Le centre de la Galaxie abrite un trou noir supermassif, Sagittarius A*. Sa proximité en fait un laboratoire privilégié pour étudier les phénomènes d’accrétion à l’œuvre autour des trous noirs et contraindre le cycle d’activité de ces astres. Sgr A* est actuellement extrêmement peu lumineux et malgré des sursauts d’activité quotidiens sa luminosité demeure au moins huit ordres de grandeur en dessous de sa luminosité d’Eddington. Cet objet est ainsi l’un des trous noirs supermassifs connus les moins lumineux. Les mécanismes radiatifs à l’origine des variations quotidiennes observées ne sont pas clairement identifiés. Nous présentons les résultats d’une campagne d’observation multi-longueurs d’onde visant à mesurer le spectre de ces événements simultanément en rayons X et en infrarouge proche, à l’aide de l’observatoire XMM-Newton et de l’instrument VLT/NACO. Les données infrarouges obtenues grâce à la technique de spectro-imagerie en bande large ont permis d’étudier la variabilité du spectre de Sgr A* en infrarouge. Les incertitudes liées aux erreurs systématiques sont encore importantes mais les premiers tests réalisés semblent indiquer que l’indice spectral pourrait dépendre de la luminosité du trou noir. Sur des échelles de temps plus grandes, nous montrons également que Sgr A* n’a pas toujours été aussi peu actif. Des traces de son activité passée sont en effet visibles dans la matière moléculaire directement autour du trou noir, notamment sous la forme d’un rayonnement réfléchi visible dans la raie de fluorescence du fer à 6.4 keV. Nous avons réalisé une étude complète et systématique des variations de cette émission détectée dans la zone moléculaire centrale en utilisant les observatoires Chandra et XMM-Newton. Nos résultats confirment que Sgr A* a connu des sursauts intenses au cours des derniers siècles, au moins six ordre de grandeur en dessus de la luminosité actuelle. En particulier, nous avons mis en évidence, pour la première fois, la présence de deux événements transitoires distincts de relativement courte durée, probablement liés à des événements catastrophiques. Ces résultats constituent une première étape pour relier l’activité de ce trou noir spécifique aux autres noyaux de galaxie présents dans l’Univers. / Sagittarius A⋆ is the supermassive black hole at the Galactic center. Due to its proximity, this specimen is an excellent laboratory to study the accretion processes occurring around black holes and to constrain the duty cycle of these objects. Sgr A* is currently extremely faint and despite the detection of daily flares, its luminosity remains at least eight orders of magnitude below its Eddington luminosity, making this specimen one of the least luminous known supermassive black holes. The radiative processes responsible for the daily variations of its luminosity have not been clearly identified yet. We present the results of a multi-wavelength campaign observing Sgr A* simultaneously in X-rays and in the near-infrared, using the XMM-Newton observatory and the VLT/NACO instrument. We studied the spectral variability of Sgr A* using the infrared data we obtained through a spectro-imaging technique. Uncertainties linked to the systematic errors are still large but the first tests applied seem to show that the spectral index of Sgr A* could depend on the black hole luminosity. On longer timescales, we demonstrate that Sgr A* experienced a higher level of activity in the recent past. Indeed, echoes of its past activity can be detected in the molecular material surrounding the black hole. They are traced by a strong signal in the iron fluorescence line at 6.4 keV. We achieved a complete and systematic study of this variable emission detected from the central molecular zone, using Chandra and XMM-Newton observatories. Our results confirm that Sgr A* experienced intense flares in the past few centuries, with a luminosity at least six orders of magnitude higher than its current one. In particular, we highlight for the first time the existence of two distinct transient events of relatively short duration, which are probably due to catastrophic events. These results are the first step needed to include Sgr A*’s activity into a broader understanding of the galactic nuclei.

Cette thèse est consacrée au développement d'un modèle End-to-End pour le spectrocalorimètre X-IFU qui observera à partir de 2028 l'Univers en rayons X avec une précision jamais atteinte auparavant. Ce travail s'est essentiellement organisé en deux parties. J'ai dans un premier temps étudié la dynamique des parties les plus internes des binaires X de faible masse à l'aide de deux sondes particulières que sont les sursauts X et les oscillations quasi-périodiques au kHz (kHz QPOs). En me basant sur les données d'archive du satellite Rossi X-ray Timing Explorer et sur des méthodes d'analyse spécifiquement développées dans ce but, j'ai notamment pu mettre en évidence pour la première fois une réaction du premier sur le second, confirmant le lien très étroit entre ces oscillations et les parties les plus internes du système. Le temps de rétablissement du système suite aux sursauts entre également en conflit dans la plupart des cas avec l'augmentation supposée du taux d'accrétion suite à ces explosions. Au travers d'une analyse spectro-temporelle complète des deux kHz QPOs de 4U 1728-34, j'ai également pu confirmer l'incompatibilité des spectres de retard des deux QPOs qui suggère une origine différente de ces deux oscillations. L'étude de leurs spectres de covariance, obtenus pour la première fois dans cette thèse, a quant à elle mis en évidence le rôle central de la couche de Comptonisation et potentiellement celui d'une zone particulièrement compacte de la couche limite pour l'émission des QPOs. Dans le second volet de ma thèse, j'ai développé un simulateur End-to-End pour l'instrument X-IFU permettant de représenter l'ensemble du processus menant à une observation scientifique en rayons X, de l'émission des photons par une source jusqu'à leur mesure finale à bord du satellite. J'ai notamment mis en place des outils permettant la comparaison précise de plusieurs matrices de détecteurs en prenant en compte les effets de la reconstruction du signal brut issu des électroniques de lecture. Cette étude a mis en évidence l'intérêt de configurations hybrides, contenant une sous-matrice de petits pixels capables d'améliorer par un ordre de grandeur la capacité de comptage de l'instrument. Une solution alternative consisterait à défocaliser le miroir lors de l'observation de sources ponctuelles brillantes. Situées au coeur de la performance du X-IFU, j'ai également comparé de manière exhaustive différentes méthodes de reconstruction des signaux bruts issus des détecteurs X-IFU. Ceci a permis de montrer qu'à faible coût en termes de puissance de calcul embarquée, une amélioration significative de la résolution en énergie finale de l'instrument pouvait être obtenue à l'aide d'algorithmes plus sophistiqués. En tenant compte des contraintes de calibration, le candidat le plus prometteur apparaît aujourd'hui être l'analyse dans l'espace de résistance. En me servant de la caractérisation des performances des différents types de pixels, j'ai également mis en place une méthode de simulation rapide et modulable de l'ensemble de l'instrument permettant d'obtenir des observations synthétiques à long temps d'exposition de sources X très complexes, représentatives des futures capacités du X-IFU. Cet outil m'a notamment permis d'étudier la sensibilité de cet instrument aux effets de temps mort et de confusion, mais également d'estimer sa future capacité à distinguer différents régimes de turbulence dans les amas de galaxies et de mesurer leur profil d'abondance et de température. A plus long terme ce simulateur pourra servir à l'étude d'autres cas scientifiques, ainsi qu'à l'analyse d'effets à l'échelle de l'ensemble du plan de détection tels que la diaphonie entre pixels. / This thesis is dedicated to the development of an End-ta-End model for the X-IFU spectrocalorimeter scheduled for launch in 2028 on board the Athena mission and which will observe the X-ray universe with unprecedented precision. This work has been mainly organized in two parts. I studied first the dynamics of the innermost parts of low mass X-ray binaries using two specific probes of the accretion flow: type I X-ray bursts and kHz quasi-periodic oscillations (kHz QPOs). Starting from the archivai data of the Rossi X-ray Timing Explorer mission and using specific data analysis techniques, I notably highlighted for the first time a reaction of the latter to the former, confirming the tight link between this oscillation and the inner parts of the system. The measured recovery time was also found in conflict with recent claims of an enhancement of the accretion rate following these thermonuclear explosions. From the exhaustive spectral timing analysis of both kHz QPOs in 4U 1728-34, I further confirmed the inconsistancy of their lag energy spectra, pointing towards a different origin for these two oscillations. The study of their covariance spectra, obtained here for the first time, has revealed the key role of the Comptonization layer, and potentially of a more compact part of it, in the emission of the QPOs. In the second part of my thesis, I focused on the development of an End-to-:End simulator for the X-IFU capable of depicting the full process leading to an X-ray observation, from the photon emission by the astrophysical source to their on-board detection. I notably implemented tools allowing the precise comparison of different potential pixel array configurations taking into account the effects of the event reconstruction from the raw data coming from the readout electronics. This study highlighted the advantage of using hybrid arrays containing a small pixel sub-array capable of improving by an order of magnitude the count rate capability of the instrument. An alternative solution would consist in defocusing the mirror during the observation of bright point sources. Being a key component of the overall X-IFU performance, I also thoroughly compared different reconstruction methods of the pixel raw signal. This showed that with a minimal impact on the required on-board processing power, a significant improvement of the final energy resolution could be obtained from more sophisticated reconstruction methods. Taking into account the calibration constraints, the most promising candidate currently appears to be the so-called "resistance space analysis". Taking advantage of the obtained performance characterization of the different foreseen pixel types, I also developed a fast and modular simulation method of the complete instrument providing representative synthetic observations with long exposure times of complex astrophysical sources suffinguish different turbulence regimes in galaxy clusters and to measure abundance and temperature profiles. In the longer run, this simulator will be useful for the study of other scientific cases as well as the analysis of instrumental effects at the full detection plane level such as pixel crosstalk.

La théorie de la tectonique des plaques implique que les plaques lithosphériques soient rigides. Or les reconstructions de l'ouverture de l'océan Atlantique NE, utilisant deux plaques rigides (Eurasie et Groenland), conduisent à des zones de recouvrement. De plus, l'ouverture océanique de la zone située entre l'Islande et la zone de fracture de Jan Mayen (JMFZ) fut très complexe, incluant la formation progressive du microcontinent de Jan Mayen (JMMC) et un saut de ride. J'ai développé une méthode de reconstruction palinspastique d' ouverture de l'Atlantique NE, à partir de données d'anomalies magnétiques et de zones de fracture, méthode qui permet d'obtenir un bon ajustement des anomalies magnétiques. Le modèle prédit des différences de direction et de taux d'ouverture entre les segments océaniques. Cette ouverture différentielle a induit des mouvements décrochants sénestres le long des zones de fractures océaniques, compatibles avec le développement de structures compressives le long de la marge continentale européenne, (1) de l'Éocène inférieur à l'Oligocène supérieur, le long de la zone de fracture des îles Féroé (FFZ), et (2) de l' Éocène supérieur à Oligocène inférieur, et au Miocène, le long de la JMFZ. Aussi,j'ai mis en évidence, par une étude de terrain, une réactivation Cénozoïque en dextre de la Great Glen Fault, en Ecosse, que j'interprète comme étant due aux mouvements senestres le long de la FFZ. Je suggère également que les forces motrices proviennent du point chaud, actuellement sous l'Islande, qui était en mesure de générer une ouverture différentielle de l'Atlantique NE et les déformations compressives de la marge continentale européenne.

Les NAG (Active galactic nuclei, ou noyaux actifs de galaxie) sont des noyaux galactiques lumineux (L>10^42 erg/s) au centre desquels se trouve un trou noir super massif. Leur énergie lumineuse est libérée lors de l'accrétion sur ce trou noir, soit via un disque d'accrétion, soit via un flux d'accrétion relativement inefficace. Certaines questions, notamment concernant l'origine des jets dans environ 10 % des NAG, n'ont pas encore de réponse. Le Fermi/LAT gamma-ray survey a soulevé une nouvelle question lorsqu'il a détecté un petit groupe de radio galaxies en addition à de nombreux blazars. Les radio galaxies sont séparées en deux catégories en fonction du de la luminosité de leurs jets dans le domaine radio. La catégorie Fanaroff-Riley I (FR-I) rassemble les sources dont les jets sont brillants près du noyau, tandis que les jets des sources de la catégorie FR-II sont brillants aux extrémités. Les sources FR-I sont apparentées aux BL Lacs, blazars de faible luminosité. Les FSRQ, blazars de forte luminosité, sont probablement enfantés par les sources de type FR-II. Cette thèse présente une étude de radio galaxies lumineuses dans le domaine gamma. Nous avons étudié deux exemples de ce nouveau type de sources en analysant des données X et gamma et en créant des distributions spectrales d'énergie (SED) large-bande. Pour 3C 111, de type FR -II, nous avons analysé des observations de Suzaku/XIS et PIN, ainsi que des observations d'INTEGRAL IBIS/ISGRI, pour créer un spectre dans le domaine X. Nous avons aussi utilisé un spectre mesuré par Swift/BAT lors de sa campagne d'observation de 58 mois. Le spectre résultant, qui couvre les énergies de 0,4 à 200 keV, met en évidence deux contributions : l'une thermale de type Seyfert montrant une raie de fer K-alpha, l'autre non thermale caractéristique d'un jet. Nous avons aussi analysé des données gamma de Fermi/LAT. Nous avons combiné les données X et gamma avec des données historiques dans les domaines radio, infrarouge et optiques, pour construire le SED. Ce SED est modélisé de manière satisfaisante par un jet non thermal. La luminosité bolométrique de 3C 111 est relativement faible, et le modèle SED correspond plus à une source de type BL Lac que de type FSRQ auquel nous nous attendions. La seconde source que nous avons étudiée est M87, de type FR-I. Cette source proche a été détectée dans les bandes gamma et TeV, mais pas encore en rayons X durs (> 10 keV). Nous avons concentré la première partie de notre analyse sur la limite supérieure de l'émission X de cette source en utilisant des observations d'INTEGRAL IBIS/ISGRI. En plus de la méthode habituelle, nous avons appliqué plusieurs techniques telles que "pointing selection" et "shadogram treatment" afin d'augmenter le rapport signal sur bruit. En utilisant 5,1 Ms de données ISGRI nous avons déterminé, avec une certitude de 3 sigma, une limite supérieure de f < 3x10-12 erg/cm2/s pour le flux de M87 dans la bande 20-60 keV. Notre analyse d'observations de Suzaku/PIN nous a permis d'effectuer la première détection de rayons X dur émis par M87. Celle-ci a un flux de f=1.3+0.1-0.2x 10-11 erg/cm2/s entre 20 et 60 keV. Cette détection suggeste une éruption; en effet ce flux est très supérieur à la limite supérieure que nous avons calculée. En combinant cette limite supérieure d'émission X avec des données de Fermi/LAT et données historiques radio, infrarouges et optiques, nous avons construit un SED. Celui-ci est correctement modélisé par une source de type BL Lac, conforme à nos attentes puisque M87 est de type FR-I. Nous avons alors examiné les aspects généraux des radio galaxies à forte émission gamma. La plupart de ces objets sont de type FR-I, et le noyau d'au moins une source FR-II (3C 111) est plus proche de BL Lac que de FSRQ. Il est possible que ce soit aussi le cas des autres sources FR-II. Comme dans le cas des blazars, leur émission gamma est originaire du jet. La source est trop inclinée pour que l'émission du jet apparaisse boostée. En revanche, puisque les rayons gammas sont émis à proximité du trou noir central, les observations peuvent être expliquées soit par un grand angle d'ouverture du jet, soit par réflection sur le disque. Fermi/LAT a observé un potentiel halo de matière sombre aux alentours de l'amas de la vierge. J'ai participé à l'étude de l'émission de cette source. Notre travail a mis en évidence qu'une collection de source ponctuelles contribue à cette émission. Je présente dans cette thèse le résultat de notre analyse. Pour terminer, nous rapportons la première détection de rayons X provenant de l'objet BL Lac BZB J1552+0850 et de la galaxie de Seyfert LSBC F727-V01. Nous les avons observées avec les instruments UVOT et XRT de Swift. Ces deux sources sont situées dans le rayon d'erreur de la source Fermi/LAT 2FGL J1551.9+0855. Puisque les galaxies de Seyfert émettent rarement des rayons gammas, nous avançons l'hypothèse que BZB J1552+0850 est la contrepartie UV et X de la source gamma Fermi/LAT 2FGL J1551.9+0855. L'étude du rayonnement X des radio galaxies à forte émission gamma aide à caractériser ces sources. La résolution spectrale de la nouvelle génération d'instruments tels que NuSTAR et ASTRO-H permettra de distinguer les composantes thermales et non-thermales des spectres X. Construire des spectres de distribution d'énergie à partir d'observation à plusieurs longueurs d'ondes aidera à contraindre les émissions large-bande. Cela facilitera l'assignation de contreparties visibles aux sources détectées par Fermi/LAT, tâche non triviale à cause des incertitudes de position.

Mon activité de recherche en astrophysique entre les années 1990 et 2005 et celle des étudiants et chercheurs que j'ai encadrés, ont été centrées principalement sur l'étude des trous noirs galactiques accrétants par le moyen d'observations astronomiques de leur émission de haute énergie (X et gamma). Ce travail a été réalisé dans le cadre de projets d'astronomie spatiale dans lesquels mon laboratoire était impliqué et notamment dans les deux projets clefs de l'astronomie gamma européenne des années 1990 et 2000, la mission franco-russe SIGMA/GRANAT et celle de l'Agence Spatiale Européenne INTEGRAL. Mon rôle dans ces missions a été de développer les systèmes d'analyse des données et je me suis spécialisé dans les techniques d'analyse pour les systèmes à ouvertures codées, systèmes employés dans les télescopes des ces missions. Après avoir illustré mes contributions originales dans ce domaine, je décris dans ce mémoire les programmes scientifiques que j'ai développés et les résultats que j'ai obtenus sur les deux thèmes d'astrophysique des trous noirs auxquels j'ai contribué en manière significative. <br />Tout d'abord, grâce aux données gamma récoltées avec SIGMA et INTEGRAL, j'ai pu réaliser un programme d'études sur les systèmes binaires serrées, où un trou noir de masse stellaire accréte de la matière de l'étoile compagnon donnant lieu à de l'émission X/gamma. Le <br />résultat majeur de ce travail a été la découverte d'une structure spectrale d'émission de haute énergie dans la nova X de la constellation de la Mouche. Je décris aussi plusieurs autres résultats obtenus grâce aux données gamma, couplés à des données X d'autres observatoires, sur 13 sources transitoires (novas X) et 3 sources persistantes à trou noir que j'ai pu étudier dans la gamme entre 1 et 1000 keV.<br />J'ai aussi développé un vaste programme scientifique concernant l'étude de l'émission de haute énergie du trou noir supermassif du centre de la Galaxie. Grâce au balayage profond effectué avec SIGMA j'ai d'abord établi des limites supérieures contraignantes à l'émission gamma de cet objet. Ce résultat a conduit au développement de nouveaux modèles décrivant les processus d'accrétion dans les trous noirs. Ensuite, j'ai découvert des sursauts X en provenance du trou noir <br />central avec des données de l'observatoire XMM-Newton et plus récemment une source INTEGRAL qui coïncide avec le centre de la Galaxie. Je discute ces résultats dans le cadre de la physique du centre galactique et des processus d'accrétion et éjection dans les trous noirs.<br />Je présente enfin mon programme de recherche pour les années à venir, qui voit en première ligne mon implication dans un projet d'astronomie spatiale des hautes énergies, SIMBOL-X. Ce projet prévoie, par le moyen de deux satellites en formation, d'étendre la technique de focalisation par incidence rasante aux rayons X durs afin d'étudier les phénomènes non thermiques de notre univers.

La formation des noyaux planétaires métalliques est un évènement majeur pour l’évolution des propriétés physico-chimiques des planètes telluriques telles que nous les connaissons aujourd’hui. En effet, l’abondance des éléments sidérophiles (i.e. qui ont des affinités chimiques avec les phases métalliques) dans les manteaux planétaires s’explique par les conditions dans lesquelles se sont séparées les phases métalliques et silicatées. Au premier rang de ces conditions se trouvent la pression, la température et la fugacité d’oxygène. La distribution des éléments dans le noyau et le manteau ne peut en effet s’expliquer que pour un équilibre obtenu dans un océan magmatique profond, donc à haute pression et haute température ; et dans des conditions d’oxydo-réduction variables, dont l’évolution la plus probable est de passer d’un état réduit à un état oxydé. Un autre paramètre important est la présence ou non d’eau dans l’océan magmatique primitif. En effet, nous disposons de plus en plus d’arguments permettant d’expliquer l’arrivée des éléments volatils, notamment l’eau, pendant l’accrétion, à partir de briques élémentaires qui contiennent ces éléments. Si l’eau est présente tout au long de l’accrétion, et donc pendant la ségrégation du noyau, elle peut donc avoir un effet sur ce dernier phénomène. Dans cette hypothèse, nous avons mené des expériences de haute pression et haute température permettant de modéliser expérimentalement la formation du noyau en condition hydratée. Ces expériences nous ont permis de montrer que la présence d’eau a un effet sur l’évolution de l’état d’oxydation des manteaux planétaires. Cette évolution oxydo-réductive nous a permis de contraindre des modèles d’accrétion basés sur un mélange de chondrites EH et CI, qui confirment des modèles construits à partir de données isotopiques. Ces modèles nous ont permis de contraindre les concentrations primitives maximum en eau probables sur Terre (1,2-1,8 % pds.) et sur Mars (2,5-3,5 % pds.). D’autre part, nos avons mis en évidence le caractère lithophile (i.e. qui a des affinités chimiques avec les phases silicatées) de l’hydrogène à haute pression, a contrario de plusieurs études précédentes. De ce fait, la différence entre les concentrations initiales élevées en eau que nous obtenons dans nos modèles d’accrétion et les concentrations en eau estimées sur Terre et sur Mars actuellement (2000 ppm et 200 ppm, respectivement) ne peut pas être expliquée par un réservoir d’hydrogène dans le noyau. Enfin, pour améliorer les modèles de formation du noyau, nous avons mis en évidence, par des modèles numériques, l’effet important de la viscosité de l’océan magmatique sur le taux d’équilibre entre noyaux et manteaux des planètes telluriques. Cela nous mène à ré-évaluer les modèles de formation des planètes telluriques basés sur des résultats expérimentaux à l’équilibre, notamment l’extension maximale de l’océan magmatique. L’évolution de la viscosité de l’océan magmatique a donc un impact important sur la composition finale des noyaux planétaires (par exemple les teneurs en soufre, oxygène ou silicium des noyaux terrestres et martiens). / The formation of the metallic planetary cores is a major event regarding to the evolution of physical and chemical properties of the telluric planets as we know it today. Indeed, the siderophile elements (i.e. which has affinities with metallic phases) abundances in planetary mantles is explained by the conditions of core-mantle segregation. Among these conditions, pressure, temperature and oxygen fugacity are the main ones controlling distribution of the elements between mantle and core. This distribution can only be explained by an equilibrium between metal and silicate obtained in a deep magma ocean, which implies high pressure and high temperature of equilibrium. Moreover, the oxygen fugacity must have varied during core-mantle segregation, in a reduced-to-oxidized path most probably. Another important parameter is whether or not water is present in the primordial magma ocean. Indeed, we now have more and more lines of evidences showing that the volatile elements, especially water, arrived during accretion and therefore during the core-mantle segregation, which means that water can have an effect on the latter phenomenon. Considering this hypothesis, we performed several high pressure-high temperature experiments which allowed us to model the formation of the core under hydrous conditions. These experiments demonstrated that water has a significant effect on the redox state evolution of planetary mantles. We use this redox evolution to constrain models of planetary accretions, based on a mix of EH and CI chondrites, showing a good agreement with models based on isotopic data. The output of these models is the maximum initial concentration in water on the Earth (1.2 -1.8 %wt) and on Mars (2.5-3.5 %wt). Furthermore, these experiments showed a lithophile behavior (i.e. which has affinities with silicated phases) of hydrogen at high pressures, contrary to previous studies. Therefore, the difference between high initial concentrations in water yielded by our accretion models and the estimated actual concentrations on the Earth and Mars (2000 ppm and 200 ppm, respectively) cannot be explained by a hydrogen reservoir in the core. Finally, to improve the models of core-mantle segregation, we showed by numerical simulations the important effect of the magma ocean viscosity on the equilibrium between planetary mantles and cores. it lead us to reevaluate the models of accretion based on experimental data, especially the maximum extent of magma oceans. The evolution of the magma ocean viscosity has therefore significant implications on the final composition of planetary cores (for instance on the sulfur, oxygen and silicon content of the Earth’s and Mars’ core).

La Terre contient une quantité significative d’eau et son manteau est très oxydé par rapport aux conditions canoniques de la nébuleuse solaire, ce qui est contradictoire avec l’existence de son noyau métallique et sa position dans le Système solaire. Ceci implique que l’état rédox de la Terre ait augmenté au début de son histoire. Aujourd’hui, de nombreuses études suggèrent que cette évolution se soit faite à travers une accrétion hétérogène. Ainsi les premières briques élémentaires de notre planète seraient constituées de matériel très réduit et une grande partie de la différenciation précoce (extraction du noyau et différenciation silicatée) se seraient donc déroulées en conditions très réductrices (entre IW-5.5 et IW-2). L’objectif de cette thèse est de mesurer l’impact de ces conditions sur le comportement des terres rares (REE) et des éléments fortement chargés (HSFE), et de modéliser leur répartition dans les différents réservoirs lors de la différenciation précoce de la Terre. Nous réalisons une soixantaine d’expériences de fusion – cristallisation à l’équilibre de matériel chondritique à basse (5 GPa) et haute (26 GPa) pression, dans une gamme de conditions rédox allant de IW (tampon fer – wüstite) à IW-8. Afin de caractériser le paramètre fO 2 dans ces conditions extrêmes, nous développons un formalisme thermodynamique adapté, basé sur l’équilibre Si-SiO 2 . En analysant les différentes phases à l’équilibre dans les différents échantillons, nous calculons et établissons la première banque de données de partage cristal (enstatite, bridgmanite = pérovskite silicatée, majorite) – liquide silicaté, métal-silicate et sulfure-silicate pour les HFSE et les REE en conditions très réductrices. Grâce aux données enstatite – liquide nous développons un proxy de la fO 2 , basé sur le rapport D(Cr)/D(V) et grâce auquel nous mesurons la fO 2 de chondres de type I comme étant similaires aux conditions canoniques de la nébuleuse (IW-7). Nos données de partage métal – silicate prouvent que l’extraction du noyau terrestre n’est pas à l’origine d’un fractionnement des terres rares. Au contraire, en mesurant pour la première fois le spectre XANES du Nb 2+ et du Ta 3+ dans des verres silicatés à des teneurs de l’ordre du ppm, nous prouvons que le comportement de Nb et Ta est contrôlé par la fO 2 . En intégrant nos données de partage à un modèle d’accrétion hétérogène nous montrons que la signature sous-chondritique en Nb/Ta de la Terre silicatée peut être le résultat de l’accrétion d’un matériel chondritique évoluant avec le temps combinée à l’extraction du noyau en conditions réductrices, ce qui réfute l’hypothèse d’une Terre se formant à partir d’un matériel oxydé. Nos expériences de haute pression montrent que le partage des REE et des HFSE dans la majorite et la bridgmanite est très sensible à la fO 2. De plus, le processus de dismutation du fer, invoqué pour expliquer l’augmentation de la fO 2 du manteau lors de la cristallisation de l’océan magmatique, ne semble pas être un mécanisme efficace en-dessous de IW. Enfin, nos données montrent que Ti, V, Cr, Mn, Nb et Ta sont chalcophiles en conditions très réductrices. L’extraction précoce d’un liquide sulfuré dans ces conditions a donc pu modifier les rapports élémentaires supposés chondritiques dans la Terre silicatée. L’extraction d’une importante quantité de FeS pourrait aussi être à l’origine d’un découplage Zr/Hf. / The Earth contains significant amounts of water and its mantle is highly oxidized compared to the solar nebula canonical conditions, which is inconsistent with the existence of its metallic core and its location in the Solar System. This implies the redox state of the Earth has increased during its early history as suggested in heterogeneous accretion models. Thus, the first building blocks of our planet would have been made of highly reduced material, and the early Earth’s differentiation (core extraction and silicate differentiation) would have taken place under highly reducing conditions (between IW-5.5 and IW-2). The aim of this thesis is to measure the impact of these conditions on rare earth elements (REE) and high field strength elements (HFSE) behavior, and model their distribution into the main reservoirs formed early in Earth’s history. We run about sixteen melting – crystallization experiments, starting from chondritic material and equilibrating it at low (5 GPa) and high (26 GPa) pressure, spanning a redox range going from IW (iron – wüstite buffer) to IW-8. In order to characterize the fO 2 parameter in these extreme conditions, we develop an adapted thermodynamic formalism, based on Si-SiO 2 equilibrium. Analyzing the various equilibrated phases within our experimental samples, we calculate and propose the first crystal (enstatite, bridgmanite = Mg-perovskite, majorite) – silicate liquid, metal – silicate, sulfide – silicate partition coefficients database for HFSE and REE under highly reducing conditions. Using our enstatite-liquid data we develop a fO 2 proxy based on D(Cr)/D(V) ratio and we measure type I chondrule fO 2 as being similar to canonical nebular conditions (IW-7). Our metal-silicate partitioning data prove that Earth core extraction is not responsible for REE fractionation. On the contrary, recording for the first time Nb 2+ and Ta 3+ XANES spectra in silicate glasses and at ppm level concentrations, we prove that Nb and Ta behavior is mainly controlled by fO 2 . Using our partitioning data in a heterogeneous accretion model, we show that sub-chondritic Nb/Ta signature of the silicate Earth (14 ± 0.3) can be the result of the accretion of chondritic material changing with time, combined with the progressive extraction of the core in reducing conditions. This refutes the hypothesis of an oxidized material building the Earth. Our high-pressure experiments show that REE and HFSE partitioning in majorite and bridgmanite is very sensitive to fO 2 . Moreover, iron dismutation process, invoked to explain mantle fO 2 increase during magma ocean crystallization, does not seem to be an efficient mechanism below IW. Finally, our data show that Ti, V, Cr, Mn, Nb and Ta are chalcophiles under highly reducing conditions. Consequently, early extraction of a sulfide melt at an early and reduced stage could have modified chondritic elementary ratios in the silicate Earth. Extraction of a substantial amount of FeS may also cause a Zr/Hf decoupling.

Les milieux granulaires, secs et humides, sont omniprésents dans la nature et également dans l'industrie. Néanmoins, à ce jour la façon dont est obtenue un mélange de liquide avec un matériau granulaire est mal connue. En particulier, on ignore les mécanismes permettant de réaliser le mélange, et la physique qui les gouverne. Comment un système hétérogène avec des zones riches en liquide et d'autres sèches, aux propriétés très différentes, va-t-il évoluer ? Ce travail commence par l'étude du mécanisme d'érosion d'un milieu granulaire humide et cohésif par un écoulement sec. Une première partie traite de la dynamique de ce processus dans une géométrie de tambour tournant. Nous avons pu observer que les propriétés des liquides impliqués ont une influence particulière sur la dynamique de rupture des ponts capillaires. Par ailleurs, les fluctuations de contrainte de l'écoulement se sont révélées cruciales dans ce phénomène. La mise en œuvre de l'érosion granulaire dans une géométrie de canal incliné a permis d'observer un phénomène d'instabilité basé sur le couplage entre l'érosion et la forme de l'interface. Nous avons déterminé les conditions d'existence de cette instabilité, et détaillé la morphologie des structures créées. Enfin nous avons étudié le mécanisme d'accrétion, qui participe au transport du liquide par la création de nouveaux ponts capillaire permettant l'agglomération de grains.

La présente thèse porte sur l'étude de plusieurs systèmes binaires X accrétants contenant un trou noir stellaire (avéré ou potentiel) à travers les propriétés spectrales et temporelles de leurs émissions à haute énergie entre 3 keV et 1 MeV, éventuellement agrémentées d'observations dans les domaines radio, proche infrarouge et visible. La première partie est consacrée à la physique de l'accrétion, aux enjeux qu'elle représente et modélisations qui en découlent pour expliquer le rayonnement perçu. Je détaille dans une deuxième partie les instruments à bord d'INTEGRAL dont les trois instruments principaux utilisent les techniques d'imagerie à masque codé. Ensuite, je présente les procédures d'analyses de données avant de montrer mon apport personnel à l'amélioration des logiciels existants et à la création d'outils informatiques spécifiques à mes analyses. Dans une quatrième partie, je présente mes analyses et interprétations sur les observations de plusieurs sources binaires X à trou noir, judicieusement déterminées et choisies : Cygnus X-1, trou noir confirmé persistant étudié depuis de nombreuses années ayant surpris par un excès haute énergie détecté ; deux sources transitoires nouvelles et intéressantes, XTE J1720-318 située dans le centre galactique et SWIFT J1753.5-0127, plus probablement localisée dans le halo. Je détaille ensuite mes analyses sur H 1743-322, identifiée grâce à INTEGRAL avec une source découverte par HEAO en 1977, et sur trois microquasars presque persistants à jets superluminiques, 1E 1740.7-2942, GRS 1758-258 et GRS 1915+105. J'analyse les liens entre les paramètres spectraux et leurs changements lors des transitions entre états. Je discute la présence de deux milieux émetteurs de rayons X/gamma, de géométrie relative changeante. Pour GRS 1915+105, j'établis un cycle probable ordonné dans la succession de ses variabilités pendant dix années et je propose une interprétation compatible avec les prédictions du modèle d'Instabilité d'Accrétion-Ejection. En conclusion, je commente ces résultats spectro-temporels dans le cadre de modèles théoriques expliquant les phénomènes observés et déduis certaines limites à notre compréhension générale des systèmes binaires X. Je décris ce qu'apportent deux nouveaux phénomènes observés et termine par mes perspectives de recherches.

Ce manuscrit rassemble une série de travaux observationnels et phénoménologiques relatifs à des objets compacts variables du centre de notre Galaxie, à savoir le trou noir supermassif central, Sagittarius A*, et des étoiles à neutrons hébergées par des sursauteurs X. La première partie traite de la source Sgr A*, sujette à des éruptions quotidiennes, dont les mécanismes déclencheurs et les processus de rayonnement sont encore inconnus. Cette activité éruptive a été sondée par l'intermédiaire de plusieurs vastes campagnes d'observations multi-longueurs d'onde (en rayons gamma, rayons X, infrarouge et submillimétrique) étalées entre 2007 et 2009. Des données recueillies simultanément par les instruments XMM-Newton/EPIC, INTEGRAL/ISGRI+JEM-X, Fermi/LAT, VLT/NACO+VISIR et APEX/LABOCA, lors de plusieurs nouvelles éruptions majeures, ont ainsi permis de caractériser en détail le comportement spectro-temporelle de ces dernières et de contraindre les modèles d'émissions non-thermiques du milieu radiatif (synchrotron, Compton inverse, plasmoïde en expansion). Dans un second temps, une vingtaine de sursauts X de type I en provenance de deux binaires X de faible masse, transitoires, du noyau Galactique, GRS 1741.9-2853 et AX J1745.6-2901, ont été examinés à travers les données de différents satellites X de basse énergie (2-30 keV). Ces observations ont été discutées dans le cadre théorique, relativement bien établi, d'explosions thermonucléaires d'un mélange hydrogène-hélium, amassé à la surface d'étoiles à neutrons accrétantes.