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Introduction

La cosmologie a récemment connu une période de développement rapide. D'une part, les progrès dans le domaine de l'observation ont permis d'obtenir des informations sur la structure à grande échelle de l'Univers. D'autre part, de nombreuses idées et théories nouvelles sont apparues pour expliquer les faits observationnels. La nécessité d'une comparaison entre modèles théoriques et observations a motivé le développement de l'analyse statistique.

On sait maintenant qu'il existe une hiérarchie des systèmes à partir des galaxies isolées jusqu'aux superamas, sans solution de continuité. Pour analyser toutes ces structures il faut, au moins dans une première phase, classifier ces systèmes, dans un effort ``botanique" (ou ``morphologique", comme l'a fait Zwicky). De là résultent les catalogues de galaxies, de groupes, d'amas, de superamas, qui doivent satisfaire à des critères bien précis. Ils sont sujets à des effets de sélection, et ils ne peuvent être utilisés directement sans les précautions adéquates. De leur côté, le modèles théoriques nous fournissent des quantités ``objectives", comme par exemple la distribution des masses. C'est entre ces deux champs qui se situe le travail statistique, et c'est aussi au niveau de l'observation et de la comparaison statistique des observations avec les prédictions théoriques que se situe le travail décrit dans cette thèse.

Le premier chapitre est consacré à un survol panoramique très synthétique du cadre théorique de formation des structures dans l'Univers. Il donne le sens de tout le travail qui est décrit dans les pages suivantes: en effet, il s'agit de comprendre quand et comment sont nées et se sont développées les structures que nous observons aujourd'hui, et quel est le scénario le plus probable ou convaincant qui est suggéré par les données actuelles.

Le deuxième chapitre passe en revue les principales techniques statistiques utilisées dans la littérature pour décrire d'une façon quantitative une distribution d'objets. Dans le même chapitre j'ai exposé les principaux modèles qui cherchent à reproduire la distribution des galaxies dans l'Univers. J'ai voulu ainsi décrire séparemment les problèmes techniques et les limites de chaque statistique pour pouvoir ensuite concentrer la discussion sur les aspects astrophysiques des résultats.

Dans le troisième chapitre j'ai présenté quels sont les problèmes de l'analyse statistique qui peuvent être posés par les effets de sélection, en prenant un cas spécifique, la sélection des galaxies en fonction de leur diamètre ou de leur magnitude apparente.

Le quatrième chapitre traite de l'analyse de la distribution spatiale des groupes de galaxies, et comment elle se situe par rapport aux galaxies et aux amas. J'ai voulu souligner les difficultés et les incertitudes des échantillons disponibles.

Le cinquième chapitre est consacré à l'étude des relations qui peuvent décrire la structure des amas de galaxies. Il en résulte que les amas de galaxies (au moins ceux qui sont ``réguliers"), tout comme les galaxies elliptiques ou les amas globulaires, se trouvent sur un ``plan fondamental".

Dans le sixième chapitre j'ai traité de la distribution spatiale des amas et des indications qu'elle nous donne sur la structure à grande échelle.

Dans le septième chapitre on arrive à ce qui est la conclusion logique de ce parcours qui va des théories aux statistiques et à l'analyse des données: je donne une description de mon travail d'observation d'amas proches et lointains, et plus en général des observations en cours ou futures et des moyens techniques grâce auxquels nous pourront arriver à une compréhension des mécanismes des formations des structures et à une connaissance de l'Univers voisin.

Le travail présenté dans cette thèse a donné lieu à des articles publiés dans des revues à comité de lecture qui se trouvent en appendice.



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alberto cappi
Wed Feb 5 10:43:08 MET 1997