Au cours du XIXème siècle, l'astronomie voit ses méthodes et ses objets d'étude considérablement évoluer : à côté d'une astronomie dite de position, c'est-à-dire qui ne s'intéresse qu'à la position des objets célestes dans le ciel, émerge et s'affirme une astronomie dite physique, qui aboutira plus tard à l'astrophysique. Ainsi, notre thèse a visé à analyser les liens entre les sciences physiques et l'astronomie qui ont permis l'apparition d'un nouveau champ du savoir, dans la perspective de mettre en relief les spécificités françaises de cette discipline émergente qu' a été l'astronomie physique.<br />Notre travail a consisté à identifier les savants et les réseaux impliqués, à caractériser les cultures qui les portent, mais aussi à étudier les transferts de savoirs et de savoir-faire entre physiciens et astronomes, ceci en précisant dans quel contexte scientifique ces recherches ont eu lieu.<br />Nous avons ainsi pu montrer que, loin de s'exercer sur un modèle unique, l'astronomie physique française entre 1860 et 1914 a montré une diversité dans ses approches, une pluralité des lieux de sa construction, une multiplicité des acteurs et des cultures qui les animent, ceci au risque d'un éclatement et d'une hétérogénéité des pratiques. En effet, si l'astronomie physique française s'est vue progressivement investie par un groupe de physiciens bien identifié, et non par des astronomes, nous avons pu mettre en évidence qu'à la veille de la grande guerre, il n'existe pas de communauté réellement constituée autour d'un programme cohérent et concerté d'astronomie physique. De nombreuses recherches ont été menées, mais sur un mode dispersé que nous avons cherché à caractériser.

L'objectif de cette thèse est de fournir puis d'exploiter des contraintes observationnelles relatives aux étoiles massives et à leurs explosions de supernova. Pour cela, nous nous intéressons à la signature de leur activité de nucléosynthèse et plus particulièrement au rayonnement de décroissance de plusieurs isotopes radioactifs produits et libérés à divers stades de leur existence : le 44Ti, l'26Al et le 60Fe. Grâce au spectromètre haute-résolution SPI embarqué sur l'observatoire spatial INTEGRAL, nous avons pu caractériser l'émission de raies gamma associée à la décroissance de ces trois radio-isotopes.<br />Dans un premier temps, nous nous concentrons sur l'émission de décroissance du 44Ti présent dans le vestige de supernova Cassiopée A. Le but de cette étude est d'obtenir, par une analyse spectrale du signal, une information sur la cinématique de l'ejecta de Cassiopée A. Une telle donnée pourrait alors nous renseigner sur le mécanisme incertain par lequel l'effondrement gravitationnel d'une étoile massive en fin de vie aboutit à une explosion de supernova.<br />Nous nous intéressons ensuite aux raies gamma de la décroissance de l'26Al et du 60Fe. Ces deux isotopes à longue durée de vie s'accumulent dans le milieu interstellaire autour des étoiles massives et donnent lieu à une émission galactique diffuse à 1809 et 1173/1332 keV respectivement. Les observations SPI de cette émission sont confrontées à un modèle de la nucléosynthèse galactique construit à partir des plus récents modèles stellaires. Un travail plus détaillé est alors consacré à la région du Cygne, qui abrite une forte concentration d'étoiles massives proches. Les données SPI obtenues sont comparées aux prédictions théoriques d'un code de synthèse de population et d'une simulation numérique de diffusion de l'26Al à l'intérieur de la superbulle soufflée par l'amas Cyg OB2.

La mission Pierre Angulaire de l'ESA, Gaia, doit bâtir un catalogue d'étoiles limité seulement par leurs magnitudes. Ce milliard d'objets doit être détecté à bord pour pouvoir être observé et les exigences scientifiques et techniques font de ce problème un défi d'ingénierie. Nous avons élaboré un prototype pour estimer les performances accessibles et servir au dimensionnement de l'électronique à bord (TDA PDHE). Il s'appuie sur une séquence de quatre tâches: la calibration des données issues des CCDs, l'estimation du fond de ciel, l'identification des objets et, enfin, leur caractérisation pour commander les observations elles-mêmes. Bien qu'inspirée par des études antérieures (APM, Sextractor), cette approche a été intégralement révisée et adaptée aux spécificités de Gaia. Suite aux recommandations du TDA PDHE, une implémentation mixte est proposée qui traite les volumes de données importants et soumis aux contraintes de temps-réel ``dures'' avec de l'électronique dédiée (FPGA) et réalise les traitements complexes ou variables via du logiciel. Cette partition correspond aussi à subdiviser les opérations précédentes en un domaine pixel et un domaine objet. Notre démonstrateur montre que les attentes scientifiques sont satisfaites en termes de complétude, de précision et de robustesse à la diversité des configurations. Techniquement parlant, notre pipeline, optimisé quant à la surface et la consommation électrique, permet l'identification d'une technologie cible. Notre modèle n'a pas été retenu pour les phases industrielles de Gaia mais, outre son utilité avérée dans le projet, représente une R&D pour la génération de satellites à venir.

Les systèmes découpeurs d'images sont un nouveau type de spectrographes intégraux de champ pour l'instrumentation astronomique. Ce mémoire de thèse présente l'étude et la modélisation des performances de ces systèmes, basés sur un design optique comprenant un miroir découpeur. Ce dernier est constitué d'un empilement de slices, dont chaque surface active est sphérique et tiltée. Pour les instruments du JWST et du VLT, on a étudié deux technologies de fabrication et d'assemblage du miroir découpeur. La première, conçue en collaboration avec Cybernétix, présente un assemblage de slices en Zérodur maintenu par adhérence moléculaire. La deuxième, repose sur la technologie d'usinage diamant sur des métaux, en une pièce monolithique ou segmentée. Trois prototypes représentatifs de chaque technologie ont été testés sur banc optique à l'Observatoire de Lyon – rugosité, BRDF, profil de forme, alignement, grandissement du système, qualité image – et comparés aux spécifications de haut niveau. Une conclusion comparative des résultats obtenus est présentée afin d'orienter la meilleure technologie de découpeur d'images aux projets instrumentaux, qu'il s'agisse d'instruments mono ou multi-voies, au sol ou dans l'espace.

Les rayons cosmiques occupent une place privilégiée au sein de l'astrophysique et de la physique des astroparticules, non seulement parce qu'ils participent à la plupart des processus énergétiques à l'œuvre dans l'univers, mais parce que leur existence même et la continuité de leur spectre d'énergie (des énergies thermiques à plus de 1020 eV) soulèvent des questions d'une grande fécondité et d'une richesse inattendue. La source de ces particules énergétiques sillonnant le cosmos demeure largement inconnue, et des décennies de recherche n'ont pas permis d'élucider pleinement le lien existant entre celles que l'on voit rayonner sur toute l'étendue du spectre électromagnétique dans telle ou telle source astronomique et celles que l'on détecte au voisinage de la Terre, porteuses d'informations précieuses pour la physique en général. Nous proposons une approche globale et pluridisciplinaire du rayonnement cosmique, insistant sur la nécessité de considérer conjointement ses trois dimensions spectrales : la distribution en énergie (spectre), la distribution angulaire (anisotropies) et la distribution en masse (composition). Nous analysons divers aspects de cette problématique — théoriques, phénoménologiques et expérimentaux — avec une attention particulière au cas des rayons cosmiques ultra-énergétiques, en relation avec l'Observatoire Pierre Auger, mais nous tentons également d'expliciter les liens existant entre les différentes gammes d'énergie, et de mettre en lumière l'importance de la transition galactique/ extragalactique. De nombreuses contraintes sont également apportées par l'astronomie non-thermique et l'astrophysique nucléaire, dont nous discutons certains aspects directement liés aux particules énergétiques, à leur accélération comme à leur propagation dans le cosmos.

Les amas de galaxies sont des surdensites de matiere <br />gravitationnellement liees remplies d'un gaz chaud et ionise <br />emettant un rayonnement X. Ils se forment durant des phases <br />d'accretion de sous-groupes, au cours desquelles le gaz subit des <br />processus de choc et de melange qui perturbent ses proprietes <br />physiques a l'equilibre hydrostatique. Pour cartographier les <br />distributions spatiales d'emissivite, de temperature et d'entropie du <br />plasma intergalactique observe par les telescopes X, nous avons <br />compare differents algorithmes d'imagerie multiechelle, puis <br />developpe et teste un nouvel algorithme de spectro-imagerie. Dans <br />cet algorithme, le parametre recherche est estime a partir d'une <br />statistique de comptage dans differents elements de resolution <br />spatiaux, puis ses variations spatio-frequentielles sont codees par <br />des coefficients en ondelettes de Haar. La distribution spatiale <br />optimale du parametre est finalement restauree en seuillant la <br />transformee en ondelettes bruitee.

I -- Importance des changements de phase et de la nucléation dans la basse atmosphère de Titan -- Nous soulignons les interactions entre les changements de phase dans la basse atmosphère et d'autres phénomènes qui se produisent sur Titan. Les processus de changements de phase peuvent affecter la photochimie, la nature de la surface exposée de Titan et donc ses propriétés optiques, et le profil de température de l'atmosphère. Nous passons en revue les indices d'une nucléation difficile dans l'atmosphère de Titan et nous essayons de montrer que la description de la nucléation est une priorité dans la modélisation des changements de phase. Les résultats de l'analyse des spectres d'IRIS et les basses températures qui impliquent des phases solides et non liquides fournissent les principaux arguments en faveur de la modélisation de la nucléation. Dans le cadre de la théorie classique de la nucléation, nous proposons une définition et une valeur du taux de nucléation critique adaptées à l'étude de l'atmosphère de Titan. A partir de ce taux critique, nous calculons l'angle de contact du méthane sur les aérosols nécessaire pour que l'inhibition de la nucléation du méthane puisse expliquer la sursaturation suggérée par les observations d'IRIS. -- II -- Estimation des angles de contact et des enthalpies libres surfaciques des phases solides -- Ces paramètres sont essentiels pour la description de la nucléation. Comme les données expérimentales pour les phases solides des espèces qui nous intéressent ne sont pas disponibles, nous relevons dans la littérature et mettons bout à bout des méthodes pour l'estimation des angles de contact et des enthalpies libres surfaciques des solides. L'enthalpie libre surfacique s d'un solide peut être reliée à la tension superficielle du liquide et aux chaleurs latentes de vaporisation et de sublimation. Cependant, quelques variations sur ce thème ont été proposées. Afin de choisir la corrélation adéquate pour les hydrocarbures et les nitriles solides, s peut être estimé pour quelques espèces de référence à partir de la constante d'Hamaker. La constante d'Hamaker est elle-même liée à la permittivité diélectrique, donc au spectre d'absorption de la phase solide. Ainsi, nous établissons un pont entre les études de laboratoire en cours sur les spectres des hydrocarbures et des nitriles solides, et le calcul des enthalpies libres surfaciques et des angles de contact. -- III -- Élaboration de modèles pour la description des changements de phase dans la basse atmosphère de Titan -- Les phénomènes essentiels qui doivent être décrits dans un modèle de changements de phase, outre la condensation et l'évaporation, sont la nucléation, la sédimentation des aérosols et le transport de gaz par diffusion turbulente. La nucléation est décrite à l'aide de la théorie classique. L'angle de contact n'est pas supposé nul, c'est un paramètre libre. Nous parvenons à mettre tous ces phénomènes ensemble en équation, en gérant des problèmes tels que le volume des aérosols juste après la nucléation et le traitement des aérosols de taille inférieure au rayon d'équilibre associé à l'effet Kelvin. Comme nous nous attendons à une évolution non stationnaire pour certaines valeurs de l'angle de contact, nous laissons le modèle dépendre du temps. Par conséquent, le modèle (numéroté 3) est représenté par un système d'équation aux dérivées partielles. Afin de vérifier la validité du modèle lui-même (la manière dont la nucléation est mise en équations) et la validité de la résolution numérique à venir, nous considérons un modèle (numéroté 2) plus simple avec nucléation instantanée, et nous démontrons que les solutions du modèle 3 doivent tendre vers une solution du modèle 2 lorsque l'angle de contact et l'enthalpie libre surfacique de la phase condensée tendent vers zéro. -- IV -- Nous étudions deux autres modèles simples. L'un des modèles (numéroté 1) suppose une sursaturation négligeable pour toutes les espèces. Ce modèle très facile à mettre en oeuvre permet de comprendre l'influence de certains paramètres comme le coefficient de diffusion turbulente, le flux de masse de tholins arrivant de la haute atmosphère, le rayon des particules de tholins et les fractions molaires en phase gazeuse à la surface. En particulier, pour des valeurs plausibles de ces paramètres (trouvées dans la littérature), en étudiant l'auto-cohérence du modèle, nous montrons que la sursaturation éventuelle du méthane serait due à l'inhibition de la nucléation ou à la coagulation plutôt qu'à la dynamique du transport gazeux et de la condensation (après la nucléation). Ainsi, la faible sursaturation n'est pas réellement une hypothèse et le modèle 1 donne des résultats corrects si la nucléation est facile et la coagulation peu importante. Dans ce cas, le cycle d'évaporation et de condensation du méthane dans la troposphère entraîne l'évaporation de typiquement quelques centimètres, et jusqu'à 50 cm, de méthane par an. L'échange de chaleur latente concomitant peut être de l'ordre de 0,1 W.m-2, et jusqu'à 3 W.m-2. La condensation de l'acétylène commence à environ 61 km, celle de l'éthane à 51 km. A la tropopause, le rayon des aérosols atteint approximativement 3 fois le rayon des noyaux de tholins. A 20 km, suite à la condensation du méthane, le rayon a augmenté jusqu'à une valeur qui est typiquement 200 fois supérieure au rayon des noyaux de tholins. Enfin, nous construisons un modèle spécialement pour illustrer le comportement périodique potentiel associé à certaines valeurs de l'angle de contact. Par opposition aux autres modèles, celui-ci ne prétend pas fournir des valeurs pour les propriétés de l'atmosphère de Titan, mais seulement une information qualitative. La périodicité est attendue quand l'abondance donnée par le modèle avec nucléation instantanée est nettement plus faible que l'abondance critique (déduite du taux de nucléation critique), elle-même nettement plus faible que l'abondance en l'absence de condensation. La période diminue alors avec l'abondance critique.

Le dispositif CELESTE désigne la transformation de la centrale solaire de Thémis (Pyrénées orientales) en un vaste télescope pour l'astronomie des très hautes énergies; le nom avait été proposé par Eric Paré, inventeur du projet, et directeur de cette thèse jusqu'à son décès accidentel en Juillet 1998. La thèse décrit le long travail de mise en place et de démarrage du projet basé sur un vaste dispositif optique placé en haut de la tour solaire pour détecter la lumière réfléchie par les héliostats. On observe ainsi, par nuits sans lune, les gerbes atmosphériques produites par les rayons gamma en provenance du cosmos. La thèse se conclut par les premières observations jamais faites de rayons gamma aux énergies d'environ 50 GeV provenant d'une part d'une source Galactique, la nébuleuse du Crabe, et d'autre part d'une source extra-galactique, un trou noir supermassif, Markarian~421.

Dédié à l'étude de l'astronomie gamma, le satellite Fermi a été lancé le 11 juin 2008. Il comporte à son bord l'instrument Large Area Telescope (LAT), sensible au rayonnement gamma dans la gamme d'énergie de 20 MeV à 300 GeV. Bien que la nébuleuse du Crabe ait été étudiée dans la gamme d'énergie 70 MeV à 30 GeV couverte par son précédesseur, l'expérience CGRO-EGRET, aucune nébuleuse n'a jamais été clairement identifiée dans le domaine des rayons gamma de haute énergie jusqu'au lancement de Fermi. Les pulsars alimentent les nébuleuses qui les entourent par l'injection permanente d'un vent d'électrons et positrons relativistes qui, accélérés au niveau de l'onde de choc délimitant les nébuleuses de pulsars, émettent un rayonnement pouvant être observé dans les différents domaines du spectre électromagnétique, et notamment dans le domaine des rayons gamma de haute énergie. Les données recueillies par le Fermi-LAT au cours des deux premières années de mission ont désormais permis la détection et l'identification de trois nébuleuses et de leurs pulsars associés (nébuleuses du Crabe, de Vela-X et de MSH 15-52) ainsi que de la nébuleuse de pulsar HESS J1825-137 découverte par les instruments au sol dédiés à l'astronomie gamma de très haute énergie. Les résultats des analyses temporelle, spectrale et morphologique réalisées sur les systèmes pulsars/nébuleuses détectés par le LAT sont exposés dans ce manuscrit. La synthèse des études systématiques réalisées (i) dans les régions comportant un pulsar émetteur en rayons gamma et (ii) dans les régions comportant une source émettrice de rayons gamma de très haute énergie étant identifiée en tant que nébuleuse de pulsar ou candidate en tant que telle, sont également présentés dans cette thèse. Ces études apportent de nouvelles contraintes sur les propriétés physiques des sources ainsi que sur les mécanismes de rayonnement mis en jeu dans la magnétosphère des pulsars et au sein de leurs nébuleuses.

Dans le modèle cosmologique actuel, l'Univers est majoritairement composé de matière noire dont la nature est inexpliquée par le Modèle Standard de la physique des particules. L'annihilation de particules issues de nouveaux cadres théoriques, peut induire un signal de rayons gamma de très hautes énergies, observable par des expériences d'astronomie gamma. Largement dominées par la matière noire, les galaxies naines sphéroïdes sont des cibles privilégiées pour conduire cette recherche. Le réseau de télescopes H.E.S.S. discuté dans la première partie est un parfait exemple d'expérience d'imagerie atmosphérique stéréoscopique permettant de conduire la recherche de matière noire. Une nouvelle méthode de discrimination des gerbes électromagnétiques et hadroniques permettant d'améliorer la recherche de sources faibles est présentée. Elle est appliquée aux données des observations de la galaxie naine du Sagittaire et la limite supérieure sur le flux de gamma en provenance de cet objet est calculée. En orbite à bord du satellite Fermi depuis Juin 2008, le télescope à conversion de paire LAT permet de rechercher la matière noire sur l'ensemble de la voûte céleste. La sensibilité théorique à détecter un signal de matière noire est déterminée pour deux galaxies naines spéciques. Au terme de la première année d'observations, les limites supérieures sur les ux de gamma sont dérivées pour un catalogue de galaxies naines sphéroïdes. Des modèles de physique au-delà du Modèle Standard sont confrontés avec les contraintes calculées sur les sections ecaces d'annihilation en fonction de la masse des particules obtenues à partir des observations effectuées avec ces deux expériences.