L'étude des noyaux cométaires est primordiale pour comprendre la formation et l'évolution du système solaire. Cette thèse présente plusieurs méthodes et modèles pour déterminer leurs propriétés physiques (rayon, albédo géométrique, inertie thermique et fraction de surface active) à partir des observations visibles, infrarouges et des mesures de taux de production de l'eau, et pour quantifier l'activité à leur surface. Nous étudions le noyau des comètes Hale-Bopp (C/1995 O1), 55P/Tempel-Tuttle, 126P/IRAS, 103P/Hartley 2, 22P/Kopff, 46P/Wirtanen, IRAS-Araki-Alcock (C/1983 H1) et 2P/Encke, celui des Centaures Chiron (2060) et Chariklo (1997 CU26) et celui des comètes rasantes. De cette étude, il ressort que: (i) l'albédo géométrique des Centaures vaut 0.07-0.11 et est supérieur à celui des LPC (comètes à longue période) et des SPC (comètes à courte période) qui vaut 0.04-0.07, (ii) un albédo faible n'est pas incompatible avec la présence de glace d'eau en surface, (iii) l'inertie thermique du noyau est faible et vaut <3 J/K/m2/s1/2, (iv) la distance du périhélie, combinée à la sublimation de la glace d'eau, n'est pas un argument suffisant pour expliquer la différence de rayon entre les comètes rasantes (<0.11 km), les SPC (0.6-2.4 km), les LPC (3-38 km) et les Centaures (71-118 km), (v) la formation d'une croûte sur les SPC est très probable et peut expliquer les variations du taux de production de l'eau avec la distance héliocentrique, et (vi) l'activité à la surface des noyaux cométaires n'est pas nécessairement confinée à quelques régions actives; les SPC de petite taille (~1 km) ont une activité répartie sur toute leur surface. Les zones actives localisées, associées à la présence de jets dans la coma, existent seulement sur une minorité d'objets, les plus gros.

Le réseau d'imageurs Cherenkov atmosphériques HESS (High Energy Stereoscopic System) est présenté. La simulation des gerbes atmosphériques et de l'instrument est détaillée et comparée aux données obtenues pendant les six premiers mois de fonctionnement. Après la présentation des méthodes d'étalonnage et d'extraction du signal gamma, ces techniques sont appliquées aux données prises sur la nébuleuse du Crabe. On obtient un signal significatif permettant d'estimer un flux différentiel à 1 TeV en accord avec les résultats obtenus par d'autres expériences dans le même domaine en énergie. Ces résultats sont exploités pour estimer le potentiel de détection de HESS au signal gamma d'annihilation de neutralinos en provenance du centre galactique et de l'amas globulaire Omega du Centaure. Dans cette étude, une modélisation des halos de matière noire est confrontée aux observations astrophysiques.

Les amas globulaires contiennent deux classes de sources X se différenciant par leur luminosité. Tout d'abord, les sources X brillantes (Lx>10^36 ergs/s), qui sont des binaires X de faible masse identiques à celles contenues dans le disque galactique. La seconde classe regroupe les objets de luminosité X faible (LX<10^34.5 ergs/s). Elle est composée d‟objets de natures diverses, principalement des systèmes binaires où l'accrétion de matière sur l'un des deux composants (une étoile à neutrons, une naine blanche) est responsable de l'émission X observée. Déterminer la population de sources X des amas globulaires permet donc d'étudier les mécanismes de formation des systèmes binaires, lesquels jouent un rôle fondamental dans l'évolution des amas globulaires en assurant leur équilibre dynamique. Cette thèse est centrée sur l'étude des populations X de 4 amas globulaires observés avec les satellites XMM-Newton ou Chandra : Omega Cen, M13, M22 et NGC 6366. Notre échantillon nous a permis d‟étudier les populations de sources X faibles et de tester les scénarii de formation des binaires en fonction de divers paramètres comme la masse, la taille et la densité stellaire de l‟amas. Nous avons associé des sources X faibles à chaque amas (respectivement 30, 5, 2 et 1). Ces sources se trouvent dans le coeur des amas. Nous avons également détecté un excès significatif de sources dans les régions externes d‟Omega Cen. Nous avons enfin découvert une binaire X de faible masse avec une étoile à neutrons dans M13 (sa contrepartie a été recherchée dans les données du télescope spatial Hubble). Nous montrons que le nombre de binaires X de faible masse avec une étoile à neutrons contenues dans un amas est corrélé avec le taux de collision stellaire. Ceci pourrait indiquer que ces binaires sont formées par la capture gravitationnelle par une étoile à neutrons d‟un autre astre dans le coeur des amas. Nous avons également étudié les mécanismes de formation des autres catégories de binaires.