La découverte du rayonnement cosmique remonte à plus d'un siècle, mais son origine est encore incertaine aujourd'hui. Divers éléments théoriques et observationnels tendent à confirmer que les vestiges de supernova (SNRs) sont à l'origine de la majeure partie du rayonnement cosmique galactique jusqu'à des énergies de ~3 PeV, voire au-delà. Mais ce paradigme requiert encore une preuve irréfutable.Lors de l'expansion d'un SNR, les particules chargées du milieu circumstellaire/interstellaire sont accélérées par l'onde de choc et peuvent alors rayonner depuis le domaine radio jusqu'aux très hautes énergies (>100 GeV). Les mécanismes d'accélération et les processus d'émission des particules ont été étudiés et modélisés au cours de cette thèse.Les instruments d'astronomie Gamma permettent de détecter les rayonnements émis par les particules accélérées au choc des SNRs. En particulier, le télescope à création de paires Fermi-LAT et le réseau de télescopes au sol à imagerie Tcherenkov atmosphérique H.E.S.S. détectent, à eux deux, des photons Gamma d'énergie comprise entre ~30 MeV et plusieurs dizaines de TeV. Au cours de cette thèse, réalisée dans le cadre de l'expérience H.E.S.S., les données observationnelles de plusieurs SNRs ont été analysées et interprétées. Les études menées ont conduit à la détection d'une des sources les plus faibles encore jamais détectée et dont l'émission Gamma est associée à l'interaction du SNR G349.7+0.2 avec un nuage moléculaire adjacent. Des limites supérieures sur les flux intégrés de nombreux SNRs ont été extraites afin de contraindre les modèles d'accélération de particules. Le SNR Puppis A présente notamment un comportement spectral inattendu, difficile à expliquer dans le cadre des modèles d'accélération de particules actuels.Un cinquième télescope, de plus grande taille, a été ajouté mi-2012 au réseau de quatre petits télescopes H.E.S.S. afin d'abaisser le seuil en énergie et d'améliorer la sensibilité du réseau. Dans ce cadre, j'ai activement participé au développement, à l'intégration et à l'analyse des données du dispositif d'étalonnage de la caméra de ce cinquième télescope. / The discovery of Cosmic Rays (CRs) dates back more than one century ago, however their origin remains unclear. There is rather convincing evidence that the bulk of Galactic CRs, up to ~3 PeV, and possibly beyond, is accelerated in supernova remnants (SNRs). However this paradigm still needs a conclusive proof. While the SNR expands, charged particles from the circumstellar/interstellar medium are accelerated at the SNR shock wave and radiate from radio to very high energies (>100 GeV). Particles acceleration and broad band radiation mechanism were studied and modelled during this PhD. $gamma$-ray astronomy instruments enable to detect radiation from particles accelerated at the SNR shock wave. In particular the pair creation telescope Fermi-LAT and the array of imaging atmospheric Cherenkov telescopes H.E.S.S., enable together to detect Gamma-ray photons in the ~30 MeV-30 TeV energy range. As a member of the H.E.S.S. collaboration, I analysed and interpreted observational data from several Galactic SNRs. These studies led to the discovery of one of the faintest sources ever detected whose Gamma-ray emission is associated with the interaction of the SNR G349.7+02 with an adjacent molecular cloud. Upper limits on the integrated flux of many SNRs were extracted in order to constrain models of particle acceleration. In particular, the SNR Puppis A shows an unexpected spectral behavior difficult to explain with current models. A fifth bigger telescope was added mid 2012 to the H.E.S.S. array of four small telescopes to lower the energy threshold and to improve the sensitivity of the array. In this context I actively participated to the development, integration end data analysis of the calibration hardware of the camera of this fifth telescope.

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.

Erste Anzeichen für die Existenz von Dunkler Materie wurden 1933 entdeckt. Der Astrophysiker Fritz Zwicky beobachtete die Geschwindigkeitsverteilung im Coma Cluster und fand dabei heraus, dass 400 mal mehr Materie im Galaxie Haufen sein muss, damit dieser gravitativ gebunden sein kann oder der Galaxie Haufen würde sich aufösen. Trotz erheblicher Bemühungen über die letzten 80 Jahre ist nicht viel über Dunkle Materie bekannt. Das einzige was man weiÿ ist, dass Dunkle Materie gravitativ aber nicht elektromagnetisch wechselwirkt und Dunkle Materie stellt den gröÿten Bestandteil der Materie im Universum da. Doch derzeitige Experimente die nach Dunkler Materie suchen, sowohl direkte Suchen als auch indirekte, beginnen sensitiv genug zu werden um interessante Parameterbereiche von Dunkle Materie Kandidaten zu untersuchen wie das leichteste Super-symmetrische Teilchen, was bedeutet, dass die Entdeckung von Dunkler Materie in der nahen Zukunft sein könnte. In dieser Arbeit wird eine Signalsummierung von H.E.S.S. Zwerg Galaxien Daten durchgeführt und obere Ausschlussgrenzen berechnet. Weiterhin wird die Leistung einer Dunklen Materie Suche im galaktischen Zentrum durch CTA präsentiert für verschiedene mögliche Teleskop Anordnungen und verschiedene Annihilation Kanäle. Die Ergebnisse werden zeigen, dass CTA in der Lage sein wird geschwindigkeitsgemittelte Annihilations Wirkungsquerschnitte von 3 * 10^-26 cm^3s^1 und geringer, der geschwindigkeitsgemittelte Annihilations Wirkungsquerschnitt der für schwach wechselwirkende Dunkle Materie erwartet wird, in 100 h zu erreichen. Diese Beobachtungszeit kann innerhalb von ein bis zwei Jahren erreicht werden. / First indications for the existence of Dark Matter appeared in 1933. The astrophysicist Fritz Zwicky observed the velocity dispersion of the Coma Cluster and found out that 400 times the visible mass must be contained in the galaxy cluster or the cluster could not be gravitationally bound and would disperse.Despite extensive efforts over the last 80 years not much is known about Dark Matter. The facts known are that Dark Matter interacts via gravitation, does not interact electromagneticly and is the main constituent of matter. But current experiment searching for Dark Matter directly and indirectly begin to reach sensitivities that can probe interesting parameter spaces for Dark Matter candidates like the lightest supersymmetric particle, meaning the first Dark Matter detections could happen in the near future.In this thesis a dwarf stacking analysis for Dark Matter signal search using H.E.S.S. data is performed and a upper limit is calculated. Furthermore the prospect for a Dark Matter search with CTA in the galactic center region of the Milky Way is presented for different candidate arrays and different annihilation channels. The results will show that CTA will be able to reach velocity annihilation below 3 *10^-26 cm^3s^-1, the velocity annihilation crosssection expected for a weakly interacting Dark Matter particle, within 100 h of observation which can reasonably be acquired within one to two years.

Es wird angenommen, dass schalenartige Supernova-Reste wesentlicheQuellen der galaktischen kosmischen Strahlung sind. Die Beschleunigungvon Teilchen in diesen Objekten kann mit hochenergetischerGammastrahlung (Energien zwischen 30GeV und 30TeV) nachgewiesenwerden.In dieser Arbeit wird die Beobachtung von Gammastrahlung desschalenartigen Supernova-Restes RX J0852.0-4622 beschrieben. DieseBeobachtungen wurden im Februar 2004 mit dem High Energy StereoscopicSystem (H.E.S.S.) durchgeführt. H.E.S.S., ein System von vierabbildenden Cherenkov Teleskopen, kann Gammastrahlung im Bereichzwischen 100GeV und einigen 10TeV nachweisen und ist zur Zeit dasleistungsfähigste Instrument in diesem Energiebereich.Die Emission von Gammastrahlung von RX J0852.0-4622 wurde mit einerSignifikanz von 12 sigma bei einer Belichtungszeit von 3.2hnachgewiesen. Die Morphologie der Emissionsregion ist ausgedehnt undkorreliert mit der Morphologie der Röntgenstrahlung. Eindifferenzielles Energiespektrum des Photonenflusses wurde im Bereichzwischen 0.5 und 10 TeV rekonstruiert. Das Spektrum folgt einemPotenzgesetz mit einem spektralen Index von etwa 2.1. Der integriertePhotonenfluss oberhalb von 1 TeV ist auf dem Niveau des Flusses desKrebsnebels. RX J0852.0-4622 ist daher eine der hellstenGammastrahlungsquellen am Himmel und der zweite Supernova-Rest dessenausgedehnte Gammastrahlungsemission nachgewiesen werden konnte.Gammastrahlung kann durch inverse Compton-Streuung vonrelativistischen Elektronen oder durch starke Wechselwirkungen vonProtonen mit dem interstellaren Material erklärt werden. Der erwarteteEnergiefluss von inverser Compton-Streuung an der kosmischenMikrowellenstrahlung wurde abgeschätzt. Dieser ist um einigeGrößenordnungen geringer als der beobachtete Wert. Daher ist eswahrscheinlich, dass die beobachtete Gammastrahlung ausProton-Wechselwirkungen stammt und RX J0852.0-4622 zur galaktischenkosmischen Strahlung beiträgt. / Shell-type supernova remnants are discussed to be a main source of thegalactic cosmic rays. Very high energy gamma rays (energies between30GeV and 30TeV) from these objects are tracers for the accelerationof particles. Up to now, only a limited number of supernova remnantswere observed in gamma rays. This work reports on the observations of gamma rays from theshell-type supernova remnant RX J0852.0-4622 carried out with the HighEnergy Stereoscopic System (H.E.S.S.) in February 2004. H.E.S.S., asystem of four imaging Cherenkov telescopes, is dedicated to theobservation of gamma rays of energies between 100GeV and several tensof TeV and it is currently the most sensitive instrument in thisenergy range.Emission of gamma rays from RX J0852.0-4622 was detected with asignificance of 12 sigma within a live time of 3.2h. The morphologyof the emission region is clearly extended and correlated with themorphology of the X-ray emission. A differential energy spectrum ofthe photon flux between 0.5 and 10 TeV was reconstructed. It is foundto follow a power law with a spectral index of about 2.1. The integralphoton flux above 1 TeV is at the level of the Crab flux at theseenergies. Thus, RX J0852.0-4622 is one of the brightest gamma-raysources in the sky. RX J0852.0-4622 is the second supernova remnant ofwhich an extended gamma-ray morphology could be proved.The emission of gamma rays from shell-type supernova remnants can beexplained as being produced by accelerated electrons or protons. Theexpected energy flux due to inverse Compton scattering of relativisticelectrons on the cosmic microwave background was estimated and foundto be several orders of magnitude lower than the observed flux. Thus,it is likely that the observed gamma-ray emission is produced inproton interactions and that RX J0852.0-4622 contributes to theacceleration of galactic cosmic rays.

Dans le domaine de l’astrophysique des hautes énergies, de nombreuses questions restent à ce jour sans réponse et, parmi elles se trouve l’origine des rayons cosmiques Galactiques. La première preuve observationnelle de ces particules accélérées a été apportée au sein d’un vestige de supernova il y a seulement vingt ans. Depuis, nous savons que les vestiges de supernova, les pulsars et leurs nébuleuses accélèrent efficacement des particules mais de nombreuses interrogations subsistent encore. Les preuves directes concernant l’accélération de protons (constituant 90% du rayonnement cosmique) sont rares et de nombreuses sources nouvellement détectées en gamma sont de nature inconnue. Les rayonnements produits au sein des accélérateurs Galactiques fournissent d’importants éléments de réponse quant à la nature des particules accélérées. En particulier, alors que les domaines de la radio et des rayons X ne tracent que les électrons accélérés, les rayons gamma peuvent inférer la présence d’électrons et également de protons (et noyaux en général) mais l’émission s’avère le plus souvent difficile à interpréter.Les mesures des rayons gamma de très hautes énergies dépendent de notre connaissance de l’atmosphère terrestre, dans lequel ils se propagent avant d’être détectés par les télescopes Tcherenkov au sol tels que le réseau H.E.S.S. La partie technique de cette thèse concerne l’étude de l’impact des profils d’atmosphère sur les données H.E.S.S. Grâce à des simulations et des analyses prenant en compte les caractéristiques propres à chaque prise de données, nous étudions l’impact des profils d’atmosphère mesurés sur les fonctions de réponse de l’instrument et sur la reconstruction spectrale.Le premier objectif scientifique de cette thèse est de comprendre la nature de l’émission gamma au sein de deux vestiges de supernova (G326.3-1.8 et RX J1713.7-3946) par le biais d’analyses spectro-morphologiques détaillées. L’analyse de G326.3-1.8, avec les données du Fermi-LAT, a mené à deux résultats importants: une nouvelle preuve d’accélération de protons et la première séparation morphologique et spectrale de deux composantes imbriquées en gamma. L’analyse de RX J1713.7-3946, avec les données H.E.S.S. et les outils d'analyse Ctools, a confirmé une extension plus importante en gamma qu’en rayons X mais dont l’origine reste encore incertaine.La deuxième partie de cette thèse entreprend de discuter la nature des sources Galactiques non-associées au TeV. Pour ce faire, nous présentons un code générique visant à rechercher des contreparties multi-longueurs d’onde sur ces sources au TeV, et permettant de poser des contraintes sur des paramètres physiques tels que le champ magnétique moyen et l’indice spectral en radio. En appliquant ce code sur cinq sources non-identifiées du relevé du plan Galactique de H.E.S.S., nous apportons des arguments quant à leur origine. En particulier, nous étudions deux sources, dont l’émission au TeV provient probablement de multiples contributions, soulevant ainsi l’importance des données multi-longueurs d’onde pour comprendre la nature de l’émission en gamma. / In high energy astrophysics, several questions are still open and amongst them is the origin of Galactic cosmic rays. The first observational evidence of accelerated particles has only been revealed twenty years ago. Since then, supernova remnants, pulsars and their nebulae are known to efficiently accelerate particles but several questions still hold. In particular, evidence of accelerated protons (which consist on 90% of the cosmic-ray spectrum) is still elusive and several gamma-ray sources have unknown origin. Non-thermal emissions produced in Galactic accelerators provide insights about the nature of the accelerated particles. In particular, while radio and X-ray observations indicate the presence of accelerated electrons, gamma rays can be produced by both electrons and protons (or nuclei in general) but it may be difficult to assess the origin of the emission.The technical part of this thesis concerns the study of the impact on the reconstructed H.E.S.S. data when using atmospheric profiles measured with a lidar instead of a standard atmospheric model currently used. Very high energy gamma rays propagate into the atmosphere before reaching Cherenkov Telescopes and thus, the accuracy of our measurements depends on our understanding of the atmospheric composition. Using run-wise simulations based on lidar data, we study the impact on the instrument response functions and we analyse data to quantify the effect on the spectral reconstruction.The first scientific goal of this thesis is to understand the gamma-ray emission from two supernova remnants (G326.3-1.8 et RX J1713-3946) through detailed spectro-morphological analyses. The analysis of the composite supernova remnant G326.3-1.8, with Fermi-LAT data, has led to two major results: a new evidence of accelerated protons and the first morphological and spectral separation in gamma rays of two nested components. The study of RX J1713-3946, with H.E.S.S. data and using the Ctools package, confirms a significant gamma-ray extension beyond the X-ray emitting shell but its origin remains unclear.The second part of this thesis aims to constrain the nature of the unidentified TeV sources revealed in the H.E.S.S. Galactic Plane Survey. We thus present a generic code, based on a multi-wavelength approach, to find counterparts and estimate physical parameters like the radio spectral index and the mean magnetic field. We apply this code on five unidentified TeV sources and we put constraints on their nature. In particular, we present two high-confusion cases, for which the TeV emission is probably due to the contribution from different components, emphasizing the importance of multi-wavelength data to understand the origin of the gamma-ray emission.

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.

Voilà plus d'un siècle que Victor Hess a montré l'origine cosmique de ce mystérieux rayonnement ionisant, et pourtant ce dernier n'a pas fini de livrer tous ces secrets. En deçà d'une énergie de l'ordre du PeV, les vestiges de supernovae sont les candidats les plus sérieux pour rendre compte de l'accélération de ces particules cosmiques. Si toutefois cette hypothèse demeure toujours d'actualité, alors qu'auparavant on le considérait comme un événement isolé dans la Galaxie, on constate plutôt aujourd'hui que ces explosions d'étoiles massives surviennent majoritairement au sein de grandes structures galactiques nommées superbulles. Ces objets sont formés par la combinaison des forts vents stellaires issus des étoiles massives ainsi que de plusieurs supernovae, tout ceci regroupé dans un espace de quelques dizaines ou centaines de parsecs.On peut dès lors se poser la question suivante : est-il possible que des amas d'étoiles jeunes, n'ayant pas encore connu d'épisode de supernova, puissent être des accélérateurs cosmiques.Pour ce type d'investigation, l'astronomie gamma est aux premières loges puisque contrairement au rayonnement cosmique chargé, ce type de messager céleste n'est pas dévié dans son voyage depuis la source jusqu'à nous.L'objet de ce travail est ainsi d'évaluer la possibilité pour ces amas d'étoiles jeunes, de recycler une partie de l'énergie mécanique transférée au milieu interstellaire dans l'accélération de particules et partant, dans l'émission d'un rayonnement non-thermique. Cette étude propose, à partir d'un spectre d'injection pour des particules chargées (proton et/ou électrons), de modéliser l'émission non-thermique attendue considérant les pertes que celles-ci subissent. Un catalogue d'amas potentiellement prometteurs est dressé ainsi qu'un classement de ceux-ci au regard du flux de gamma attendu. Une analyse des données des télescopes H.E.S.S. est conduite pour un certain nombre d'amas sélectionnés. Ce réseau de télescopes Cherenkov situé en Namibie est le plus performant dans sa catégorie. Il est dédié à l'observation des rayons gamma de très haute énergie.Une analyse des données du Fermi-LAT ont également été effectuées. Il s'agit cette fois d'un satellite dédié à la partie des hautes énergies du rayonnement gamma.Enfin, on contraint les paramètres de notre modèle grâce aux résultats issus de ces analyses.L'expérience H.E.S.S., qui a fonctionné à 4 télescopes dès 2003, est depuis 2012 au tout début de sa deuxième phase consistant en l'ajout d'un cinquième télescope de plus grand diamètre. On montre ici, grâce à des simulations de gerbes, la nécessité pour ce télescope de disposer d'un système de focus permettant l'ajustement de la distance caméra-miroirs conduisant à de meilleures performances (taux de déclenchement, résolution angulaire). / More than one century ago, Victor Hess discovered the cosmical origin of the mysterious ionizing radiation. Yet, nowadays it still has a lot of secrets for us. Roughly below the PeV energy, the best candidates already proposed in 1934 were the supernovae remnants (SNR). These candidates still remain ; in the past we considered isolated SNRs, while today we rather think about SNRs inside big structures as superbubbles. These objects are formed by powerful stellar winds from massive stars combined with several SNRs gathered in a space of some decades or hundreds of parsecs. Observations show that the majority of the SNRs occurs in such regions. The point for us is to know if star clusters or associations of massive stars, not hosting any SNR, could also accelerate particles to very high energies and consequently emit gamma-rays.The gamma-ray astronomy is relevant in order to solve this type of riddle because the Very High Energy photons do not suffer of any deviation due to the Galactic magnetic field. It means that we can get informations from the source itself by detecting the gamma-ray radiation.In our study we assume that a part of the mechanical energy transferred to the interstellar medium can be used to accelerate charged particles, which will emit non-thermal radiations.First we assume a given injection spectrum (for electrons and/or protons), then we model the non-thermal emission expected considering particles losses.We deliver a catalogue of promising clusters and we rank them according to the expected strength of the gamma-ray flux.We conducted the analysis of H.E.S.S. data collected toward some selected clusters. The H.E.S.S. experiment is situated in Namibia and is the most efficient array of Cherenkov telescopes. We also used the Fermi-LAT public data. Fermi is a space-based telescope for High Energy gamma ray.Then we constrain our model with the obtained analysis results.The H.E.S.S. experiment had initially 4 telescopes in operation since 2003. In 2012, the second phase of the experiment started when a fifth larger one was added. We show here that it is relevant for this telescope to use a focus system in order to move the camera and change the distance camera-mirrors. The simulations show that the focus system leads to better performances (trigger rate, angular resolution).

Some of the most interesting objects in the Universe are Active Galactic Nuclei. In the centre of an active galaxy is a supermassive black hole that accretes matter from the surrounding galaxy. In the process, not yet fully understood, some of the matter is ejected in two jets, perpendicular to the plane of the galaxy. The energy of the particles in the jets are extremely high, sometimes over 1019 eV. The features of an active galaxy can be very different depending on from which angle it is viewed. This means that some astronomical objects that earlier seemed to be very heterogeneous might be only different manifestations of the same type of object, namely active galactic nuclei. This thesis introduces some of these different objects. The unifying theory is described. Ways of detecting the high-energy radiation and two important instruments, H.E.S.S. and Fermi-LAT are described. Three studies of the BL Lac PKS 2155-304, an active galactic nucleus that points its jet almost straight at Earth, are made using Fermi-LAT data. The conclusion of the studies is that the source is variable at least in the time scale of days and that in order to gather further information about these objects simultaneous multi-wavelength surveys have to be done.

Abbildende Cherenkov-Teleskope haben in den letzten Jahren eine groẞe Anzahl neuer Gammastrahlungsquellen im Bereich sehr hoher Energien (VHE, very high energy, E>100 GeV) entdeckt. Diese Studie behandelt Vertreter von drei unterschiedlichen Klassen von galaktischen Gammastrahlungsquellen: die Supernova-Überreste G1.9+0.3 und G330.2+1.0, den Pulsarwind-Nebel HESS J1303-631 und das Binärsystem PSR B1259-63/LS 2883. Für alle Objekte werden die Analyse der H.E.S.S.-Daten und die Modellierung der Emission unter Einbeziehung von Daten aus anderen Wellenlängenbereichen dargestellt. / Recently, imaging atmospheric Cherenkov telescopes have discovered numerous new sources representing various source classes in the very high energy (VHE; E>100 GeV) sky. This work presents studies of representatives of three types of Galactic VHE emitters: the Supernova remnants G1.9+0.3 and G330.2+1.0, the pulsar wind nebula HESS J1303-631 and the binary system PSR B1259-63/LS 2883. The analysis of the H.E.S.S. data and the broadband emission modeling are presented.

PSR B1259-63 ist ein Binärsystem in welchem ein Pulsar um einen massereichen Be-Stern kreist. Dieses System weist variable, nicht thermische Strahlung um den Periastron herum auf, welche vom Radiobereich bis zu sehr hohen Energien (engl. very-high-energy VHE; E > 100 GeV) sichtbar ist. Die vorliegende Dissertation präsentiert VHE Daten des Systems, gemessen in den Jahren 2005, 2006 b.z.w. vor und kurz nach dem Periastron im Jahr 2007. Diese Daten erweitern das Wissen um die Lichtkurve dieses Objektes über alle Phasen der Umlaufbahn. Diese Daten wurden mit den H.E.S.S. Teleskopen gewonnen. Gamma-Strahlung in einem Energiebereich von 0.5-70 TeV wurde gemessen. Von PSR B1259-63 wurde, unter Verwendung von 55 h Detektorzeit im Jahr 2007, VHE Strahlung mit einer Gesamtsignifikanz von 9.5 Sigma detektiert. Der monatliche Photonen-Fluss wurde vermessen was erstmals zu VHE Lichtkurvendaten noch weit vor dem Periastron führte. PSR B1259-63 wurde auch in den Jahren 2005 und 2006, weit weg vom Periastron, ueberwacht. Hierbei war kein signifikanter Ueberschuss an gamma-Strahlung über Untergrund zu verzeichnen. Die signifikante Detektion von VHE Photonen, die bei einer wahren Anomalie von -0.35 , also bereits 50 Tage vor dem Periastron, ausgesendet wurden, schliesst ein Szenario mit stellarer Scheibe als Zielmaterial für hadronische Wechselwirkungen als Hauptemissionsmechanismus eher aus. Weiters konnten innerhalb einer phänomenologischen Studie Hinweise gefunden werden, dass PSR B1259-63 ein periodischer VHE Strahler ist. Darüber hinaus wurden Modellrechnungen, die auf inverser Comptonstreuung (IC) von schockbeschleunigten Pulsarwindelektronen basieren, durchgeführt. Das dargestellte Modell berücksichtigt strahlungsfreie Verluste, die möglicherweise im Bereich, in dem der Pulsarwind terminiert wird, eine Rolle spielen. Die gefundenen Ergebnisse zeigen ein eigentümliches nicht radiatives Kühlverhalten um den Periastron, das die VHE Emission in PSR B1259-63 dominiert. / PSR B1259-63 is a binary system where a 48 ms pulsar orbits a massive Be star. The system exhibits variable, non-thermal radiation around periastron visible from radio to very high energies (VHE; E>100 GeV). This thesis presents VHE data from PSR B1259-63 as taken during the years 2005, 2006 and before as well as shortly after the 2007 periastron passage. These data extend the knowledge of the lightcurve of this object to all phases of the binary orbit. Observations of VHE gamma-rays with the H.E.S.S. telescope array were performed. Gamma-ray events in an energy range of 0.5-70 TeV were recorded. VHE gamma-ray emission from PSR B1259-63 was detected with an overall significance of 9.5 standard deviations using 55 h of exposure, obtained in 2007. The monthly flux of gamma-rays during the observation period was measured, yielding VHE lightcurve data for the early pre-periastron phase of the system for the first time. PSR B1259-63 was also monitored in 2005 and 2006, far from periastron passage, comprising 8.9 h and 7.5 h of exposure, respectively. No significant excess of gamma-rays is seen in those observations. The firm detection of VHE photons emitted at a true anomaly of -0.35 of the pulsar orbit, i.e. already ~50 days prior to the periastron passage, disfavors the stellar disc target scenario as a primary emission mechanism, based on current knowledge about the companion star''s disc inclination, extension, and density profile. In a phenomenological study indirect evidence that PSR B1259-63 could in fact be a periodical VHE emitter is presented using the TeV data discussed in this work. Moreover, model calculations based on inverse compton (IC) scattering of shock accelerated pulsar wind electrons were performed. The model presented accounts for non-radiative losses possibly at work in the region where the pulsar wind is shocked by stellar outflows. The presented results show a peculiar non-radiative cooling profile around periastron dominating the VHE emission.