La dernière génération de satellites X, comme XMM-Newton ou Chandra, a beaucoup enrichi notre savoir sur les propriétés du rayonnement X des Noyaux Actifs de Galaxies (NAG). La spectroscopie détaillée et les observations longues de plusieurs centaines de milliers de secondes ont ouvert de nouvelles perspectives sur les mécanismes de la production du rayonnement X, de sa modification par la matière située sur son chemin, et sur sa variabilité.<br /><br />Dans ma thèse, je présente des modèles de transfert de rayonnement thermique pour les NAG dans les domaines spectraux de l'extrême UV et des X. Les modèles prennent en considération plusieurs aspects des propriétés X observées: la composante du 'reprocessing', la variabilité et les flares X, ainsi que les effets du 'warm absorber'. Concernant le reprocessing, je modélise en détail des flares X en supposant des reconnexions magnétiques au-dessus du disque d'accrétion. Ces événements sont supposés être similaires aux flares solaires. Ils produisent des sources lumineuses et compactes émettant du rayonnement X dur et créant des taches chaudes sur le disque sous-jacent. J'évalue les propriétés physiques du milieu du disque à travers la tache et je calcule des spectres pour le rayonnement ré-émis en fonction de la position dans la tache et de la ligne de visée locale. Je fais varier la masse du trou noir, son taux d'accrétion, et son paramètre de rotation en évaluant des taches à plusieurs distances du trou noir et pour des phases orbitales différentes. Je calcule aussi des spectres vus par un observateur lointain en appliquant un traitement complet de relativité qui est basé sur une technique du tracés de rayons. Je fournis des simulations de l'évolution spectrale à laquelle on s'attend pour des flares particuliers, en tenant compte des délais causés par la distance entre la source compacte et différents endroits de la tache chaude. Les modèles du flare sont effectués en supposant un disque d'accrétion sous-jacent qui est à l'équilibre hydrostatique. La durée du flare est supposée être par un facteur significatif moins longue que l'échelle de temps dynamique du disque, afin que sa structure verticale reste constante pendant toute la période du flare.<br /><br />Des observations récentes de la galaxie Seyfert-1 MCG -6-30-15 avec XMM-Newton ont montré une courbe du lumière qui contient un flare lumineux et symétrique pendant environ 2000 secondes. Pour ce flare, Ponti et al. (2004) présentent une analyse temporelle à l'aide des fonctions d'auto-corrélation en dérivant des délais entre des bandes d'énergie différentes. Je suggère un modèle simple qui décrit ces délais en supposant que l'observateur détecte le rayonnement primaire et le reprocessing comme pulses consécutifs. Ce modèle reproduit les délais observés dans MCG -6-30-15 d'une manière qualitativement correcte, et il permet une estimation de la distance entre la source compacte du flare et la surface du disque.<br /><br />En utilisant les résultats de la modélisation d'un flare particulier, on effectue des simulations Monte-Carlo pour des distributions de flares répartis sur le disque. Le spectre de variabilité rms calculé est construit sur la base des ces simulations pour différentes distributions radiales de la luminosité du disque et pour différents paramètres de rotation du trou noir. En appliquant notre modèle au spectre rms observé, nous apportons à ces paramètres des contraintes pour le cas de MCG -6-30-15.<br /><br />Enfin, nous étudions la modification du rayonnement X dans des régions plus lointaines de l'objet central grâce à une modélisation du warm absorber. Une grille de modèles est calculée pour un warm absorber en équilibre de pression totale, comme l'a suggéré récemment l'observation de la galaxie Seyfert-1 NGC 3783. Nous montrons les tendances générales de la stratification du milieu et du spectre absorbé qui en résulte en faisant varier la pente du spectre incident, le paramètre d'ionisation, et la densité de colonne du warm absorber.<br />_______________<br />Référence: Ponti, G., Cappi, M., Dadina, M., & Malaguti, G. 2004, A&A, 417, 451

Cette thèse se base sur des comparaisons du modèle de Besançon de la Galaxie avec des comptages d'étoiles en infrarouge proche. Nous avons premièrement ajusté 11 paramètres de densité du disque mince et du bulbe externe avec les observations DENIS, et montré que le bulbe externe est allongé et orienté d'environ 10° avec la direction du Soleil, et que le disque possède un trou central d'environ 2 kpc de rayon. Nous avons ensuite montré grâce aux données CAIN l'existence à l<27° d'une surdensité stellaire confinée près du plan qui pourrait correspondre à une barre.

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.

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.

We investigate the orbital evolution of an initially thin stellar disc around a supermassive black hole, considering various perturbative sources of gravity. By means of direct numerical N-body modelling, we first focus on the case when the disc is embedded in an extended spherically symmetric star cluster. We find that the gravitational influence of the disc triggers formation of macroscopic non- spherical substructure in the cluster which, subsequently, significantly affects the evolution of the disc itself. In another approximation, when the cluster is emu- lated by an analytic spherically symmetric potential, we further consider pertur- bative gravitational influence of a distant axisymmetric source. Using standard perturbation methods, we derive a simple semi-analytic model for such a config- uration. It turns out that the additional axisymmetric potential leads to mutual gravitational coupling of the individual orbits from the disc. Consequently, the dense parts of the disc can, for some period of time, evolve coherently. Finally, we apply some of our results to the young stellar disc which is observed in the innermost parsec of the Galactic Centre. 1

L'évolution des galaxies implique un apport de gaz «froid» depuis la toile cosmique. Mais les modèles l'intégrant induisent des galaxies plus riches en baryons que les galaxies observées. Pour surmonter ce problème, les théoriciens comptent sur une formation d'étoiles rendue inefficace par une éjection massive de gaz par les disques en formation stellaire. J'explore une voie différente en étudiant les processus qui peuvent modérer l'accrétion de gaz. Nous présentons un scénario phénoménologique où le gaz accrété, s'il y a un choc viriel, devient biphasique et turbulent. Nous montrons que ce développement se produit pour des halos de ~ 10^11 à 10^13 Msol, où la majeure partie des étoiles est déjà formée dans les galaxies. Le gaz provenant de filaments intergalactiques (FIG) peut finalement perdre sa cohérence et se mélanger avec le gaz ambiant du halo. L'interaction directe entre les éjections galactiques et l'accrétion est accrue. Modérer ainsi l'efficacité de l'accrétion peut aider à surmonter l'important défi évoqué. En utilisant le code Ramses, j'ai effectué une simulation ciblée et extrait les résultats pour un FIG accrétant sur un halo de ~ 3 10^11 Msol à z ~ 2. J'ai étudié la thermodynamique et la structuration de la matière, le long et à travers le FIG. J'ai suivi l'évolution de plusieurs quantités importantes le long du FIG et dérivé un cadre plus précis pour étudier les FIG, ainsi que les conséquences sur leur sort après avoir pénétré dans un halo. J'utilise enfin ces résultats pour extrapoler les processus que la simulation peut ne pas avoir capturés avec précision. / We now understand theoretically that galaxy evolution involves inflows of “cold” gas from the cosmic web. But corresponding models grow galaxies with amounts of baryons larger than observed galaxies. To overcome this issue, theorists focus on making star formation inefficient by massively blowing gas out of star-forming disks. I explore a different road, investigating processes that may moderate gas accretion onto disks. We present a phenomenological scenario where gas accretion flows – if it is shocked – become biphasic and, as a result, turbulent. In this framework, we show that the formation of warm, turbulent clouds, embedded in a hot component, occurs in the important mass range of ∼ 10^11 − 10^13 Msun, where the bulk of stars have formed in galaxies. Gas accreted from intergalactic filaments (IGF) may eventually lose coherence and mix with the ambient halo gas. The direct interaction between galaxy feedback and accretion streams is thus more likely. Moderating the accretion efficiency may help to alleviate a number of significant challenges in theoretical galaxy formation. Using the code Ramses, I performed a zoom-in simulation and extracted the results for a particular accreting IGF into a halo of ∼ 3 10^11 Msun at z ∼ 2. I investigate the gas thermodynamics and structuration, along and across the filament, with respect to dark matter. I study several key quantities as they evolve along the filament and derive a refined paradigm to study filaments, as well as consequences regarding their fate after entering a halo. I finally make use of these results to extrapolate gas processes that the simulation may not have captured accurately.

Les trous noirs supermassifs résident dans les centres de la plupart des galaxies massives et on observe des corrélations entre leurs masses et les propriétés de leurs galaxies hôtes. De plus, on observe des trous noirs de plus d’un milliard de masses solaires quelques centaines de millions d’années seulement après le Big Bang. Ces trous noirs supermassifs présents dans l’univers jeune ne sont que le sommet de l’iceberg de l’ensemble de la population de trous noirs, mais ils mettent en question notre compréhension de la formation et de la croissance des premiers trous noirs. Notre nouvelle méthode améliorant le calcul de la densité de colonne de H2 donne des probabilités pour former des graines massives de trous noirs qui sont plus d’un ordre de grandeur plus élevées que prédit précédemment. Nous trouvons que CR7 pourrait être le premier candidat à héberger un tel trou noir formé par effondrement direct et nous démentons l’existence initialement revendiquée d’une population stellaire massive primordial dans CR7. Nous calculons la densité des taux de fusion des trous noirs binaires des premières étoiles et leurs taux de détection avec aLIGO. Notre modèle démontre que les détections des ondes gravitationnelles à venir au cours des prochaines décennies permettront d’imposer des contraintes plus strictes sur les propriétés des premières étoiles et donc sur les scénarios de formation des premiers trous noirs. Nous développons un modèle analytique en 2D de la rétroaction des noyaux actifs de galaxie pour démontrer qu’un profil de disque plus réaliste réduit la quantité de gaz qui est éjectée du halo par rapport aux modèles 1D existants. La rétroaction empêche l’accretion de gaz sur le trou noir central pendant seulement ∼1 million d’année environ, ce qui permet une accretion de gaz presque continue dans le plan du disque. Avec cette thèse, je contribue à une meilleure compréhension de la formation et la croissance des premiers trous noirs supermassifs. / Supermassive black holes reside in the centres of most massive galaxies and we observe correlations between their mass and properties of the host galaxies. Besides this correlation between a galaxy and its central black hole (BH), we see BHs more massive than one billion solar masses already a few hundred million years after the Big Bang. These supermassive BHs at high redshift are just the tip of the iceberg of the entire BH population, but they challenge our understanding of the formation and growth of the first BHs. Our improved method to calculate H2 self-shielding yields probabilities to form massive seed BHs that are more than one order of magnitude higher, than previously expected. We find that CR7 might be the first candidate to host such a direct collapse BH and we disprove the initially claimed existence of a massive metal-free stellar population in CR7. We calculate the merger rate density of binary BHs from the first stars and their detection rates with aLIGO. Our model demonstrates that upcoming detections of gravitational waves in the next decades will allow to put tighter constraints on the properties of the first stars and therefore on formation scenarios of the first BHs. We develop a 2D analytical model of active galactic nuclei-driven outflows to demonstrate that a more realistic disc profile reduces the amount of gas that is ejected out of the halo, compared to existing 1D models. The outflow prevents gas accretion on to the central BH for only about ∼1Myr, which permits almost continuous gas inflow in the disc plane. With this thesis, I contribute to a better understanding of the formation and growth of the first supermassive BHs.

Cette étude concerne le distribution spatiale du système des satellites de M31. Une nouvelle technique bayésienne pour la détermination des distances d'objets basé sur le point-final des magnitudes des géants Rouges a été développé et utilisé pour obtenir des distributions de probabilité à distance pour les M31 et 27 de ses galaxies satellites. Ces distances sont ensuite utilisés pour calculer les positions des satellites en trois dimensions. Une analyse ultérieure de la distribution spatiale qui en résulte révèle hétérogénéité frappante, avec près de la moitié des satellites confinés à un disque curieusement orienté mince. La distribution est aussi fortement asymétrique, avec la majorité des satellites se trouvant sur le côté de la Voie Lactée M31. / This study focuses on the spatial distribution of the M31 satellite system. A new Bayesian technique for determining object distances from the Tip of their Red Giant Branch is developed and used to obtain distance probability distributions for M31and 27 of its satellite galaxies. These distances are then used to calculate the satellite positions in three dimensions. Subsequent analysis of the resulting spatial distribution reveals striking inhomogeneity, with roughly half of the satellites confined to a curiously oriented thin disk. The distribution is also markedly asymmetric, with the majority of satellites lying on the Milky Way side of M31.

Dans cette thèse, je présente un modèle permettant de rendre compte des caractéristiques essentielles des Blazars, i.e. l'émission haute énergie (du MeV au TeV) et l'éjection de matière à des vitesses relativistes, compatibles avec l'observation de mouvements apparemment superluminiques, en interférométrie à très grande base (VLBI). Ce même type de mouvement a été observé pour des objets galactiques, les microquasars. L'ingrédient principal de ce modèle est la présence d'un plasma non thermique de paires évoluant dans un jet Magnéto-hydrodynamique (modèle à deux écoulements). Je montre comment la force résultant des interactions Compton Inverses d 'un plasma relativiste de paires, dans le champ de photons anisotrope provenant d'un disque d'accrétion (phénomène de fusée Compton) permet de propulser ce plasma jùsqu'à des vitesses d'ensemble relativistes. Les facteurs de Lorentz d'ensemble terminaux obtenus sont compatibles avec ceux déduits des observations des objets extragalactiques et galactiques. L'émission de photons haute énergie est associée au rayonnement Compton Inverse du plasma de paires sur deux types de photons sources, ceux provenant du dIsque d'accrétion et ceux provenant du propre rayonnement synchrotron de ces paires. Le processus de création de paires par absorption gamma-gamma permet d'expliquer naturellement la formation de ce plasma. Les différents rayonnements émis par le faisceau de paires permettent d'obtenir de bons ajustements des spectres multi-longueur d'onde de différents objets. L'instabilité due à la création de paires semble être une bonne clef pour l'explication de la variabilité des Blazars. Un modèle dépendant du temps, couplant de manière simplifiée création de paires et accélération des particules, est présenté. Sous certaines conditions, des éjections de paires apparaissent de manière quasi-périodique, pouvant expliquer l'apparition des nouvelles composantes VLBI, associées à un sursaut d'activité aux hautes énergies.

Cette thèse traite des aspects astrophysiques de la détection directe (DD) de matière noire sous forme de WIMPs. On se concentre sur les contraintes observationnelles des quantités astrophysiques qui influent sur l'interprétation des résultats expérimentaux de DD.On revoit tout d'abord le formalisme de la DD et on résume les résultats expérimentaux les plus importants ainsi que les méthodes statistiques généralement utilisés pour interpréter les données. On reproduit ensuite les limites expérimentales sur la section efficace spin-indépendante. On résume l'ensemble des hypothèses astrophysiques couramment utilisées dans le modèle de halo standard et on décrit l'influence de ses paramètres sur les limites.Pour inscrire la DD dans un cadre plus général, on résume les concepts les plus importants de la dynamique Galactique. En particulier, on revoit comment modéliser la Galaxie avec des modèles de masse, tout en soulignant les relations entre les différentes quantités astrophysiques. On décrit des procédures qui permettent d'obtenir des distributions dans l'espace des phases de la matière noire qui soient consistantes avec un profil de matière noire et un potentiel Galactique donné. La plus simple procédure étant basée sur l'équation d'Eddington, on discute ses limites d'applicabilité. On revoit dans les détails la littérature récente concernant les déterminations et les incertitudes des quantités astrophysiques liées à la DD et des paramètres Galactiques fondamentaux.Dans la dernière partie de la thèse on s'intéresse aux estimations récentes de la vitesse d'échappement publiées par la collaboration RAVE. On étudie dans les détails les implications de ces résultats sur les expériences de DD. Pour cela on prends en compte les corrélations entre les quantités astrophysiques importantes pour la DD, et en assumant le modèles de masse de RAVE on calcule la distribution de matière noire dans l'espace des phases avec l'équation d'Eddington. Du fait des valeurs plus élevés de la densité locale de matière noire, cette procédure conduit à des limites plus contraignantes par rapport a celles standards. / This thesis deals with the astrophysical aspects of the direct detection of WIMP dark matter (DMDD). In particular, it focuses on the observational constraints on the astrophysical quantities relevant for DMDD, which impact on the interpretation of the experimental results.We review the formalism of DMDD and we summarize some of the main experimental results in this domain and the statistical methods usually employed to interpret the data, reproducing the associated constraints on the parameter space relevant for spin-independent WIMP-nucleon interaction. We summarize the set of astrophysical assumptions usually employed, the Standard Halo Model, and we point out the impact of variations in its parameters on such limits.We outline the main concepts of the dynamics of our galaxy that allow to put the astrophysics related to DMDD in a wider framework. In particular, we review the description of the Galaxy through Milky Way mass models (MWMM), pointing out how the astrophysical quantities are related. We describe some procedures to obtain dark matter phase-space distributions consistent with given dark matter profile and Galactic potential, the simplest being Eddington equation, of which we discuss the limits of applicability. We review in detail the recent literature on the main determinations and uncertainties of the astrophysical quantities relevant for DMDD and of the fundamental Galactic parameters.In the most original part of this thesis we focus on the recent estimates of the local Galactic escape speed published by the RAVE collaboration. We study in detail the implications of these results for the spin-independent interpretation of DMDD experiments. We take into account the correlations between the astrophysical quantities relevant for DMDD calculations, and from the assumed MWMM we compute the dark matter phase-space distribution using Eddington equation, which provides a self-consistent physical connection between the two. This procedure leads to more constraining exclusion curves with respect to the standard ones, due to higher values of the local dark matter density.