of the universe is one of the main topics of modern cosmology. It may stem from a new component, so-called dark energy, which would make up 70% of the energy content of the universe. To study its nature through its equation of state, one can measure a standard ruler given by baryonic acoustic oscillations (BAO) at various redshifts or for different slices of the universe. This approach was used successfully for the first time in 2005 by the Sloan Digital Sky Survey (SDSS-II) project. Then, the BAO signal was confirmed in 2012 by the BOSS project (SDSS-III) and then by the eBOSS project (SDSS-IV), both with galaxies and HI absorbers revealed in quasar spectra. Our group is preparing the next generation of BAO experiments by taking part in building the spectrograph of the new Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI) program. This project will perform a 3D survey of several tens of millions of galaxies and quasars with the 4-meter Mayall telescope in Arizona (USA). I participated in the adjustments of the spectrograph of DESI in collaboration with our industrial partner (WINLIGHT). I was also in charge of developing an optical bench in order to check the alignment of the CCD sensors mounted within the crysotat vessels. Arrays of microlens are used to project very precisely grids of spots on the CCDs. We are able to infer the position of the CCDs according to the observed distortion of the grids of spots. In parallel, I developped algorithms for the selection of quasar candidates, the more distant objects that will be observed by DESI, based on their photometry properties by making use of machine learning tools., L'accélération de l'expansion de l'Univers est l'un des sujets majeurs de la cosmologie actuelle. Elle pourrait être due à une nouvelle composante, appelée énergie noire, qui représenterait 70% du bilan énergétique de l'Univers. Pour étudier sa nature à travers son équation d'état, on mesure une règle étalon fournie par les oscillations baryoniques acoustiques (BAO) à différentes valeurs de décalage vers le rouge. Cette technique a été utilisée avec succès pour la première fois en 2005 par le projet Sloan Digital Sky Survey (SDSS-II). Depuis, l'observation des BAO a été confirmée en 2012 par le projet BOSS (SDSS-III) puis eBOSS (SDSS-IV), à la fois avec des galaxies et des absorbeurs de la raie à 21 cm révélés dans des spectres de quasar. Notre groupe prépare la prochaine génération d'expériences BAO en participant à la construction du spectrographe du nouveau programme Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI). Ce projet va réaliser un sondage 3D de plusieurs dizaines de millions de galaxies et quasars avec le télescope Mayall de 4m en Arizona (USA). J'ai participé à la mise au point du spectrographe de DESI en collaboration avec notre partenaire industriel (WINLIGHT). J'étais aussi en charge de développer un banc optique dans le but de valider l'alignement des capteurs CCD montés dans les enceintes des cryostats. Des matrices de microlentilles sont utilisées pour projeter très précisément des grilles de spots sur les CCD. En fonction de la distortion observée des grilles, nous sommes capables de déterminer la position des CCD. En parallèle, j'ai développé des algorithmes pour la sélection des quasars cibles, les objets les plus distants qui seront observés par DESI, basée sur leurs propriétés photométriques en exploitant des techniques d'apprentissage supervisé.

Studying the evolution and the composition of the largest stuctures of the Universe, e.g., galaxy clusters and cosmic filaments, is one of the most challenging research topic in cosmology. During my phD thesis, I have analysed publicly available multi-wavelength surveys (namely SDSS, WISE, Planck), using new techniques in data analysis such as machine learning or Bayesian methods. The purpose of my work was to study the baryonic matter (hot gas and galaxies) in the intra-cluster medium, and in the cosmic web (bridges of matter between clusters of galaxies and cosmic filaments).During my thesis, I have developed an algorithm based on machine learning in order to estimate galaxy properties, such as star formation rate and stellar mass in the redshift range 0.050.5 were observed with VLT/FORS2. The analysis of the ~3000 obtained spectra is still ongoing and with the actual data, we expect the spectroscopic confirmation of about 10 galaxy clusters with about 10 members per clusters.The gas content of the cosmic web may account for about 40% of the baryons. Therefore, it is important to use optimised observational tracers of the gas. In this purpose, I have developed a deep learning algorithm using the full potential of the Planck data to detect the SZ effect tracing galaxy clusters and hot ionised gas. I have trained a convolutional neural network on the Planck frequency maps to recognize clusters selected in tSZ, X-rays, and optical. With this trained model I have generated a full-sky map of low noise SZ signal, in which I have detected about 10 times more candidates than the first Planck catalogue of SZ sources. I have shown that deep learning seems a promising approach to improve the y-map and detect smaller pressure halos and diffuse gas in the cosmic web.; L'étude de l'évolution et de la composition des grandes structures de l'Univers, comme les amas de galaxies et les filaments cosmiques, est l'un des sujets de recherche les plus actifs en cosmologie. Au cours de ma thèse, j'ai analysé des relevés publiques multi-longueurs d'onde (SDSS, WISE, Planck), en utilisant des techniques d'analyse de données nouvelles comme l'apprentissage automatique ou les méthodes bayésiennes. Le but de mon travail était d'étudier la matière baryonique (gaz ionisé et chaud et galaxies) dans le milieu intra-amas, et dans la toile cosmique (ponts de matière et filaments cosmiques).Au cours de ma thèse, j'ai notamment développé un algorithme basé sur l'intelligence artificielle afin d'estimer les propriétés des galaxies, telles que le taux de formation des étoiles (SFR) et la masse stellaire dans la plage de redshift 0,050,5 ont été observés avec VLT/FORS2. L'analyse des ~3000 spectres obtenus est en cours et avec les données actuelles, nous confirmerons spectroscopiquement environ 10 amas avec près de 10 galaxies membres par amas.La quantité de gaz ionisé et chaud de la toile cosmique pourrait représenter environ 40% des baryons à bas redshift. Il est donc important d'utiliser des traceurs d'observation optimisés pour le gaz. Dans ce but, j'ai développé un algorithme d'apprentissage profond utilisant tout le potentiel des données Planck pour détecter l'effet SZ des amas de galaxies et du gaz chaud ionisé. J'ai entraîné un réseau neuronal convolutionnel sur les cartes de fréquence de Planck à reconnaître les amas sélectionnés en SZ, rayons X et optique. Avec ce modèle, j'ai généré une carte du ciel de SZ à faible bruit, dans laquelle j'ai détecté environ 10 fois plus de candidats que le premier catalogue Planck des sources SZ. J'ai montré que l'apprentissage profond semble être une approche prometteuse pour améliorer la carte SZ et pour détecter le gaz à faible pression dans la toile cosmique.

Studying the evolution and the composition of the largest stuctures of the Universe, e.g., galaxy clusters and cosmic filaments, is one of the most challenging research topic in cosmology. During my phD thesis, I have analysed publicly available multi-wavelength surveys (namely SDSS, WISE, Planck), using new techniques in data analysis such as machine learning or Bayesian methods. The purpose of my work was to study the baryonic matter (hot gas and galaxies) in the intra-cluster medium, and in the cosmic web (bridges of matter between clusters of galaxies and cosmic filaments).During my thesis, I have developed an algorithm based on machine learning in order to estimate galaxy properties, such as star formation rate and stellar mass in the redshift range 0.050.5 were observed with VLT/FORS2. The analysis of the ~3000 obtained spectra is still ongoing and with the actual data, we expect the spectroscopic confirmation of about 10 galaxy clusters with about 10 members per clusters.The gas content of the cosmic web may account for about 40% of the baryons. Therefore, it is important to use optimised observational tracers of the gas. In this purpose, I have developed a deep learning algorithm using the full potential of the Planck data to detect the SZ effect tracing galaxy clusters and hot ionised gas. I have trained a convolutional neural network on the Planck frequency maps to recognize clusters selected in tSZ, X-rays, and optical. With this trained model I have generated a full-sky map of low noise SZ signal, in which I have detected about 10 times more candidates than the first Planck catalogue of SZ sources. I have shown that deep learning seems a promising approach to improve the y-map and detect smaller pressure halos and diffuse gas in the cosmic web.; L'étude de l'évolution et de la composition des grandes structures de l'Univers, comme les amas de galaxies et les filaments cosmiques, est l'un des sujets de recherche les plus actifs en cosmologie. Au cours de ma thèse, j'ai analysé des relevés publiques multi-longueurs d'onde (SDSS, WISE, Planck), en utilisant des techniques d'analyse de données nouvelles comme l'apprentissage automatique ou les méthodes bayésiennes. Le but de mon travail était d'étudier la matière baryonique (gaz ionisé et chaud et galaxies) dans le milieu intra-amas, et dans la toile cosmique (ponts de matière et filaments cosmiques).Au cours de ma thèse, j'ai notamment développé un algorithme basé sur l'intelligence artificielle afin d'estimer les propriétés des galaxies, telles que le taux de formation des étoiles (SFR) et la masse stellaire dans la plage de redshift 0,050,5 ont été observés avec VLT/FORS2. L'analyse des ~3000 spectres obtenus est en cours et avec les données actuelles, nous confirmerons spectroscopiquement environ 10 amas avec près de 10 galaxies membres par amas.La quantité de gaz ionisé et chaud de la toile cosmique pourrait représenter environ 40% des baryons à bas redshift. Il est donc important d'utiliser des traceurs d'observation optimisés pour le gaz. Dans ce but, j'ai développé un algorithme d'apprentissage profond utilisant tout le potentiel des données Planck pour détecter l'effet SZ des amas de galaxies et du gaz chaud ionisé. J'ai entraîné un réseau neuronal convolutionnel sur les cartes de fréquence de Planck à reconnaître les amas sélectionnés en SZ, rayons X et optique. Avec ce modèle, j'ai généré une carte du ciel de SZ à faible bruit, dans laquelle j'ai détecté environ 10 fois plus de candidats que le premier catalogue Planck des sources SZ. J'ai montré que l'apprentissage profond semble être une approche prometteuse pour améliorer la carte SZ et pour détecter le gaz à faible pression dans la toile cosmique.

In this thesis, we address key points for an efficient implementation of likelihood codes for modern weak lensing large-scale structure surveys. Specifically, we will focus on the joint weak lensing convergence power spectrum-bispectrum probe and we will tackle the numerical challenges required by realistic analyses. In order to clearly convey the importance of our research, we first provide an in-depth review of the background material required for a comprehensive understanding of the final results. The cosmological context of the study is provided, followed by a description of the technical elements inherent to unbiased covariance matrix estimation for the probe considered. Under the assumption of multivariate Gaussian likelihood, we developed a high performance code that allows highly parallelised prediction of the binned tomographic observables and of their joint non-Gaussian covariance matrix accounting for terms up to the 6-point correlation function and super-sample effects. This performance allows us to qualitatively address several interesting scientific questions. We find that the bispectrum provides an improvement in terms of signal-to-noise ratio (S/N) of about 10% on top of the power spectrum alone, making it a non-negligible source of information for future surveys. Furthermore, we are capable to address the impact of theoretical uncertainties in the halo model used to build our observables; with presently allowed variations we conclude that the impact is negligible on the S/N. Finally, we consider data compression possibilities to optimise future analyses of the weak lensing bispectrum. We find that, ignoring systematics, 5 equipopulated redshift bins are enough to recover the information content of a Euclid-like survey, with negligible improvement when increasing to 10 bins. We also explore principal component analysis and dependence on the triangle shapes as ways to reduce the numerical complexity of the problem.; Nous détaillons dans cette thèse les différentes étapes nécessaires l’implémentation numérique optimale du calcul de la vraisemblance des paramètres cosmologiques appliqué aux relevés modernes de lentillage gravitationnel faible des grandes structures. En particulier, nous nous concentrons sur la détection conjointe du spectre de puissance et du bispectre du lentillage gravitationnel faible. Pour ce faire, nous avons relevé les défis numériques requis par une analyse complète. Dans un premier temps, nous dressons l'état de l'art nécessaire à la compréhension du formalisme de la sonde cosmologique susmentionnée et nous décrivons comment obtenir une estimation non biaisée de la matrice de covariance pour les observables considérées. En supposant une vraisemblance gaussienne multivariée, nous avons développé un algorithme de haute performance permettant de prédire les observables tomographiques rééchantillonnées avec leur matrice de covariance conjointe en tenant compte des fonctions de corrélations de 2 à 6 points et des corrélations avec les modes hors du relevé. La performance de notre code nous permet de répondre aux exigences scientifiques des relevés de galaxies des dix prochaines années. Nous montrons que le bispectre du lentillage gravitationnel faible améliore le signal sur bruit (S/N) de notre analyse conjointe du spectre et du bispectre d'environ 10% en comparaison avec une analyse du spectre seulement. Par conséquent, le bispectre est une source non négligeable d’information cosmologique pour les relevés futurs. En outre, nous sommes capables de quantifier l’impact des incertitudes théoriques liées à la description de la matière noire dans le “modèle des halos” qui est utilisé pour construire nos observables; cet impact se trouve être négligeable pour l’analyse du S/N. Finalement, nous étudions la possibilité de réduire les données pour optimiser les analyses futures du bispectre du lentillage. Nous trouvons qu’en ignorant les erreurs systématiques une analyse ne concernant que 5 échantillons en décalage vers le rouge permet d’obtenir la même quantité d’information que dans le cas d’un relevé semblable à celui d'Euclid, qui utilise 10 échantillons sans améliorer le S/N. Nous explorons également l’analyse en composantes principales et la dépendance de l’information cosmologique en fonction de la forme des triangles comme méthodes permettant de réduire la complexité du problème.

In this thesis, we address key points for an efficient implementation of likelihood codes for modern weak lensing large-scale structure surveys. Specifically, we will focus on the joint weak lensing convergence power spectrum-bispectrum probe and we will tackle the numerical challenges required by realistic analyses. In order to clearly convey the importance of our research, we first provide an in-depth review of the background material required for a comprehensive understanding of the final results. The cosmological context of the study is provided, followed by a description of the technical elements inherent to unbiased covariance matrix estimation for the probe considered. Under the assumption of multivariate Gaussian likelihood, we developed a high performance code that allows highly parallelised prediction of the binned tomographic observables and of their joint non-Gaussian covariance matrix accounting for terms up to the 6-point correlation function and super-sample effects. This performance allows us to qualitatively address several interesting scientific questions. We find that the bispectrum provides an improvement in terms of signal-to-noise ratio (S/N) of about 10% on top of the power spectrum alone, making it a non-negligible source of information for future surveys. Furthermore, we are capable to address the impact of theoretical uncertainties in the halo model used to build our observables; with presently allowed variations we conclude that the impact is negligible on the S/N. Finally, we consider data compression possibilities to optimise future analyses of the weak lensing bispectrum. We find that, ignoring systematics, 5 equipopulated redshift bins are enough to recover the information content of a Euclid-like survey, with negligible improvement when increasing to 10 bins. We also explore principal component analysis and dependence on the triangle shapes as ways to reduce the numerical complexity of the problem.; Nous détaillons dans cette thèse les différentes étapes nécessaires l’implémentation numérique optimale du calcul de la vraisemblance des paramètres cosmologiques appliqué aux relevés modernes de lentillage gravitationnel faible des grandes structures. En particulier, nous nous concentrons sur la détection conjointe du spectre de puissance et du bispectre du lentillage gravitationnel faible. Pour ce faire, nous avons relevé les défis numériques requis par une analyse complète. Dans un premier temps, nous dressons l'état de l'art nécessaire à la compréhension du formalisme de la sonde cosmologique susmentionnée et nous décrivons comment obtenir une estimation non biaisée de la matrice de covariance pour les observables considérées. En supposant une vraisemblance gaussienne multivariée, nous avons développé un algorithme de haute performance permettant de prédire les observables tomographiques rééchantillonnées avec leur matrice de covariance conjointe en tenant compte des fonctions de corrélations de 2 à 6 points et des corrélations avec les modes hors du relevé. La performance de notre code nous permet de répondre aux exigences scientifiques des relevés de galaxies des dix prochaines années. Nous montrons que le bispectre du lentillage gravitationnel faible améliore le signal sur bruit (S/N) de notre analyse conjointe du spectre et du bispectre d'environ 10% en comparaison avec une analyse du spectre seulement. Par conséquent, le bispectre est une source non négligeable d’information cosmologique pour les relevés futurs. En outre, nous sommes capables de quantifier l’impact des incertitudes théoriques liées à la description de la matière noire dans le “modèle des halos” qui est utilisé pour construire nos observables; cet impact se trouve être négligeable pour l’analyse du S/N. Finalement, nous étudions la possibilité de réduire les données pour optimiser les analyses futures du bispectre du lentillage. Nous trouvons qu’en ignorant les erreurs systématiques une analyse ne concernant que 5 échantillons en décalage vers le rouge permet d’obtenir la même quantité d’information que dans le cas d’un relevé semblable à celui d'Euclid, qui utilise 10 échantillons sans améliorer le S/N. Nous explorons également l’analyse en composantes principales et la dépendance de l’information cosmologique en fonction de la forme des triangles comme méthodes permettant de réduire la complexité du problème.

The anisotropic large-scale distribution of matter is made of an extended network of voids delimited by sheets, with filaments at their intersection which together form the cosmic web. Matter that will later form dark matter halos and their galaxies flows towards compact nodes at filaments' intersections and in the process, retains the imprint of the cosmic web. In this thesis, I develop a conditional version of the excursion set theory which, using a model of a large-scale filament, enables me to show that anisotropic environment have an impact on the formation history of dark matter halos. The cosmic web then has a role in the formation of halos and their galaxies. I then build a model that is able to capture the evolution of the cosmic web (halo mergers, but also filament and wall mergers) that can be used to better constrain galaxy formation models. The model predicts that an excess of anisotropic accretion is expected in filaments compared to nodes, so that the formation history of galaxies is biased. The effect of anisotropic accretion on galaxy formation is then studied using hydrodynamical simulations and a novel numerical method tailored to accurately follow the accretion history of the gas. I show that the angular momentum is transported efficiently from the cosmic web down to the inner halo, where gravitational torques redistribute it to the disk and the inner halo.; À grande échelle, la distribution anisotrope de la matière forme un large réseau de vides délimités par des murs qui, avec les filaments présents à leurs intersections, tissent la toile cosmique. La matière qui doit former plus tard les halos de matière noire et leurs galaxies afflue vers les nœuds compacts se situant à l’intersection des filaments et garde dans ce processus une empreinte de la toile cosmique. Dans cette thèse, je développe une extension contrainte de la théorie de l’excursion qui, à l'aide d'un modèle de filament, me permet de montrer que l'environnement anisotrope a un effet sur l'histoire de formation des halos de matière noire. La toile cosmique a donc un rôle dans la formation des halos et de leurs galaxies. Dans un second temps, je construis un modèle qui décrit l'évolution de la toile cosmique (fusion de halos, mais aussi de filaments et de murs) afin de mieux contraindre les modèles de formation de galaxies. Le modèle prédit un excès d'accrétion anisotrope dans les filaments par rapports aux nœuds, biaisant ainsi la formation des galaxies. L'effet de l'accrétion anisotrope sur la formation des galaxies est ensuite étudié à l'aide de simulations hydrodynamiques et d'une nouvelle méthode permettant le suivi précis de l'histoire d'accrétion du gaz. J'y montre que le moment angulaire est transporté efficacement des grandes échelles de la toile cosmique jusque dans les zones internes du halo, où les couples gravitationnels le redistribue au disque de la galaxies et au halo interne.

The propagation of the baryonic acoustic oscillations has been unprinted in the matter distribution in the Universe as a probability excess for two objets to be separated by the acoustic scale. Measuring the acoustic scale in the matter 2 point correlation function at redshift z, along and transversally to the line-of-sight, gives access to the DH(z)/rd et DM(z)/rd ratios, with DH the Hubble distance, DM the comoving angular distance and rd the acoustic horizon. We are able to trace the matter in the Universe by using the Lyman-alpha absorptions which shape the spectra of the high redshift quasars. Since each spectrum contain hundreds of absorption, this allow us to measure the acoustic scale even if the observed quasar density is low. In this thesis, I describe the analysis of about 200,000 spectra from the eBOSS-SDSS IV survey which conducts to the measurements DH(2.34)/rd = 8.86 0.29 et DM(2.34)/rd = 37.41 1.86. By combining these results with measurements of the acoustic scale at other redshifts, I obtain the strongest current constraints at low redshift on the Omega-m and Omega-Lambda Lambda-CDM parameters.; La propagation des oscillations acoustiques baryoniques a laissé une empreinte dans la répartition de la matière de l’univers, visible sous la forme d’un excès de probabilité pour deux objets d’être séparés par une distance égale à l’échelle acoustique. La mesure de l’échelle acoustique dans la fonction de corrélation à deux points de la matière au redshift z, parallèlement et perpendiculairement à la ligne de visée donne accès, respectivement, aux rapports DH(z)/rd et DM(z)/rd où DH est la distance de Hubble, DM la distance angulaire comobile et rd l’horizon acoustique. On peut suivre la répartition de la matière en utilisant les absorptions Lyman-alpha visibles, sous la forme de forêts, dans les spectres des quasars à haut redshift. Puisque chaque spectre donne accès une centaine d’absorptions, cela permet de mesurer l’échelle acoustique même quand la densité de quasars observés est faible. Dans cette thèse, je décris le processus d’analyse qui, en utilisant environ 200 000 spectres de quasars du relevé eBOSS-SDSS IV, aboutit aux mesures DH(2.34)/rd = 8.86+/-0.29 et DM(2.34)/rd = 37.41+/-1.86. En combinant ces résultats avec les mesures de l’échelle acoustique à d’autres redshifts, j’obtiens la plus forte contrainte actuelle, à bas redshift, sur les paramètres Omega-m et Omega-Lambda dans le cadre du modèle Lambda-CDM.

The propagation of the baryonic acoustic oscillations has been unprinted in the matter distribution in the Universe as a probability excess for two objets to be separated by the acoustic scale. Measuring the acoustic scale in the matter 2 point correlation function at redshift z, along and transversally to the line-of-sight, gives access to the DH(z)/rd et DM(z)/rd ratios, with DH the Hubble distance, DM the comoving angular distance and rd the acoustic horizon. We are able to trace the matter in the Universe by using the Lyman-alpha absorptions which shape the spectra of the high redshift quasars. Since each spectrum contain hundreds of absorption, this allow us to measure the acoustic scale even if the observed quasar density is low. In this thesis, I describe the analysis of about 200,000 spectra from the eBOSS-SDSS IV survey which conducts to the measurements DH(2.34)/rd = 8.86 0.29 et DM(2.34)/rd = 37.41 1.86. By combining these results with measurements of the acoustic scale at other redshifts, I obtain the strongest current constraints at low redshift on the Omega-m and Omega-Lambda Lambda-CDM parameters., La propagation des oscillations acoustiques baryoniques a laissé une empreinte dans la répartition de la matière de l’univers, visible sous la forme d’un excès de probabilité pour deux objets d’être séparés par une distance égale à l’échelle acoustique. La mesure de l’échelle acoustique dans la fonction de corrélation à deux points de la matière au redshift z, parallèlement et perpendiculairement à la ligne de visée donne accès, respectivement, aux rapports DH(z)/rd et DM(z)/rd où DH est la distance de Hubble, DM la distance angulaire comobile et rd l’horizon acoustique. On peut suivre la répartition de la matière en utilisant les absorptions Lyman-alpha visibles, sous la forme de forêts, dans les spectres des quasars à haut redshift. Puisque chaque spectre donne accès une centaine d’absorptions, cela permet de mesurer l’échelle acoustique même quand la densité de quasars observés est faible. Dans cette thèse, je décris le processus d’analyse qui, en utilisant environ 200 000 spectres de quasars du relevé eBOSS-SDSS IV, aboutit aux mesures DH(2.34)/rd = 8.86+/-0.29 et DM(2.34)/rd = 37.41+/-1.86. En combinant ces résultats avec les mesures de l’échelle acoustique à d’autres redshifts, j’obtiens la plus forte contrainte actuelle, à bas redshift, sur les paramètres Omega-m et Omega-Lambda dans le cadre du modèle Lambda-CDM.

This thesis focuses on the development of analysis tools of the primordial B modes of the Cosmic Microwave Background (CMB). Our goal is to extract the amplitude of the primordial gravitational waves produced during the inflationary period.Specifically, we are interested in the large angular scales, for which the primary B modes signal is expected to be dominant. Since these scales are particularly contaminated by polarised galactic emissions, we have studied and developed approaches to reduce those contaminations and to characterise their residuals. Those methods are applicable to satellite missions such as Planck or LiteBIRD.In order to estimate the B modes amplitude, we developed and characterised a CMB anisotropies power spectrum estimator. The algorithm is pixels-based and allows to cross-correlate maps measured by different detectors. The method is optimal and minimises the E-to-B variance leakage.We applied the cleaning and spectrum estimation approaches to the polarisation data and simulation maps publicly provided by Planck. The constraints that we deduce are in agreement with past analysis. Ultimately, we derive an upper limit on the primordial gravitational waves amplitude.; Cette thèse s’articule autour du développement d'outils d’analyse des modes B du fond diffus cosmologique (CMB) dans le but d'estimer l’amplitude des ondes gravitationnelles primordiales produites durant la période inflationnaire.Nous nous intéressons plus précisément aux grandes échelles angulaires, pour lesquelles le signal attendu des modes B primordiaux est dominant. Ces échelles étant particulièrement contaminées par des émissions polarisées galactiques, nous avons étudié et développé des méthodes permettant de réduire ces contaminations et de caractériser les résidus. Ces outils peuvent être utilisés pour analyser les données des satellites tels que Planck ou LiteBIRD. Afin de quantifier l’amplitude des modes B, nous avons développé et caractérisé un estimateur de spectre en puissance des anisotropies du CMB. Celui-ci s’exécute dans l'espace des pixels et permet de croiser des cartes mesurées par différent détecteurs. La méthode est optimale, et minimise les fuites de variance des modes E vers les modes B.Nous avons appliqué les méthodes de nettoyage et d’estimation de spectre aux cartes de données et de simulations en polarisation fournies publiquement par Planck. Nos contraintes sur la comportement spectral de la poussière et du rayonnement synchrotron galactique sont en accord avec les analyses précédentes. Enfin, nous avons pu déduire une limite supérieure sur l’amplitude des ondes gravitationnelles primordiales.

This thesis focuses on the development of analysis tools of the primordial B modes of the Cosmic Microwave Background (CMB). Our goal is to extract the amplitude of the primordial gravitational waves produced during the inflationary period.Specifically, we are interested in the large angular scales, for which the primary B modes signal is expected to be dominant. Since these scales are particularly contaminated by polarised galactic emissions, we have studied and developed approaches to reduce those contaminations and to characterise their residuals. Those methods are applicable to satellite missions such as Planck or LiteBIRD.In order to estimate the B modes amplitude, we developed and characterised a CMB anisotropies power spectrum estimator. The algorithm is pixels-based and allows to cross-correlate maps measured by different detectors. The method is optimal and minimises the E-to-B variance leakage.We applied the cleaning and spectrum estimation approaches to the polarisation data and simulation maps publicly provided by Planck. The constraints that we deduce are in agreement with past analysis. Ultimately, we derive an upper limit on the primordial gravitational waves amplitude.; Cette thèse s’articule autour du développement d'outils d’analyse des modes B du fond diffus cosmologique (CMB) dans le but d'estimer l’amplitude des ondes gravitationnelles primordiales produites durant la période inflationnaire.Nous nous intéressons plus précisément aux grandes échelles angulaires, pour lesquelles le signal attendu des modes B primordiaux est dominant. Ces échelles étant particulièrement contaminées par des émissions polarisées galactiques, nous avons étudié et développé des méthodes permettant de réduire ces contaminations et de caractériser les résidus. Ces outils peuvent être utilisés pour analyser les données des satellites tels que Planck ou LiteBIRD. Afin de quantifier l’amplitude des modes B, nous avons développé et caractérisé un estimateur de spectre en puissance des anisotropies du CMB. Celui-ci s’exécute dans l'espace des pixels et permet de croiser des cartes mesurées par différent détecteurs. La méthode est optimale, et minimise les fuites de variance des modes E vers les modes B.Nous avons appliqué les méthodes de nettoyage et d’estimation de spectre aux cartes de données et de simulations en polarisation fournies publiquement par Planck. Nos contraintes sur la comportement spectral de la poussière et du rayonnement synchrotron galactique sont en accord avec les analyses précédentes. Enfin, nous avons pu déduire une limite supérieure sur l’amplitude des ondes gravitationnelles primordiales.