Sur l'intérieur du couvercle de sarcophages, sur la surface extérieure de clepsydres, au plafond de temples et de tombes datés de l'an 2100 à l'an 50 BC et disséminés tout le long de la Vallée du Nil, entre Alexandrie et Assouan, figurent vingt horloges stellaires et quatre-vingt listes d'étoiles dans l'ordre de leurs levers héliaques, de leurs levers nocturnes ou de leurs culminations. Leur identification à des étoiles visibles à l'oeil nu du catalogue Hipparcos a nécessité la constitution préalable d'une liste complète de ces étoiles ainsi que la traduction de leurs appellations hiéroglyphiques respectives. La comparaison entre les arrangements stellaires caractérisant chacune des cent listes d'étoiles a abouti à leur classification en six types de listes et permis la détermination des conditions spatiales, temporelles et optiques d'observation des étoiles. Ces contraintes ont ensuite été appliquées à un modèle de visibilité d'étoile à l'oeil nu dans le ciel nocturne ou crépusculaire de l'Égypte ancienne qui combine divers paramètres astrométriques et éléments photométriques. La constitution de listes d'étoiles dans l'ordre de leurs levers héliaques, de leurs levers nocturnes ou de leurs culminations, leur comparaison avec les six prototypes de listes dont nous disposons, la prise en compte de divers critères astronomiques, philologiques et pariétaux, ont permis de restreindre au strict minimum le nombre d'étoiles candidates à chacun des quatre-vingt dix décans égyptiens. Ce travail a abouti à la cartographie du ciel de l'Égypte ancienne, à une meilleure définition des heures de nuit égyptienne, à une datation plus précise du règne de plusieurs pharaons, etc.

Les amas globulaires contiennent deux classes de sources X se différenciant par leur luminosité. Tout d'abord, les sources X brillantes (Lx>10^36 ergs/s), qui sont des binaires X de faible masse identiques à celles contenues dans le disque galactique. La seconde classe regroupe les objets de luminosité X faible (LX<10^34.5 ergs/s). Elle est composée d‟objets de natures diverses, principalement des systèmes binaires où l'accrétion de matière sur l'un des deux composants (une étoile à neutrons, une naine blanche) est responsable de l'émission X observée. Déterminer la population de sources X des amas globulaires permet donc d'étudier les mécanismes de formation des systèmes binaires, lesquels jouent un rôle fondamental dans l'évolution des amas globulaires en assurant leur équilibre dynamique. Cette thèse est centrée sur l'étude des populations X de 4 amas globulaires observés avec les satellites XMM-Newton ou Chandra : Omega Cen, M13, M22 et NGC 6366. Notre échantillon nous a permis d‟étudier les populations de sources X faibles et de tester les scénarii de formation des binaires en fonction de divers paramètres comme la masse, la taille et la densité stellaire de l‟amas. Nous avons associé des sources X faibles à chaque amas (respectivement 30, 5, 2 et 1). Ces sources se trouvent dans le coeur des amas. Nous avons également détecté un excès significatif de sources dans les régions externes d‟Omega Cen. Nous avons enfin découvert une binaire X de faible masse avec une étoile à neutrons dans M13 (sa contrepartie a été recherchée dans les données du télescope spatial Hubble). Nous montrons que le nombre de binaires X de faible masse avec une étoile à neutrons contenues dans un amas est corrélé avec le taux de collision stellaire. Ceci pourrait indiquer que ces binaires sont formées par la capture gravitationnelle par une étoile à neutrons d‟un autre astre dans le coeur des amas. Nous avons également étudié les mécanismes de formation des autres catégories de binaires.