Cette thèse est consacrée à l'étude des propriétés des oscillations quasi périodiques au kilo Hertz (kHz QPO) dans les systèmes binaires X de faible masse. Pour détecter les kHz QPO, mesurer leurs paramètres et suivre leur évolution dans le temps, j'ai développé des méthodes d'analyse qui s'appliquent aux données acquises par le satellite Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE). J'ai validé ces méthodes sur des données simulées. L'analyse des données de sept sources observées pendant 15 ans avec l'instrument Proportional Counter Array a mis en évidence la chute de cohérence des oscillations au-delà de 700-850 Hz pour tous les systèmes étudiés. Ce résultat obtenu par les précédentes études sur les sources 4U 1636-536, 4U 1608-52, 4U 1728-34, 4U 1735-444 et 4U 1820-303 est confirmé en utilisant un ensemble de données plus important. Cette chute de cohérence est observée pour la première fois pour les systèmes 4U 0614+09 et Aquila X-1. Dans l'hypothèse où celle-ci est la signature de la dernière orbite stable prédite par la relativité générale, la masse de l'étoile à neutrons est évaluée à 1.9-2.1 M. Cette masse, quoique élevée, est compatible avec certaines équations d'état de la matière super condensée. J'ai étudié la séparation en fréquence entre les kHz QPO jumeaux dans les systèmes 4U 0614+09 et Aquila X-1. Pour le système Aquila X-1, cette séparation en fréquence est mesurée pour la première fois à 280 Hz, proche de la moitié de la fréquence de rotation de l'étoile à neutrons (\mu_spin/2). Pour 4U 0614+09, la séparation est constante à 320 Hz et très différente de la fréquence à 414 Hz de l'oscillation détectée dans un sursaut X observé avec le BAT de SWIFT et assimilée à \mu_spin. Cette séparation est comparable à celle mesurée à partir d'un ensemble de données moins important. Dans le système 4U 0614+09, la séparation en fréquence ne serait pas liée à la fréquence de rotation de l'objet compact. J'ai étudié la distribution des rapports de fréquences des kHz QPO dans les systèmes Sco X-1, 4U 1636-536 et 4U 0614+09. Ces distributions sont piquées autour de 1.5. Je montre pour la première fois que cette distribution piquée est la conséquence directe de la dépendance en fréquence de la significativité statistique des kHz QPO. Du fait de la sensibilité limitée de l'instrument PCA et bien que toujours présents, les kHz QPO jumeaux sont détectés simultanément sur une bande en fréquence étroite, correspondant à des rapports de fréquence autour de 1.5. Ces distributions ne sont donc pas liées à l'existence de fréquences préférées dans le système; une prédiction forte du modèle de résonance.

L'origine de la variabilité observée dans l´émission X et Gammas des binaires X reste encore à ce jour un problème largement débattu en astrophysique des hautes énergies. Ces objets présentent notamment des fortes variations apériodiques et quasi-périodiques de leur luminosité sur d´aussi petites échelles de temps que la milliseconde et ce comportement erratique doit permettre de contraindre les modèles d´émission des zones les plus rapprochées des étoiles à neutrons ou des trous noirs de masse stellaire les constituant.<br /><br />Nous nous proposons dans ce manuscrit d´étudier le comportement de ces objets sous 3 angles différents : tout d´abord nous suivons l´évolution d´une source découverte par le satellite INTEGRAL, IGR J19140+0951. Par une étude spectro-temporelle et multi-instruments nous montrons que celle-ci doit vraisemblablement appartenir à la classe des binaires X de grande masse et abriter une étoile à neutron. Ensuite, nous proposons une nouvelle technique adaptée à l´étude temporelle des données provenant d´instruments à masques codés. Nous mettons en évidence par ce biais la présence de comportement périodiques et quasi-périodiques dans les données INTEGRAL/ISGRI de certains pulsars ou microquasars, jusqu'à des énergie proches de la centaine de keV.<br /><br />Enfin, nous proposons un modèle pour décrire la variabilité à basse fréquence des états les plus durs des binaires-X. Celui-ci est basé sur la comptonisation thermique de photons mous par une couronne chaude soumise à une onde de pression en géométrie cylindrique. Nous montrons alors par des solutions analytiques et une résolution numérique du problème qu´un tel modèle pourrait permettre de décrire certaines composantes observées dans les spectres de puissance des états durs ainsi que leur évolution tels que le bruit apériodique et certaines oscillations périodiques de basses fréquences.

Cette thèse est consacrée au développement d'un modèle End-to-End pour le spectrocalorimètre X-IFU qui observera à partir de 2028 l'Univers en rayons X avec une précision jamais atteinte auparavant. Ce travail s'est essentiellement organisé en deux parties. J'ai dans un premier temps étudié la dynamique des parties les plus internes des binaires X de faible masse à l'aide de deux sondes particulières que sont les sursauts X et les oscillations quasi-périodiques au kHz (kHz QPOs). En me basant sur les données d'archive du satellite Rossi X-ray Timing Explorer et sur des méthodes d'analyse spécifiquement développées dans ce but, j'ai notamment pu mettre en évidence pour la première fois une réaction du premier sur le second, confirmant le lien très étroit entre ces oscillations et les parties les plus internes du système. Le temps de rétablissement du système suite aux sursauts entre également en conflit dans la plupart des cas avec l'augmentation supposée du taux d'accrétion suite à ces explosions. Au travers d'une analyse spectro-temporelle complète des deux kHz QPOs de 4U 1728-34, j'ai également pu confirmer l'incompatibilité des spectres de retard des deux QPOs qui suggère une origine différente de ces deux oscillations. L'étude de leurs spectres de covariance, obtenus pour la première fois dans cette thèse, a quant à elle mis en évidence le rôle central de la couche de Comptonisation et potentiellement celui d'une zone particulièrement compacte de la couche limite pour l'émission des QPOs. Dans le second volet de ma thèse, j'ai développé un simulateur End-to-End pour l'instrument X-IFU permettant de représenter l'ensemble du processus menant à une observation scientifique en rayons X, de l'émission des photons par une source jusqu'à leur mesure finale à bord du satellite. J'ai notamment mis en place des outils permettant la comparaison précise de plusieurs matrices de détecteurs en prenant en compte les effets de la reconstruction du signal brut issu des électroniques de lecture. Cette étude a mis en évidence l'intérêt de configurations hybrides, contenant une sous-matrice de petits pixels capables d'améliorer par un ordre de grandeur la capacité de comptage de l'instrument. Une solution alternative consisterait à défocaliser le miroir lors de l'observation de sources ponctuelles brillantes. Situées au coeur de la performance du X-IFU, j'ai également comparé de manière exhaustive différentes méthodes de reconstruction des signaux bruts issus des détecteurs X-IFU. Ceci a permis de montrer qu'à faible coût en termes de puissance de calcul embarquée, une amélioration significative de la résolution en énergie finale de l'instrument pouvait être obtenue à l'aide d'algorithmes plus sophistiqués. En tenant compte des contraintes de calibration, le candidat le plus prometteur apparaît aujourd'hui être l'analyse dans l'espace de résistance. En me servant de la caractérisation des performances des différents types de pixels, j'ai également mis en place une méthode de simulation rapide et modulable de l'ensemble de l'instrument permettant d'obtenir des observations synthétiques à long temps d'exposition de sources X très complexes, représentatives des futures capacités du X-IFU. Cet outil m'a notamment permis d'étudier la sensibilité de cet instrument aux effets de temps mort et de confusion, mais également d'estimer sa future capacité à distinguer différents régimes de turbulence dans les amas de galaxies et de mesurer leur profil d'abondance et de température. A plus long terme ce simulateur pourra servir à l'étude d'autres cas scientifiques, ainsi qu'à l'analyse d'effets à l'échelle de l'ensemble du plan de détection tels que la diaphonie entre pixels. / This thesis is dedicated to the development of an End-ta-End model for the X-IFU spectrocalorimeter scheduled for launch in 2028 on board the Athena mission and which will observe the X-ray universe with unprecedented precision. This work has been mainly organized in two parts. I studied first the dynamics of the innermost parts of low mass X-ray binaries using two specific probes of the accretion flow: type I X-ray bursts and kHz quasi-periodic oscillations (kHz QPOs). Starting from the archivai data of the Rossi X-ray Timing Explorer mission and using specific data analysis techniques, I notably highlighted for the first time a reaction of the latter to the former, confirming the tight link between this oscillation and the inner parts of the system. The measured recovery time was also found in conflict with recent claims of an enhancement of the accretion rate following these thermonuclear explosions. From the exhaustive spectral timing analysis of both kHz QPOs in 4U 1728-34, I further confirmed the inconsistancy of their lag energy spectra, pointing towards a different origin for these two oscillations. The study of their covariance spectra, obtained here for the first time, has revealed the key role of the Comptonization layer, and potentially of a more compact part of it, in the emission of the QPOs. In the second part of my thesis, I focused on the development of an End-to-:End simulator for the X-IFU capable of depicting the full process leading to an X-ray observation, from the photon emission by the astrophysical source to their on-board detection. I notably implemented tools allowing the precise comparison of different potential pixel array configurations taking into account the effects of the event reconstruction from the raw data coming from the readout electronics. This study highlighted the advantage of using hybrid arrays containing a small pixel sub-array capable of improving by an order of magnitude the count rate capability of the instrument. An alternative solution would consist in defocusing the mirror during the observation of bright point sources. Being a key component of the overall X-IFU performance, I also thoroughly compared different reconstruction methods of the pixel raw signal. This showed that with a minimal impact on the required on-board processing power, a significant improvement of the final energy resolution could be obtained from more sophisticated reconstruction methods. Taking into account the calibration constraints, the most promising candidate currently appears to be the so-called "resistance space analysis". Taking advantage of the obtained performance characterization of the different foreseen pixel types, I also developed a fast and modular simulation method of the complete instrument providing representative synthetic observations with long exposure times of complex astrophysical sources suffinguish different turbulence regimes in galaxy clusters and to measure abundance and temperature profiles. In the longer run, this simulator will be useful for the study of other scientific cases as well as the analysis of instrumental effects at the full detection plane level such as pixel crosstalk.