Cette thèse porte sur l'étude de la formation stellaire récente dans la Galaxie à l'aide du relevé d'imagerie infrarouge ISOGAL, constitué de ~400 observations ISOCAM à 7 ou 15 microns réparties dans le Bulbe et le Disque Galactiques. La réduction critique de ces données et l'extraction des sources ponctuelles par une procédure d'ajustement de PSF a permis la publication d'un catalogue d'environ 100 000 sources. On interprète la plupart de ces sources comme des étoiles en fin d'évolution, dans le stade RGB ou AGB, mais quelques milliers d'entre elles correspondent probablement à des objets stellaires jeunes enfouis dans des enveloppes de poussière. Dans le bulbe Galactique interne, 300 sources ISOGAL sont considérées comme des étoiles en formation, et plus de 200 sources brillantes détectées par ISO ou par MSX sont interprétées comme des supergéantes M ou des AGB massives. Un taux moyen approximatif de formation stellaire au cours du dernier million d'années dans cette région est déduit de cet échantillon de sources jeunes. Son estimation approchée au cours des ~50 derniers millions d'années est également déduit de l'inventaire des sources considérées comme supergéantes M. La sélection des objets jeunes dans l'ensemble du relevé ISOGAL conduit actuellement à une liste de ~700 candidats, dont une centaine - en dehors du bulbe interne - montrent toutes les caractéristiques des objets jeunes enfouis. La nature des autres est plus incertaine, et ne pourra être déterminée que par des observations complémentaires. La détermination de la nature d'un grand nombre d'autres sources, en particulier faibles et détectées seulement à 15 microns, reste également incertaine.

Le centre de la Galaxie constitue un laboratoire idéal pour mettre à l'épreuve les prédictions de la relativité générale. Le trou noir supermassif qui y siège possède le rayon de Schwarzschild ayant la plus grande taille angulaire sur le ciel (10 μas). C'est donc un candidat de choix pour observer avec une grande précision les phénomènes relativistes qui se déroulent dans son environnement immédiat. La première partie de ma thèse a consisté à étudier la précision astrométrique de l'instrument de deuxième génération du VLTI, GRAVITY. Ce recombinateur de faisceau qui sera installé à Paranal en 2014 est conçu pour atteindre une précision astrométrique de l'ordre de 10 μas. Afin de vérifier si ce but pourra être atteint, j'ai utilisé un programme de simulation de l'instrument pour déterminer de façon réaliste l'erreur astrométrique commise, en prenant en compte les caractéristiques réelles de GRAVITY. J'ai pu ainsi montrer que l'instrument était capable d'atteindre son objectif pour des sources suffisamment brillantes, ainsi que de mettre en évidence le mouvement d'objets à proximité immédiate du trou noir. J'ai ensuite développé un code de calcul d'orbites relativistes, GYOTO, permettant de calculer les images et les spectres d'objets situés à proximité d'un trou noir. Différents objets sont à l'heure actuelle implémentés dans le code. On peut citer en particulier le disque mince d'accrétion, le tore d'accrétion, ou l'étoile en orbite autour du trou noir. GYOTO permet également de réaliser des calculs de transfert radiatif au sein de l'objet considéré, ce qui permet de prendre en compte la physique interne des structures d'accrétion. Signalons que GYOTO sera rendu public dans un proche avenir. J'ai pu alors utiliser GYOTO pour calculer la silhouette et le spectre d'un tore d'accrétion entourant le trou noir central de la Galaxie, en prenant en compte l'émission synchrotron générée par cette structure. L'intérêt de ce genre de simulation est de contraindre les paramètres du trou noir et du tore d'accrétion en ajustant les spectres modélisés aux données observées. J'ai également simulé grâce à GYOTO l'évolution d'une sphère de gaz chauffée en orbite très serrée autour du trou noir. Ce schéma constitue un modèle prometteur pour les phénomènes de sursauts de rayonnement qui sont régulièrement observés aux abords du trou noir central. Il a alors été possible de simuler de façon réaliste une observation par GRAVITY de ce phénomène, et de déterminer les contraintes que l'instrument permettra d'apporter sur ce modèle, et sur le paramètre d'inclinaison du trou noir. Je me suis également intéressé à la possibilité de modéliser des objets compacts alternatifs afin de tester le paradigme du trou noir au centre de la Galaxie. Afin de pouvoir prendre en compte de tels objets, il a fallu permettre à GYOTO d'intégrer des orbites de particules dans des métriques non standards calculées numériquement, dans le formalisme 3+1 de la relativité générale. Cette capacité de GYOTO à prendre en compte des métriques non standards en fait un code unique parmi les algorithmes de calcul d'orbites existant dans la littérature. Je me suis alors intéressé à fournir quelques perspectives d'utilisation de GYOTO en métriques numériques. L'implémentation d'un objet gravastar au sein de la bibliothèque LORENE n'ayant pas abouti, je me suis intéressé à représenter les images observées d'une étoile à neutrons en effondrement, à différents stades de son évolution. Ce genre de calculs pourra permettre dans l'avenir de calculer numériquement les contreparties électromagnétiques de phénomènes en champ gravitationnel fort, telle que l'émission de rayonnement à proximité d'un système d'étoiles à neutrons en coalescence.

Le Centre Galactique abrite en son cœur un objet compact de plusieurs millions de masses solaires. L'hypothèse faite à l'heure actuelle est que cet objet serait un trou noir supermassif décrit par la relativité générale. L'instrument de seconde génération du Very Large Telescope Interferometer, GRAVITY, va permettre d'apporter des réponses quant à la réelle nature de cet objet. Grâce à sa précision astrométrique de 10 microsecondes d'angle, il va pouvoir sonder l'espace-temps en champ fort via l'observation des étoiles et du gaz situés à proximité de l'objet central.Au cours de ma thèse j'ai mis au point un modèle permettant de simuler les observations d'orbites d'étoiles de GRAVITY, l'objectif étant d'extraire à l'aide de celui-ci les paramètres fondamentaux du candidat trou noir central ainsi que les effets relativistes. Pour cela, j'ai utilisé le code de tracé de rayons GYOTO développé à l'Observatoire de Paris. Ce code permet de calculer des trajectoires d'étoiles et de photons obtenues en présence d'un objet compact. Il est alors possible de simuler les positions apparentes d'étoiles en orbite autour du Centre Galactique en calculant leur image relativiste.J'ai d'abord validé le calcul des trajectoires des photons effectué dans GYOTO. Grâce à des tests effectués en déflexion faible et forte, j'ai pu démontrer que GYOTO était hautement satisfaisant pour simuler les observations GRAVITY. En effet, j'ai montré que l'erreur sur le calcul des géodésiques de genre lumière était inférieure à environ 10^-2 microseconde d'angle, et cela même pour de grandes distances d'intégration.Je me suis ensuite intéressée à l'étude d'une étoile appelée S2 qui a contribué à fortement contraindre la masse de l'objet central. Sa proximité au Centre Galactique fait d'elle une cible idéale pour sonder l'espace-temps en champ fort. En particulier, j'ai estimé quels étaient les temps minimaux d'observation nécessaires pour détecter des effets relativistes à l'aide de mesures astrométriques et spectroscopiques obtenues sur l'étoile S2. Pour cela, j'ai mis en place plusieurs modèles d'orbites prenant en compte chacun un certain nombre d'effets relativistes. Le modèle le plus précis est obtenu en relativité générale complète avec le code GYOTO. Néanmoins, puisque l'étoile S2 est suffisamment éloignée de l'objet compact, ce modèle néglige certains effets de lentilles gravitationnelles telles que les images secondaires et l'amplification des images primaires. Par ailleurs, je me suis également intéressée à la contraindre du moment cinétique du candidat trou noir central avec cette étoile. En particulier, j'ai déterminé, grâce au modèle le plus précis mis en place ici, qu'il était possible de contraindre la norme et la direction du moment cinétique avec une incertitude d'environ 0,1 et 20 degrés, respectivement, et cela en considérant des observations obtenues sur trois périodes de S2 et des précisions de 10 microsecondes d'angle et 10 km/s.En vue de la possible détection d'étoiles plus proches du Centre Galactique par GRAVITY, j'ai développé un modèle prenant en compte les effets de lentilles négligés dans le modèle précédent. Néanmoins, afin de minimiser le temps de calcul demandé par celui-ci, j'ai déterminé une zone de l'espace dans laquelle il était tout de même possible d'utiliser ce dernier.Enfin, j'ai étudié l'influence de corps du Système Solaire sur les mesures astrométriques de GRAVITY, c'est-à-dire sur la séparation angulaire entre deux sources du Centre Galactique. Cette étude a montré que ces mesures différentielles n'étaient déviées que de quelques microsecondes d'angle par la perturbation gravitationnelle engendrée par le Soleil. Cependant, celles-ci sont modifiées de plusieurs centaines de microsecondes d'angle par l'effet d'aberration induit par le mouvement de la Terre par rapport aux sources du Centre Galactique. Il sera donc nécessaire de prendre en compte cet effet lors de l'interprétation des données obtenues par GRAVITY. / Decades of studies have demonstrated the presence of a compact object of several million solar masses at the center of the Galaxy. Nowadays, the assumption is that this compact object is probably a supermassive black hole described by general relativity. The second generation instrument at the Very Large Telescope Interferometer, GRAVITY, is expected to better constrain the nature of this central object. By using its astrometric accuracy of about 10 microarcseconds, it will probe spacetime in strong gravitational fields by observing stars and gas located near the compact object.During my PhD I have developed a stellar-orbit model in order to interpret the future GRAVITY observations. By using this model it will be possible to extract the central black hole candidate parameters and relativistic effects. To implement the model, I used the ray-tracing code GYOTO developed at Observatoire de Paris. This code allows computing star and photon trajectories obtained in the vicinity of a compact object. It is thus possible to simulate apparent positions of stars orbiting the Galactic Center by computing relativistic images.My work started by validating the photon trajectories computed in GYOTO. By doing tests in both weak- and strong-deflection limits, I have shown that the GYOTO code is highly qualified to simulate GRAVITY observations. Indeed, the error made on the photon trajectories is inferior to 10^-2 microarcsecond, even when integrating over large distances.Then, I was interested in studying a star called S2 that contributed to importantly constrain the mass of the central object. This star is the second closest star to the Galactic Center and has an orbital period of about 16 years. Nowadays, we do not know whether closer-in stars will be discovered by GRAVITY. It is thus important to extract as much information as possible from this star. In particular, I have estimated the minimal observation times needed to detect relativistic effects by using astrometric and spectroscopic measurements of S2. To do so, I have developed different stellar-orbit models taking into account a certain number of relativistic effects. The more accurate model is obtained by using the ray-tracing code GYOTO and considering all relativistic effects. However, as the S2 star is sufficiently far from the compact object, this model neglects certain gravitational lensing effects such as the secondary images and the primary images amplification. Besides, I was also interested in the possibility of constraining the angular momentum of the central black hole candidate with the S2 star. In particular, I have shown that with a model which does not use ray-tracing, the norm and the direction of the angular momentum can be constrained with an uncertainty of about 0.1 and 20 degrees, respectively, by using observations obtained during three periods of S2 and with accuracies reaching 10 microarseconds and 10 km/s.Since closer-in stars could be detected by GRAVITY, I have developed a more accurate stellar-orbit model taking into account the lensing effects neglected in the previous model. However, in order to minimize the computing time required by this model, I determined a volume in which it is possible to neglect both the secondary images and the primary images amplification.Finally, I have studied the impact of different components of the Solar System on astrometric positions measured by GRAVITY. This study has shown that those measurements are deviated by an amount of a few microarcseconds by the gravitational perturbation generated by the Sun. However, those apparent positions are shifted by several hundred microarcseconds by the aberration effect due to the movement of the Earth with respect to the Galactic Center. It is thus necessary to take into account this effect in future interpretations of GRAVITY observations.

La phase II de l’expérience H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System) est constituée de cinq télescopes à imagerie Cherenkov dédiés à l’observation de sources astrophysiques de l’hémisphère sud émettant des photons au-delà de 30 GeV. Cette thèse présente le fonctionnement de cet instrument ainsi que toute la chaîne d’analyse associée avec une attention particulière sur le cinquième télescope mis en opération en juillet 2012. Les méthodes d’étalonnage du système sont détaillées. Ensuite, une méthode d’analyse des données, basée sur un modèle semi-analytique de développement des gerbes électromagnétiques dans l’atmosphère, est expliquée. Une méthode de reconstruction du spectre en énergie des sources de photon gamma de haute énergie est présentée. Les méthodes de sélection des photons gamma parmi le bruit de fond de hadrons sont étudiées. En particulier, le développement d’une nouvelle variable de rejet du bruit de fond utilisant les données temporelles du cinquième télescope est exposé. Une étude systématique des performances de l’analyse ainsi que des coupures de sélection des photons gamma est effectuée dans le but d’atteindre le plus bas seuil en énergie possible en contrôlant la soustraction du bruit de fond. Le Centre Galactique a longuement été observé par H.E.S.S., qui a mis à jour une source ponctuelle très brillante à très haute énergie ainsi qu’une une émission diffuse le long du plan Galactique. Les observations du Centre Galactique par la phase II de H.E.S.S. au cours de l’année 2014 sont présentées. Une reconstruction spectrale de la source centrale est effectuée. / The phase II of the H.E.S.S. experiment (High Energy Stereoscopic System) consists of five imaging atmospheric Cherenkov telescopes to study the southern astrophysical sources above 30 GeV. This thesis present the detector as well as the analysis chain, with a deep look on the fifth telescope commissioned on July 2012. The calibration method are described in detail. Then, an analysis based on a semi-analytical model of the electromagnetic shower development in the atmosphere is explained. A tool to reconstruct the energy spectrum of the very high energy gamma ray sources is presented. The methods of gamma ray selection among the hadron background are studied. Especially, the development of a new variable using the temporal data of the fifth telescope for the background rejection is shown. A systematic study of the analysis performances and of the selection cuts is accomplished, in order to reach the lowest energy threshold while keeping control of the background subtraction. The Galactic Centre has long been observed by H.E.S.S., which has detected a bright and punctual source at very-high energy as well as a diffuse emission along the Galactic plan. The Galactic Centre observations performed by the phase II of H.E.S.S. during the year 2014 are presented. A spectral reconstruction of the central source is performed.

Le réseau de 5 télescopes Tcherenkov au sol H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System) permet de détecter des rayons gamma à très hautes énergies (E>50GeV) pour sonder les phénomènes non thermiques les plus violents de l'univers. Ces rayons gamma peuvent provenir de l'annihilation de particules de matière noire. L'astronomie gamma permet donc de rechercher les signatures de l'annihilation de particules de matière noire dans les régions denses de l'univers. Cette thèse est composée de trois parties. Après un bref rappel sur l'instrument H.E.S.S., sont présentés en premier lieu les tests de performance effectués pour l'étalonnage de la nouvelle électronique utilisée pour la modernisation des caméras des quatre télescopes CT1 à 4. L'analyse des premières données de la caméra CT1 modernisée montre la réduction du temps mort de lecture du réseau qui permettra de bénéficier pleinement de la stéréoscopie entre les 5 télescopes du réseau. La deuxième partie de la thèse traite des 10 ans d'observations de la région du Centre Galactique avec H.E.S.S. ainsi que les récentes observations obtenues avec l'ajout en 2012 du télescope de 28 mètres de diamètre (CT5) au centre du réseau. L'analyse des données de CT5 en direction de la source centrale HESS J1745-290 permet d'avoir accès aux événements aux plus basses énergies accessibles avec H.E.S.S. (100 GeV). Le spectre de la source centrale est en très bon accord avec celui de HESS J1745-290 mesuré avec CT1-4 et les données en dessous de 150 GeV permettent de raccorder ce dernier à celui de la source Fermi 3FGHL J1745.6-2859c.Dans la troisième partie, les 10 ans de données dans la région du Centre Galactique avec la première phase de H.E.S.S sont analysés pour rechercher un signal d'annihilation de matière noire à l'aide d'une méthode de vraisemblance utilisant les caractéristiques spectrale et spatiale du signal de matière noire par rapport à celles du bruit de fond. En l'absence de signal matière noire, les contraintes sont calculées sur la section efficace d'annihilation et, pour la première fois, un réseau de télescope Tcherenkov au sol est capable de sonder la section efficace d'annihilation thermique dans le cas d'un profil de matière noire piqué. La sensibilité sur la section efficace d'annihilation de l'instrument H.E.S.S. utilisant CT5 est ensuite présentée vers le Centre Galactique et la galaxie naine récemment découverte Reticulum II. La dernière partie de cette thèse étudie le potentiel du futur réseau de télescopes Tcherenkov CTA, (Cherenkov Telescope Array) pour la détection d'un signal d'annihilation de matière noire. Vers la région du Centre Galactique le signal de matière noire attendu est significativement augmenté par la contribution de rayons gamma produits par effet Compton inverse d'électrons et positrons énergétiques sur les champs de radiation ambiants. La sensibilité obtenue permet à CTA de sonder la section efficace d'annihilation thermique dans tous les canaux d'annihilation dans le cas d’un profil de matière noire piqué. L’impact sur la sensibilité de CTA des erreurs systématiques et de l’émission diffuse mesurée par Fermi est aussi montré. Dans le cas des galaxies naines satellites de la Voie Lactée, les performances de CTA permettent de les considérer comme des objets spatialement étendus, et d'obtenir une sensibilité compétitive avec celle du Centre Galactique dans le cas d’un profil à cœur de plusieurs kpc. Dans le cas d'un signal de matière noire de type ligne, CTA sera capable de contraindre fortement des modèles spécifiques de matière noire au TeV grâce à l'effet Sommerfeld, comme le Wino et le MDM-5plet. / The ground-based Cherenkov telescope array H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System) is able to detect gamma rays at very high energies (E> 50GeV) to probe the most violent non-thermal phenomena in the universe. These gamma rays can also come from dark matter particle annihilation. Gamma-ray astronomy provides a promising avenue to search for signatures of these annihilations in overdense regions of the universe. This thesis is composed of three parts. After a brief reminder of the H.E.S.S. instrument, the performance tests to calibrate the new electronics used for the modernization of the four cameras CT1-4 telescopes are presented. The analysis of the upgraded camera raw data shows a reduction global array dead time allowing to maximize the benefit of the stereoscopy between the 5 telescopes. The second part of the thesis deals with 10 years of observations of the Galactic Center region with H.E.S.S. and recent observations taken with the 28-meter-diameter telescope (CT5) located at the center of the array. The data analysis towards the central source HESS J1745-290 provides access to events at lower energies (100 GeV). The spectrum of the central source is in very good agreement with the one of HESS J1745-290 measured with CT1-4 and data below 150 GeV enable to connect it to the Fermi 3FGHL J1745.6-2859c source spectrum. In the third part, the 10 years of data in the region of the Galactic Centre with the first phase of H.E.S.S. are scanned for a dark matter annihilation signal using a likelihood method using the spectral and spatial characteristics of the dark matter signal compared to background. No dark matter signal is detected. The constraints are calculated on the annihilation cross section and, for the first time, a ground-based Cherenkov telescope array is capable to probe the thermal cross section in the case of a cuspy dark matter profile. The sensitivity of the annihilation cross section of the H.E.S.S. instrument using CT5 is then presented toward the Galactic Center and the recently discovered dwarf galaxy Reticulum II. The last part of the thesis studies the potential of the future ground-based instrument CTA (Cherenkov Telescope Array) for the detection of dark matter annihilation signal. Towards the Galactic Center region, the expected dark matter signal is significantly increased by the contribution of gamma rays produced by inverse Compton process of energetic electrons and positrons on ambient radiation fields. The sensitivity obtained enables CTA to probe the thermal cross section in all annihilation channels for a cuspy dark matter profile. The impact on CTA sensitivity of systematic errors and diffuse emission measured by Fermi is also shown. In the case of dwarf galaxy satellites of the Milky Way, the CTA performances enable to consider them as extended objects and provide a competitive sensitivity with the Galactic Centre sensitivity for a kpc-core profile. In the case of a line signal, CTA will be able to strongly constrain specific TeV dark matter models through the Sommerfeld effect, as Wino and MDM-5plet.

Le LAT est l'instrument principal du satellite Fermi et permet d'étudier le ciel en rayons gamma de 20 MeV à plus de 300 GeV. Sa sensibilité accrue a permis l'augmentation du nombre de sources détectées dans le domaine des hautes énergies. Une partie importante de celles-ci n'a pas de contrepartie connue et une étude multi-longueur d'onde est nécessaire afin de comprendre l'origine du signal observé. Dans un premier temps, cette thèse présente l'étude morphologique et spectrale détaillée de la source non-identifiée HESS J1745--303, qui a été découverte dans le domaine gamma par l'expérience H.E.S.S. en 2006 puis analysée spécifiquement dans un article de 2008, à l'aide des données du LAT. Deux sources ponctuelles situées à une localisation proche de HESS J1745-303 sont présentes dans le catalogue à deux ans de données de Fermi (2FGL) mais une analyse dédiée de cette région est néanmoins nécessaire vu sa complexité. Elle est en effet localisée à ~1° du Centre Galactique et à moins de 0.5° du pulsar de la Souris, les deux sources les plus brillantes en gamma dans cette région.Les différents processus d'émission de photons sont présentés dans un second temps. Leurs simulations permettent d'effectuer une étude approfondie de l'origine de l'émission détectée aux hautes et très hautes énergies par le LAT et par H.E.S.S. L'émission de cette source reste en effet encore énigmatique de nos jours et une étude multi-longueur d'onde est effectuée afin de contraindre les modèles d'émission. / The LAT is the main instrument onboard the Fermi space telescope and performs unprecedented observations of the gamma-ray sky between 20 MeV and more than 300 GeV. The number of gamma-ray sources detected has grown thanks to its high sensibility. A large part of these sources has no known counterpart and a multi-wavelength study is needed in order to understand the origin of the observed signal.This thesis presents a morphological and spectral detailed study of the unidentified source HESS J1745--303, which was discovered in gamma-rays in 2006 with the H.E.S.S. experiment, using the Fermi-LAT data. Two point-like sources, located near HESS J1745--303, are included in the Fermi Large Area Telescope Second Source Catalog (2FGL) but, due to the complexity of this region, a dedicated study of the LAT data is however needed. Indeed, its location is ~1° away from the Galactic Center source and less than 0.5° from the Mouse pulsar, the two brightest gamma-ray sources in this region.The astrophysical emission processes are then detailed. We develop an extensive code which allowed us to study the origin of the HE (High Energy) and VHE (Very-High Energy) gamma-ray emissions detected by the LAT and H.E.S.S. The emission of this source is indeed still enigmatic and we perform a mutli-wavelength study to try to constrain the emission modeling.

Le centre Galactique (GC) est une région très riche et complexe. Le taux de supernovae (SN) associé à la formation d'étoiles massives y est très élevée et devrait créer une injection continue de rayons cosmiques (CRs) dans le GC à travers les chocs qu'elles produisent. Cette région abrite également un trou noir supermassif (SMBH) de $4 \times 10^6 \, \rm{M_{\odot}}$, nommé Sgr A*. De nombreux arguments ont permis de montrer que le SMBH pouvait accélérer des particules à très haute énergie (VHE); son activité actuelle et passée pourrait donc également contribuer à la population de CRs. En 2006, la collaboration H.E.S.S. a révélé la présence d'une émission diffuse à VHE dans les 100 pc centraux de la Galaxie, très corrélée à la distribution de matière moléculaire répartie dans la zone moléculaire centrale (CMZ). Une partie importante de cette émission a donc très probablement une origine hadronique mais celle-ci reste toujours inconnue. Nous présentons une nouvelle analyse spectrale et morphologique détaillée de la région en utilisant 10 ans de prise de données de H.E.S.S. ainsi qu’une modélisation de l'émission $\gamma$ induite par les SNe. Nous étudions l'impact de la distribution temporelle et spatiale des SNe dans le CMZ sur la morphologie et le spectre de l'émission: nous construisons un model 3D d'injection de CRs à VHE et d'une propagation diffusive dans la région avec une distribution de gaz réaliste. La contribution des SNe ne peut pas être négligée. Nous montrons qu’un profil piqué de rayon $\gamma$ ainsi qu’un excès de CRs vers le GC peuvent être obtenus en utilisant une distribution spatiale réaliste de SNe prenant en compte les amas d'étoiles massives centraux. La morphologie de l'émission est très dépendante de l'énergie dans ce scénario. Le profil de densité de CRs peut également être reproduit avec une injection stationnaire unique au centre par Sgr A* mais cela implique alors une morphologie stable en énergie. L'utilisation d'une analyse 3D est donc nécessaire pour distinguer les modèles. Nous présentons les premiers résultats de cette analyse que nous avons développé dans la librairie Gammapy afin d'ajuster simultanément un spectre et une morphologie sur des données. Avec la prochaine génération d'instruments comme le Cherenkov Telescope Array, les observations de régions avec une morphologie complexe, avec une émission diffuse ou de multiples sources, vont devenir de plus en plus nombreuses. Elles nécessitent donc également le développement de cette technique. Nous détaillons les premières validations de cette méthode appliquée sur des sources ponctuelles avec un outil Monte Carlo. Pour l’émission diffuse, nous présentons le nouveau spectre obtenu en utilisant une méthode que nous avons développée pour l’extraction spectrale 1D classique. Nous réalisons par ailleurs une analyse morphologique dans différentes bandes en énergie indépendantes en utilisant de nouveaux modèles spatiaux. Pour l'instant, aucune variation significative n'est détectée mais des observations supplémentaires sont nécessaires ainsi qu'une vraie analyse 3D de la région du GC pour pouvoir donner une conclusion définitive. Les observations de CTA permettront de donner des réponses précises à ces questions. / The Galactic center (GC) is a very rich and complex astrophysical region. The high supernovae (SN) rate associated with the strong massive star formation should create a sustained cosmic rays (CR) injection in the GC via the shocks they produce. This region also harbors a Super-Massive Black Hole (SMBH) of $4 \times 10^6 \, \rm{M_{\odot}}$, named Sgr A*. Since it has been argued that the SMBH might also accelerate particles up to very high energies (VHE), its current and past activity could contribute to the CR population. In 2006, the H.E.S.S. collaboration revealed the presence of a VHE diffuse emission in the inner 100 pc of the Galaxy in close correlation with the molecular matter spread in the central molecular zone (CMZ). A major part of this emission is thus certainly of hadronic origin but it still remains mysterious. We report a new detailed spectral and morphological analysis of this region using 10 years of H.E.S.S. observations as well as a detailed modelling of the $\gamma$-ray emission induced by the SNe. We study the impact of the spatial and temporal distribution of SNe in the CMZ on the VHE emission morphology and spectrum: we built a 3D model of VHE CR injection and diffusive propagation with a realistic gas distribution. The contribution of SNe can not be neglected. We show that a peaked $\gamma$-ray profile and CR excess towards the GC, can be obtained using realistic SN spatial distribution taking into account the central massive star clusters. A strong dependence on the morphology of the emission with the energy is expected in this scenario. The CR density profile can also be reproduced by a unique stationary injection at the center by Sgr A* but it implies a stable morphology across the energy range. To distinguish the models, we need a 3D analysis. We present the first results of this analysis that we started to design in the software Gammapy to simultaneously fit a spectral and morphological model to the data. The observations of complex morphological regions with diffuse emission or multiple sources will become more and more numerous with the next generation instruments such as the Cherenkov Telescope Array. They will also require the development of this technique. We detail the first validations of this method on point sources using a Monte Carlo tool. For the ridge emission, we report the new spectrum using a method that we developed for the classical spectral fitting necessary for faint emission. By using new spatial templates to describe the complexity of the diffuse emission, we perform a morphological analysis in different energy bands independently. No significant variation is found but more observations are needed to give a conclusive statement as well as a real 3D analysis in the GC region. The observations of CTA will allow to give precise answers to these questions.

Le spectromètre magnétique AMS-02 sera installé sur la Station Spatiale Internationale en 2007 pour une durée minimale de 3 ans. Le rayonnement gamma du GeV au TeV est détectable au moyen du trajectomètre pour les gamma convertis en e+e- et du calorimètre électromagnétique pour les gamma non-convertis. Dans la première partie de cette thèse sont présentées la calibration et les performances du modèle d'ingénierie du calorimètre, résultant de l'analyse de données prises lors d'un faisceau-test mené au CERN en juillet 2002. Deux méthodes de calibration, basées sur des Particules au Minimum d'Ionisation (MIPs) et sur des électrons d'une énergie nominale fixe, sont développées. Les performances déduites - linéarité, résolutions en énergie et angulaire, mesure de la longueur de radiation - sont comparées aux simulations Monte-Carlo. Dans la seconde partie de cette thèse, le potentiel de découverte pour l'astrophysique gamma est présenté. Des cartes d'observabilité du ciel sont construites pour un an de fonctionnement des détecteurs-gamma. L'acceptance du calorimètre est considérée à l'aide de simulations Monte-Carlo, les protons n'activant pas le système de déclenchement chargé et les gamma, non-convertis en e+e-, arrivant sur le calorimètre. Des variables, basées sur la forme et la direction de la gerbe développée, sont construites et utilisées pour la discrimination gamma/proton. Une acceptance pour les gamma est trouvée et le flux de protons survivants comparé au flux attendu de gamma diffus. Si l'on s'intéresse à une source ponctuelle, la mesure du fond-gamma, basée sur le déplacement du cône de détection autour de la source ponctuelle, permet la soustraction de ce dernier fond. Puis, pour le pulsar Vela, la possibilité de distinguer au bout d'un an avec le spectre gamma les mécanismes d'émission est estimée. Enfin le potentiel du calorimètre pour l'observation d'un signal gamma supersymétrique provenant du Centre Galactique est illustré avec divers jeux de paramètres, ce pour un ou dix an(s) de fonctionnement.

Le parsec central de la Galaxie a été observé à l'aide de spectro-imagerie BEAR haute résolution spectrale (jusqu'à 21 km/s) et moyenne résolution spatiale (0,5"), dans les raies Bracket gamma (2,16 micron) et He I à 2,06 microns, et d'imagerie haute résolution. Ces données ont servi à étudier la population d'étoiles jeunes et massives, la structure et la dynamique des flots de gaz ionisé de Sgr A Ouest. Les résultats obtenus, notamment la séparation des étoiles en un groupe de 6 LBV d'une part (le complexe IRS 16) et plus de 20 Wolf-Rayet d'autre part, ainsi que la résolution de IRS 13E en un amas d'au moins 6 étoiles massives, soutiennent l'idée d'une formation des étoiles jeunes en un amas massif à distance du Centre Galactique. La vision très détaillée de Sgr A Ouest et le modèle cinématique proposé du Bras Nord soutiennent l'idée que ce gaz ionisé est constitué par les fronts d'ionisation de plus vastes nuages neutres étirés par les forces de marée, provenant du Disque circumnucléaire.

La recherche systématique d'effets de microlentille gravitationnelle vers le centre galactique permet de sonder la structure galactique. Le travail de thèse présenté ici concerne l'analyse des données collectées vers le centre galactique par l'expérience Eros2 pendant toute sa durée (1996-2003) : 66 degrés carrés du ciel situés de part et d'autre du plan galactique étaient surveillés. Les courbes de lumière d'environ 50 millions d'étoiles ont pu être construites dans deux filtres. Les effets de microlentille gravitationnelle d'une durée comprise entre 4 jours et 500 jours et dont l'amplification maximum est supérieure à 2,18 ont été recherchés ; ceci permet de sélectionner des candidats convaincants et constitue une originalité par rapport aux analyses précédentes (Eros2 et concurrents) où l'on considérait une amplification maximum supérieure à 1,34. L'analyse a révélé 139 candidats de microlentille gravitationnelle. Pour calculer la profondeur optique, l'échantillon d'étoiles sources a été restreint aux étoiles situées autour de l'amas des étoiles géantes rouges dans le diagramme couleur magnitude. Ce sous-échantillon constitué de 5,57.10e6 étoiles présente 91 candidats parmi les 139 avec une efficacité moyenne de détection de 56%. La profondeur optique correspondante est de (1,79+/-0,20).10e-6, elle est compatible avec les valeurs attendues par les modèles galactiques. Ce résultat est en accord avec le dernier résultat du groupe Macho mais est plus bas que celui des expériences concurrentes Ogle et Moa qui donnent une profondeur optique 2 à 3 fois plus grande que celle prédite par les modèles. Par ailleurs, la grande statistique des données Eros2 collectées vers le centre galactique a permis de calculer la profondeur optique pour différentes latitudes galactiques, mettant ainsi en évidence le gradient de profondeur optique attendu du fait de la diminution de la densité d'objets compacts avec la distance au plan galactique.