Cette thèse explore les conséquences du fait que les sources de rayons cosmiques sont distribuées de façon non homogène dans notre Galaxie. Elle débute par plusieurs synthèses théoriques et expérimentales. Dans un premier temps la présentation du milieu interstellaire permet de comprendre les mécanismes en jeu dans la propagation et l'accélération des rayons cosmiques. Puis l'étude du mécanisme détaillé de la diffusion des rayons cosmiques sur le champ magnétique conduit à l'équation de propagation utilisée communément. Les solutions stationnaires de cette équation seront rappelées, puis la thèse s'articule autour de l'étude des solutions non stationnaires dans le cadre de sources ponctuelles dépendantes du temps. Une étude statistique permet d'évaluer la dispersion du flux de rayons cosmiques autour de sa valeur moyenne. Le calcul de cette dispersion conduite à des divergences mathématiques et des outils statistiques sont développés pour contourner ce problème. Ainsi l'effet de la granularité des sources est discuté et l'impact sur le spectre du rayonnement cosmique permet d'expliquer les récentes mesures de flux de protons et d'héliums de expériences CREAM et PAMELA.D'autre part la thèse porte sur l'étude de l'anisotropie du rayonnement cosmique. Les méthodes de mesures expérimentales seront rappelées, et une partie du manuscrit est consacrée à relier les calculs théoriques, menés dans le cadre des modèles de propagation, aux expériences. S'en suit d'une part le calcul de l'effet de l'environnement local sur la mesure d'anisotropie, comme l'influence d'un coefficient de diffusion local. Puis, l'anisotropie et sa variance sont calculées dans le cadre de sources ponctuelles avec l'aide des outils développés dans la première partie. Enfin, la possible influence des sources locales sur l'anisotropie est discutée à la lumière des derniers résultats expérimentaux. / In this thesis I study the consequence of non homogeneously distributed cosmic ray sources in the Milky way. The document starts with theoretical and experimental synthesis. Firstly, I will describe the interstellar medium to understand the mechanism of propagation and acceleration of cosmic rays. Then, the detailed study of cosmic rays diffusion on the galactic magnetic field allows to write a commonly used propagation equation. I will recall the Steady-state solutions of this equation, then I will focus on the time dependant solutions with point-like sources. A statistical study is performed in order to estimate the standard deviation of the flux around its mean value. The computation of this standard deviation leads to mathematical divergences. Thus, I will develop statistical tools to bypass this issue. So i will discuss the effect of the granularity of cosmic ray sources. Its impact on cosmic ray spectrum can explain some recent features observed by the experiments CREAM and PAMELA.Besides, this thesis is focused on the study of the anisotropy of cosmic rays. I will recap experimental methods of measurements, and I will show how to connect theoretical calculation from propagation theories to experimental measurements. Then, the influence of the local environment on the anisotropy measurements will be discussed, particularly the effect of a local diffusion coefficient. Then, I will compute anisotropy and its variance in a framework of point-like local sources with the tools developed in the first part. Finally, the possible influence of local sources on the anisotropy is discussed in the light of the last experimental results.

Dans la magnétosphère de Saturne les ceintures de radiation de protons de haute énergie (de l'ordre de quelques MeV) s'avèrent être isolées de la magnétosphère moyenne et externe, et la source de ces protons de haute énergie devraient être liée aux rayons cosmiques galactiques (GCR). Pour valider cette hypothèse il est d'abord nécessaire de détenniner le flux de GCR accédant à Saturne de manière réaliste. Auparavant, seulement des tentatives théoriques ont été effectuées afm de vérifier cette idée. Dans cette thèse, pour la première est développée nne solution numérique pour la détermination de l'accès des GCR à l'atmosphère et aux anneaux de Saturne. La méthode proposée est basée sur le traçage de particules chargées et le code a été développé spécifiquement pour la magnétosphère de Saturne. Lors de la validation de la méthode les observations de Cassini MIMI1 LEMMS acquises pendant les survols de Rbéa et de Dioné ont été modélisées à l'aide du traceur et les résultats obtenus ont été comparés aux observations. TI a été découvert que le << draping >> des lignes de champ magnétique autour de ces satellites de glace, même si il produit des perturbations locales de seulement quelques pour cent du champ magnétique ambient, peut produire des changements mesurables dans la distribution spatiale et l'énergie des flux des ions énergétiques mesurés par MIMI1 LEMMS. Ces résultats sont importants pour l'interprétation correcte des données MIMI 1 LEMMS, et offrent des fonctionnalités pour l'étalonnage croisé précis en vol des instruments. Après cette validation du traceur de particules il a été appliqué pour un calcul à rebours dans le temps des GCR accédant à Saturne. L'énergie d'accès des GCR a été obtenue, les spectres des GCR ont été reconstruits et le flux intégré de GCR autour de Saturne et de ses anneaux a été calculé. Les résultats obtenus sont essentiels pour la compréhension de la formation des ceintures de radiation de protons, ainsi que pour la future investigation du processus CRAND sur Saturne, pour l'évaluation de l'intensité de la ceinture de radiation intérieure et pour d'autres projets, discutés dans cette thèse. / The MeV proton radiation belts of Saturn are isolated from the middle and outer magnetosphere and the source of these high energy protons should be related to the access of Galactic Cosmic Rays (GCRs) in the system. To validate this hypothesis it is first of all necessary to determine the realistic spectrum of GCRs at Saturn. Previously only theoretical attempts were performed in order to calculate the GCR spectra. In this thesis I provide for the first time the numerical solution for the determination of the GCR access to the upper atmosphere and rings of Saturn. The proposed method is based on the charged particle tracing technique and a code that was developed specifically for this purpose. For the validation of the code, the Cassini MIMI/LEMMS observations during the Rhea and Dione flybys were modeled using the tracer and the obtained results were compared to the observations. It was demonstrated that even a weak perturbation of the magnetic field lines can produce measurable changes in the spatial and energy distribution of fluxes measured by MIMI/LEMMS that can be accurately simulated by particle tracing. These results are important for the correct interpretation of the MIMI/LEMMS data, and offer capabilities for a precise in-flight instruments' cross-calibration besides the validation of our simulation code. After this validation the particle tracer was applied for simulating the access of the GCRs. The GCRs access to the rings and atmosphere was obtained, the GCRs spectra were reconstructed and were in part also validated using additional Cassini observations. Dependencies of the spectral parameters on the time, incidence direction, etc., were also obtained offering all necessary information for simulating the interaction of GCRs with the Saturnian system during different phases of the Cassini mission. That includes also the Proximal orbits of 2017, during which Cassini will sample for the first time the radiation belts inside the D-ring of the planet, a region which is likely populated only by GCR secondaries.

Plus d'un siècle après leur découverte, les rayons cosmiques continuent d'intriguer les physiciens. Le flux de ces particules d'origine extraterrestre décroît fortement en fonction de leur énergie. Au-delà de 1 PeV(10¹⁵ eV), le flux devient trop faible pour permettre la détection directe sur des échelles de temps raisonnables. Cependant, les cascades de particules secondaires créées après l'interaction des rayons cosmiques avec les constituants de l'atmosphère sont détectables depuis le sol, c'est la détection indirecte. A partir de 100 PeV, le nombre d'observations est trop faible pour estimer de manière précise la masse des rayons cosmiques et ainsi contraindre les modèles de mécanismes d'accélération, de propagation et de type de sources. La détermination de la composition est effectuée à l'Observatoire Pierre Auger par les télescopes de fluorescence via la mesure de la variable Xmax avec un cycle utile de 14%. Xmax est la profondeur d'atmosphère traversée à laquelle le nombre de particules secondaires atteint sa valeur maximale. Cette observable est fortement corrélée à la masse du rayon cosmique qui a initié la gerbe. Un grand nombre d'observations est requis pour effectuer une détermination précise de la masse car les fluctuations statistiques de Xmax sont importantes. La radio détection apparaît alors comme une excellente alternative à la détection par fluorescence, puisque la technique mesurant ce signal a un cycle utile proche de 100%. Cette thèse propose une méthode d'estimation de la masse des rayons cosmiques d'ultra haute énergie basée seulement sur l'étude des signaux radio et leur simulation, afin de reconstruire de manière systématique l’énergie, le cœur et la profondeur Xmax des gerbes détectées par l’expérience AERA sur le site de l'Observatoire Pierre Auger en Argentine. L'influence de la modélisation de l'atmosphère dans le code de simulation SELFAS sur les valeurs reconstruites est étudiée. Notamment la géométrie des couches atmosphériques, la manière de traiter l'indice de réfraction et la densité de l'air ainsi que leurs variations journalières et saisonnières. / More than a century after their discovery, cosmic-raysare still puzzling physicists. The flux of these particlescoming from extraterrestrial sources strongly decreasesas a function of their energy. Above 1 PeV (10¹⁵ eV), theparticle flux becomes too low to allow a direct detectionon a reasonable time scale. However, the cascades ofsecondary particles produced after the interaction ofcosmic-rays with the constituents of the atmosphere aredetectable at the ground level; it is the indirect detection.Above 100 PeV, the number of observations is too lowto accurately estimate the mass of the cosmic rays andthen to constrain the prediction models of accelerationmechanisms, propagation and type of sources. Thedetermination of their composition is achieved at thePierre Auger Observatory using fluorescencetelescopes from the measurement of the Xmaxobservable with a duty cycle of 14%. Xmax, defined asthe atmosphere depth at which the number ofsecondary particles reaches its maximal value, is highlycorrelated to the mass of the cosmic ray that hascreated the air shower. A large number of observationsis required for a precise estimation of the mass as theXmax statistical fluctuations are important. The radiodetection is a perfect alternative to the fluorescencemethod as the duty cycle of a typical radio detector isclose to 100%. This thesis proposes a method toestimate the mass of ultra-high energy cosmic raysusing only the radio signals and their simulation. Thegoal is to systematically reconstruct the Xmax depth ofeach air shower detected by the AERA experimentwithin the site of the Pierre Auger Observatory inArgentina. The influence of the description of theatmosphere on the reconstructed shower parameters, inthe SELFAS code, has been studied. It includes thegeometry of the atmospheric layers, the way to calculatethe air refractive index and density, as well as their dailyand seasonal fluctuations.

L’origine et la composition des rayons cosmiques demeurent, presque un siècle après leur découverte, une question ouverte, certains résultats des expériences de détection des rayons cosmiques se contredisant même, aux énergies supérieures à 10¹⁸ eV. A ces énergies, le flux reçu sur Terre est si faible qu’une détection directe est impossible sur une échelle de temps raisonnable. La collaboration Pierre Auger a ainsi construit dans la Pampa argentine, un observatoire couvrant une surface de 3000 km² afin de déterminer les énergies, les masses et les directions d’arrivée des rayons cosmiques. Les techniques de détection déployées font de l’Observatoire Pierre Auger une référence dans le domaine des Ultra-Hautes Énergies. Durant les trois années de mon doctorat, il m’a été donné l’opportunité d’étudier les méthodes de détection déployées par cette expérience et de m’intéresser spécialement à son détecteur de surface dont l’extraction du signal jusqu’à la reconstruction des directions d’arrivée et des énergies des rayons cosmiques sont présentées dans ce manuscrit avec les optimisations développées, permettant l’établissement du spectre des rayons cosmiques. L’étude de ce spectre, combinée à celle des observables de composition, obtenues par le détecteur de fluorescence, permet son interprétation en terme de masse afin de contraindre les modèles d’accélération et de propagation dans le milieu Galactique ou extragalactique. / The origin and the composition of the cosmic rays, almost one century after their discovery, remain an open question. Results of some experiments dedicated to their detection are even contradicting themselves at energies above 10¹⁸ eV. At these energies, the flux of the cosmic rays reaching the Earth is so low that direct detection is unthinkable in a reasonable time scale. The collaboration Pierre Auger has thus built, in the Argentine Pampa, an observatory covering an area of 3000 km² to determine the energies, masses and arrival directions of cosmic rays. Deployed detection techniques make the Pierre Auger Observatory a reference in the field of Ultra-High Energy. During the three years of my thesis, I had the chance to study the detection methods deployed by this experiment, focusing on its surface detector from the extraction of its signal to the reconstruction of the arrival direction and energy of the cosmic ray, which are presented in this manuscript along with the optimizations developed. The energy spectrum of cosmic rays is then reconstructed. The study of this spectrum, combined with the observables of composition, deduced from the fluorescence detector, allows its interpretation in term of mass. Acceleration and propagation models in Galactic or extragalactic environment can then be constrained by this combined study.

Diffusive shock acceleration operating at expanding supernova remnant shells is by far the most popular model for the origin of galactic cosmic rays. Despite the general consensus received by the model, an unambiguous and conclusive proof of the supernova remnant hypothesis is still missing. In this context, the recent developments in gamma ray astronomy provide us with precious insights into the problem of the origin of galactic cosmic rays, since production of gamma rays is expected both during the acceleration of cosmic rays at supernova remnant shocks and during their subsequent propagation in the interstellar medium. In particular, the recent detection of a number of supernova remnants at TeV energies nicely fits with the model, but it still does not constitute a conclusive proof of it, mainly due to the difficulty of disentangling the hadronic and leptonic contributions to the observed gamma ray emission. The main goal of my research is to search for an unambiguous and conclusive observational test for proving (or disproving) the idea that supernova remnants are the sources of galactic cosmic rays with energies up to (at least) the cosmic ray knee. Our present comprehension of the mechanisms of particle acceleration at shocks and of the propagation of cosmic rays in turbulent magnetic fields encourages beliefs that such a conclusive test might come from future observations of supernova remnants and of the Galaxy in the almost unexplored domain of multi-TeV gamma rays.

Le rayonnement cosmique galactique nucléaire est composé de noyaux de différentes espèces et ses sources sont encore mal identifiées. Cette méconnaissance est en partie due au caractère diffusif de la propagation des noyaux dans les champs magnétiques dont la composante turbulente supprime toute information sur la position des sources. Dans le rayonnement cosmique, on distingue les noyaux pri- maires qui sont principalement créés puis accélérés près de leurs sources des noyaux secondaires, uniquement créés par spallation des primaires plus lourds. La mesure des rapports d'abondance se- condaire sur primaire permet d'étudier les processus de propagation et donc de remonter aux méca- nisme sources du rayonnement cosmique. Cette étude apporte de plus une meilleure compréhension de l'environnement astrophysique galactique. Ce travail nécessite une très bonne connaissance des sections efficaces d'interaction du rayonnement cosmique dans le milieu interstellaire qui régissent la modification des abondances lors de la propagation. La première partie de cette thèse est dédiée à la contrainte des paramètres de propagation du rayonnement cosmique galactique via l'étude des abondances des éléments du quartet (1H,2H,3He,4He). À partir d'une nouvelle estimation des sections efficaces, une analyse statistique a permis de démontrer le potentiel de ces éléments pour contraindre les modèles de propagation du rayonnement cosmique. Ces contraintes restent cependant limitées par la précision statistique des mesures actuelles et justifient la mise en œuvre de nouvelles expériences. La deuxième partie de cette thèse est dédiée à la mesure des abondances avec l'expérience CREAM, une expérience embarquée en ballon. Cette mesure nécessite l'identification des éléments dans le dé- tecteur, le calcul des efficacités des sous-détecteurs, la déconvolution des effets dus aux erreurs sur la mesure de l'énergie ainsi que la prise en compte des effets atmosphériques. Cette analyse des données du 3ième vol de CREAM a permis une estimation des abondances des éléments bore, carbone, azote et oxygène.

L'objectif de cette thèse est la recherche des neutrinos cosmiques de haute énergie émis par des sources ponctuelles avec le télescope á neutrino ANTARES. La détection des neutrinos cosmiques de haute énergie peut apporter des réponses à des problèmes importants comme l'origine des rayons cosmiques et les procédures d'émission des rayons $\gamma$. Dans la première partie de la thèse, le flux des neutrinos émis par des sources galactiques et extragalactiques et le nombre des événements qui peut être détecté par ANTARES sont estimés. Cette étude utilise les spectres des rayons $\gamma$ des sources connues en tenant compte de l'absorption de ces rayons par la lumière extragalactique diffuse. Dans la deuxième partie de la thèse, le pointage absolu du télescope ANTARES est étudié. Étant situé à une profondeur de 2475 m dans l'eau de mer, l'orientation du détecteur est déterminée par un système de positionnement acoustique qui utilise des ondes de basse et haute fréquences entre la surface de la mer et le fond. La troisième partie de la thèse est la recherche des sources ponctuelles de neutrinos avec les données d'ANTARES. L'algorithme de recherche est basé sur une méthode de maximisation du rapport de vraisemblance. Il est utilisé dans deux stratégies de recherche; ''la stratégie de recherche avec des sources candidates'' et ''la stratégie de recherche dans tout le ciel''. L'analyse des données de 2007+2008 n'a pas marqué une découverte. Les meilleures limites supérieures au monde sur les flux de neutrinos provenant des différentes sources dans l'Hémisphère Sud sont établies.

L'un des problèmes les plus intéressants de la physique moderne est celui de la matière noire de l'Univers, qui reste de nature insaisissable. L'existence de la matière noire est inférée par des preuves indirectes telles que les mesures des courbes de rotation des galaxies, des dispersions de vitesse des galaxies dans les amas galactiques et les effets de lentille gravitationnelle. Ces observations fournissent des preuves sur l'existence d'une matière invisible dominant notre Univers. Il n'existe cependant aucune indication claire sur sa nature. Les observations actuelles en font le constituant dominant de l'Univers, par opposition à la matière baryonique "normale". Deux solutions sont proposées pour résoudre ce mystère. La première est basée sur une modification de la loi de la gravité comme dans la dynamique newtonienne modifiée qui pourrait expliquer les divergences entre prédictions et observations de la dynamique des masses dans l'Univers. L'autre idée consiste à proposer l'existence d'une nouvelle particule massive qui n'interagit pas avec la lumière (appelée WIMP pour "Weakly Interactive Massive Particle"), mais pouvant influencer la matière lumineuse par gravité. Plusieurs théories proposent l'existence de telles nouvelles particules. La plus célèbre de ces théories est la supersymétrie, qui est une extension du Modèle Standard de la Physique des Particules. Si l'un des partenaires supersymétriques des bosons neutres est une particule stable et le plus léger de tous les superpartenaires, il devient alors un candidat idéal pour la matière noire. La supersymétrie est en général le cadre le plus favorable pour l'existence de la matière noire.

Mes recherches ont eu pour but principal de trouver des signatures astrophysiques des trous noirs dans les systemes binaires d'étoiles. Comme je le montre dans ce mémoire, les astronomies X et γ semblent bien adaptées pour ces recherches. J'ai donc participé à la définition d'instruments X et γ, tout d'abord dans le cadre de la mission franco-russe Granat/Sigma puis dans celui de la mission de l'Agence Spatiale Européenne Integral. Mon rôle y a été de modéliser aussi précisément que possible la réponse des instruments, grâce à des simulations Monte-Carlo. Dans le cadre de la mission Integral, j'ai aussi contribué à définir et à réaliser les étalonnages au sol du satellite complet (étalonnage " end to end "), et à réaliser avec mon étudiant, Michaël Forot, le logiciel pour traiter les données dites " Compton " du télescope Integral/Ibis. Ces études nous ont permis, mon collègue Olivier Limousin et moi, de déposer un brevet sur une nouvelle γ-caméra permettant l'imagerie 3D de sources radioactives. Grâce aux données γ récoltées par Sigma et Integral, j'ai étudié, avec Marion Cadolle- Bel, les systèmes binaires contenant un trou noir de masse stellaire. Celui-ci accréte la matière de l'étoile compagnon donnant lieu à une émission X et γ, dont le processus d'émission, lié principalement à l'effet Compton sur les électrons chauds du plasma entourant le trou noir, est décrit dans le mémoire. Le résultat majeur de ce travail fut l'observation avec l'observatoire Integral du candidat trou noir, Cygnus X-1, en particulier lors d'un changement d'état en juin 2003 et lors de son éruption de septembre 2006. Enfin, j'ai modélisé la signature X/γ de trous noirs, comme il est décrit au chapitre 4. Cette modélisation s'est faite grâce à un modèle que j'ai développé avec Lev Titarchuk, modèle qui montre que le spectre observé de candidat trou noir peut être expliqué en considérant des photons X faisant un effet Compton inverse sur les électrons tombant en chute libre dans le trou noir. Ce modèle original, basé sur des simulations Monte-Carlo en Relativité Générale, a fait l'objet de plusieurs publications. Nous avons aussi étudié l'élargissement de la raie du fer, une autre signature très connue des trous noirs dans le domaine des X mous. Nous avons montré que cet élargissement pourrait être plutôt dû à la propagation des photons de fluorescence dans un vent, ce qui ne nécessiterait pas la présence d'un trou noir. Cet élargissement pourrait donc être une signature de trous noirs controversée. Dans les années à venir, je continuerai la définition de télescopes nouveaux, en particulier en optimisant les performances du projet d'astronomie spatiale Simbol-X. Ce projet prévoit, 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. Je superviserai aussi la conception et la réalisation de l'anticoïncidence de Simbol-X, afin d'obtenir un bruit de fond sur les détecteurs aussi faible que possible. Notre expérience sur Simbol-X pourra aussi nous servir, de manière plus générale, de support aux développements de futures missions X et γ, comme par exemple l'observatoire IXO prévu par la NASA et l'ESA. Les futures observations Integral, d'un autre coté, me permettront d'observer les trous noirs accrétants au MeV, et potentiellement, grâce au mode Compton, de mesurer leur état de polarisation, ce qui n'a encore jamais été fait dans cette gamme d'énergie. Enfin, nous développons avec L. Titarchuk un modèle de création de paires électrons-positrons au voisinage d'un trou noir, qui aura de nombreuses conséquences observationnelles qu'il nous faudra étudier.

Les expériences AMS et CREAM, toutes deux dédiées à la détection des rayons cosmiques, sont différentes dans leur mode de fonctionnement, mais complémentaires à de nombreux égards. Elles ont une architecture très similaire, relativement proche de celle des détecteurs de physique des particules utilisés dans les accélérateurs. Toutes deux comportent un imageur Cherenkov. Ils permettent de déterminer la charge, et le cas échéant la vélocité (pour AMS), des particules qui traversent le détecteur, avec une très bonne résolution pour des noyaux d'atomes allant de l'hydrogène au Fer.<br /><br />Dans l'élaboration et la construction de tels instruments, deux composants majeurs doivent faire l'objet d'attention et d'études particulières : d'une part le matériau radiateur utilisé pour générer les photons Cherenkov - dans le cas d'AMS et de CREAM, il s'agit d'aérogel de silice - et d'autre part les photomultiplicateurs, cellules de détection des photons ainsi produits. C'est la connaissance précise de son indice de réfraction qui détermine les performances des imageurs Cherenkov. Une étude complète a donc été consacrée à la mesure précise de l'indice de réfraction des tuiles d'aérogel qui composent le plan radiateur aussi bien du compteur d'AMS que de celui de CREAM. <br />Ce sont ces études, et en particulier l'élaboration de méthodes de détermination de l'indice et leurs adaptations au fur et à mesure des conclusions obtenues, qui font l'objet principal de ce document. <br /><br />Le premier chapitre aborde quelques-uns des enjeux de la physique des rayons cosmiques concernés par les mesures aussi bien d'AMS que de CREAM. Les quelques pages de ce chapitre ne font pas la liste complète de tous les apports des expériences AMS et CREAM à la physique des rayons cosmiques, loin de là, mais ne font qu'en dévoiler certains aspects, en guise de prélude aux pages plus techniques qui suivent, consacrées exclusivement à de l'instrumentation. Le second chapitre, après une brève introduction du détecteur AMS et des spécificités de son imageur Cherenkov (RICH, pour Ring Imaging CHerenkov), détaille les méthodes utilisées pour cartographier l'indice de réfraction du plan d'aérogel. La caractérisation de l'aérogel du sous-détecteur CHERCAM (CHERenkov CAMera) de l'expérience CREAM, dont l'entière construction a été réalisée entre 2005 et 2006, est exposée dans le chapitre trois. Enfin une dernière partie présente rapidement certains aspects des travaux de simulation et de préparation à l'analyse de données, et trace les perspectives à court et moyen terme.