Observations cosmologiques avec un télescope grand champ spatial: Simulations pixels du spectromètre sans fente d'EUCLID

The observations of the supernovae, the cosmic microwave background, and more recently the measurement of baryon acoustic oscillations and the weak lensing effects, converge to a Lambda CDM model, with an accelerating expansion of the today Universe. This model need two dark components to fit the observations, the dark matter and the dark energy. Two approaches seem particularly promising to measure both geometry of the Universe and growth of dark matter structures, the analysis of the weak distortions of distant galaxies by gravitational lensing and the study of the baryon acoustic oscillations. Both methods required a very large sky surveys of several thousand square degrees. In the context of the spectroscopic survey of the space mission EUCLID, dedicated to the study of the dark side of the universe, I developed a pixel simulation tool for analyzing instrumental performances. The proposed method can be summarized in three steps. The first step is to simulate the observables, ie mainly the sources of the sky. I work up a new method, adapted for spectroscopic simulations, which allows to mock an existing survey of galaxies in ensuring that the distribution of the spectral properties of galaxies are representative of current observations, in particular the distribution of the emission lines. The second step is to simulate the instrument and produce images which are equivalent to the expected real images. Based on the pixel simulator of the HST, I developed a new tool to compute the images of the spectroscopic channel of EUCLID. The new simulator have the particularity to be able to simulate PSF with various energy distributions and detectors which have different pixels. The last step is the estimation of the performances of the instrument. Based on existing tools, I set up a pipeline of image processing and performances measurement. My main results were: 1) to validate the method by simulating an existing survey of galaxies, the WISP survey, 2) to determine the tolerances on the energy distribution of the PSF for the slitless spectrometer of EUCLID, 3) to determine the tolerances on the properties of near-infrared detectors of EUCLID.Les observations des supernovae, du fond diffus cosmologique, et plus récemment la mesure des oscillations acoustiques des baryons et des effets de lentilles gravitationnelles faibles, favorisent le modèle cosmologique Lambda CDM pour lequel l'expansion de l'Univers est actuellement en accélération. Ce modèle fait appel à deux composants insaisissables, la matière sombre et l'énergie sombre. Deux approches semblent particulièrement prometteuses pour sonder à la fois la géométrie de l'Univers et la croissance des structures de matière noire, l'analyse des distorsions faibles des galaxies lointaines par cisaillement gravitationnel et l'étude des oscillations acoustiques des baryons. Ces deux méthodes demandent de très grands relevés du ciel, de plusieurs milliers de degrés carrés, en imagerie et en spectroscopie. Dans le contexte du relevé spectroscopique de la mission spatiale EUCLID, dédiée à l'étude des composantes sombres de l'univers, j'ai réalisé des simulations pixels permettant l'analyse des performances instrumentales. La méthode proposée peut se résumer en trois étapes. La première étape est de simuler les observables, c'est à dire principalement les sources du ciel. Pour cela j'ai développé une nouvelle méthode, adapté à la spectroscopie, qui permet d'imiter un relevé existant, en s'assurant que la distribution des propriétés spectrales des galaxies soit représentative des observations actuelles, en particulier la distribution des raies d'émission. La seconde étape est de simuler l'instrument et de produire des images équivalentes aux images réelles attendues. En me basant sur le simulateur pixel du HST, j'ai développé un nouvel outil permettant de simuler les images en spectroscopie sans fente d'EUCLID. Le nouveau simulateur a la particularité de pouvoir simuler des PSF avec une distribution d'énergie variée et des détecteurs dont chaque pixel est différent. La dernière étape est l'estimation des performances de l'instrument. Encore en me basant sur les outils existant, j'ai mis en place un pipeline de traitement des images et de mesure de performances. Mes résultat principaux ont été : 1) de valider la méthode en simulant un relevé de galaxies existant, le relevé WISP, 2) de déterminer les tolérances sur la distribution d'énergie de la PSF du spectromètre sans fente d'EUCLID, 3) de déterminer les tolérances sur les propriétés de détecteurs proche infrarouge d'EUCLID