Thèse numérisée par la Direction des bibliothèques de l'Université de Montréal.

L’homme peut-il voir Dieu ? La question, à laquelle de nombreux théologiens chrétiens ont tenté de répondre, est à l’arrière-plan des Divins Élancements d’amour exprimés en cent Cantiques faits en l’honneur de la Très-Sainte-Trinité (1628) de Claude Hopil. Le poète y célèbre le mystère de la Trinité et clame son désir de la voir, sans jamais oublier que les Écritures enseignent que Dieu est invisible. À la même question, Pierre de Bérulle apporte dans les Discours de l’état et des grandeurs de Jésus (1623) une réponse liée au mystère sur lequel porte sa méditation : grâce à l’Incarnation, Dieu s’est manifesté dans la création et, partant, s’est rendu visible.Le présent travail s’est attaché à évaluer les implications théologiques, spirituelles et culturelles que recouvrait le thème de la vision dans chacune des deux œuvres et à déterminer dans quelle mesure les auteurs étaient influencés par les nouveautés scientifiques de leur époque. Bérulle et Hopil sont héritiers de ce qu’il est convenu d’appeler le modèle visuel de la connaissance, que saint Augustin a exposé dans plusieurs de ses ouvrages, et leurs savoirs dans le domaine de l’optique ressortissent surtout à des conceptions pré-classiques, antérieures aux travaux de Kepler et de Descartes. Hopil connaît les deux théories héritées de l’Antiquité qui avaient encore cours au début du XVIIe siècle, celle de l’émission et celle de la réception, mais il semble qu’aucune ne corresponde à la vision telle qu’il l’entend dans la plupart de ses poèmes. Celle-ci est présentée comme l’expérience, instable et ineffable, d’une coprésence de la créature et du Créateur.Si le domaine de l’optique ne retient pas particulièrement l’attention de Bérulle, les connaissances qu’il a acquises dans celui de l’astronomie lui permettent de concevoir une mystique du regard. Son œuvre a été publiée au cours d’une décennie qui suit de peu les travaux de Galilée et de Kepler, indissociables de la promotion du système cosmologique copernicien. Pour Bérulle, le chrétien doit regarder le Christ et il compare ce regard à celui que les astronomes antiques, tels qu’il les imagine, portaient sur le soleil. En outre, le Christ est d’autant mieux vu qu’il occupe dans la vie spirituelle une place centrale analogue à celle du soleil dans l’univers, selon la théorie que Copernic a proposée en son temps et à laquelle l’Oratorien fait référence. Quelle que soit l’importance que Bérulle accorde aux données venues de l’astronomie, il les remodèle pour servir son objectif principal : glorifier l’Incarnation. / Can man see God ? The question to which many Christian theologians have tried to answer is in the background of Les Divins Élancements d’amour exprimés en cent Cantiques faits en l’honneur de la Très-Sainte-Trinité (1628) by Claude Hopil. In this book, the poet praises the Mystery of the Trinity and claims his desire to see it, without forgetting the Scriptures say God is invisible. Pierre de Bérulle in his book Discours de l’état et des grandeurs de Jésus (1623) answers this same question by linking it to the mystery on which his meditation is focused on : with the Incarnation God emerged in the Creation and therefore made himself visible.The current study focused on assessing the theological, spiritual and cultural implications involved in the theme of vision in each of these two works. It also aimed at determining to what extent the authors were influenced by the scientific discoveries of their time. Bérulle and Hopil are the heirs of what is called the visual model of knowledge which saint Augustine explained in several of his works. Their knowledge in the field of optics are mostly based on pre-classical concepts, dating from before the work of Kepler and Descartes. Hopil knew about the two theories of emission and reception inherited from the Antiquity and which still existed at the beginning of the 17th century. However, it seems that neither of the two theories corresponds to the vision as mentioned in his poems. This vision is presented as the unstable and ineffable experience of a copresence of the creature and the Creator.If the field of optics didn’t particularly grab Bérulle’s attention, his knowledge in astronomy allowed him to devise a mystical way of watching. His work was published during the decade which closely followed Galileo and Kepler’s work which are inseparable from the promotion of a Copernician cosmological system. According to Bérulle, Christians should look at Christ and he compares the look in their eyes to the one, he imagines antique astronomers had when looking at the sun. Furthermore, Christ is all the more well seen that he has a core place in spiritual life, similar to the sun in the universe, according to Copernic’s theory to which the Oratorian refers to. Whatever the emphasis Bérulle places on the discoveries in astronomy, he reshapes them to serve one main objective : glorify the Incarnation.

L'astronomie de haute énergie se concentre sur l'étude des phénomènes les plus violents de l'univers à partir d'observations dans une gamme d'énergie allant des rayons X aux rayons gammas de très hautes énergies (1 keV - 100 TeV). Ces phénomènes incluent par exemple les explosions de supernovae et leurs vestiges, les pulsars et les nébuleuses de vent de pulsar ou encore la formation de jets ultrarelativistes au niveau des noyaux actifs de galaxie. Leur compréhension fait appel à des processus de physique des particules bien connus qui seront décrits dans cette thèse. Par l'intermédiaire de photons de haute énergie, l'étude de ces phénomènes de haute énergie ouvre donc une fenêtre originale pour la recherche de physique au delà du modèle standard. Les concepts relatifs à l'émission et la propagation de photons de haute énergie sont introduits dans cette thèse et appliqués à l'étude de l'émission de sources extragalactiques ainsi que du fond de lumière extragalactique, affectant la propagation des photons de haute énergie dans l'univers. Dans le cadre de cette thèse, ces sources extragalactiques de photons de haute énergie sont observées afin de rechercher de nouveaux bosons légers, tels que ceux appartenant à la famille des particules de type axion (PTA). Les bases théoriques décrivant cette famille de particules sont présentées, ainsi que la phénoménologie associée. Notamment, en raison de leur couplage à deux photons, ces particules ont la propriété d'osciller avec des photons en présence de champ magnétique externe. Une nouvelle signature de la présence de telles oscillations dans des champs magnétiques turbulents, sous la forme d'irrégularités stochastiques dans le spectre en énergie, est étudiée et discutée. Cette signature est appliquée à la recherche de PTA avec le réseau de télescopes HESS, permettant d'obtenir pour la première fois des contraintes sur ces modèles à partir d'observations en astronomie gamma. La recherche de la même signature dans des observations en rayons X permet d'améliorer les contraintes actuelles pour les PTA de très basse masse et l'extension de ces contraintes à des modèles de modification de la gravité comme explication de la nature de l'énergie noire est également évoquée. Enfin, la recherche de PTA avec l'instrument d'astronomie gamma du futur, CTA, est discutée; en particulier, une nouvelle observable est proposée qui tire partie du grand nombre de sources attendu avec cet instrument. / High-Energy astronomy studies the most violent phenomena in the universe with observations in a large spectrum of energies ranging from X rays to very high energy gamma rays (1 keV - 100 TeV). Such phenomena could be for instance supernovae explosions and their remnants, pulsars and pulsar wind nebulae or ultra relativistic jets formation by active galactic nuclei. Understanding these phenomena requires to use well-known particle physics processes. By means of high energy photons, studying such phenomena enables one to search for physics beyond the standard model. Concepts regarding the emission and propagation of high-energy photons are introduced and applied to study their emission by extragalactic sources and to constrain the extragalactic background light which affects their propagation. In this thesis, these high-energy extragalactic emitters are observed in order to search for new light bosons such as axion-like particles (ALPs). The theoretical framework of this family of hypothetical particles is reviewed as well as the associated phenomenology. In particular, because of their coupling to two photons, ALPs oscillate with photons in an external magnetic field. A new signature of such oscillations in turbulent magnetic fields, under the form of stochastic irregularities in the source energy spectrum, is introduced and discussed. A search for ALPs with the HESS telescopes with this new signature is presented, resulting in the first constraints on ALPs parameters coming from high-energy astronomy. Current constraints on ALPs at very low masses are improved by searching for the same signature in X-ray observations. An extension of these constraints to scalar field models for modified gravity in the framework of dark energy is then discussed. The potential of the search for ALPs with CTA, the prospected gamma-ray astronomy instrument, is eventually studied; in particular, a new observable is proposed that relies on the high number of sources that are expected to be discovered with this instrument.

Le satellite Fermi a été lancé le 11 juin 2008, avec à son bord le Large Area Telescope (LAT). Le LAT est un télescope sensible au rayonnement gamma de 20 MeV à plus de 300 GeV. Au début de l'activité de Fermi, neuf pulsars jeunes et énergétiques étaient connus dans le domaine gamma. Le nombre de détections de pulsars par le LAT prédit avant lancement était de plusieurs dizaines au moins. Le LAT permettait également l'étude des pulsars milliseconde (MSPs), jamais détectés avec certitude à très haute énergie jusqu'alors. Cette thèse aborde dans un premier temps la campagne de chronométrie des pulsars émetteurs radio et/ou X, candidats à la détection par le LAT, en collaboration avec les grands radiotélescopes et télescopes X. Cette campagne a permis la recherche de signaux gamma pulsés avec une grande sensibilité. En outre, la plupart des MSPs galactiques ont été suivis dans le cadre de cette campagne, sans biais de sélection a priori sur cette population d'étoiles. Pour la première fois, des pulsations ont été détectées pour huit MSPs galactiques au-dessus de 100 MeV. Quelques bons candidats à une détection prochaine apparaissent. Une recherche similaire a été conduite pour des MSPs d'amas globulaires, sans succès à présent. L'analyse des courbes de lumière et des propriétés spectrales des huit MSPs détectés révèle que leur rayonnement gamma est relativement similaire à celui des pulsars ordinaires, et est vraisemblablement produit dans la magnétosphère externe. Cette découverte suggère que certaines sources non identifiées sont des MSPs, pour l'instant inconnus.

Les grands sondages récents de l'Univers ont mis en évidence la présence de structures dans la distribution de la matière, sous forme de filaments et de vides. Pour étudier l'évolution de la distribution spatiale des galaxies, il est nécessaire de connaître leur position précise dans l'espace à trois dimensions. Cette thèse s'est déroulée dans le cadre du sondage profond VIMOS-VLT Deep Survey (VVDS). Son but est de mesurer quelques 100000 redshifts pour étudier la formation et l'évolution des galaxies et des structures à grande échelle de l'Univers jusqu'à z~5. Après avoir fait un état des lieux de la connaissance que nous avons de la distribution des galaxies, puis introduis le sondage VVDS, je présente la mesure et l'évolution de la fonction de corrélation spatiale à deux points à partir des données de la première époque du VVDS, le plus large échantillon (10759 spectres) jamais acquis à I_AB=24. J'ai développé un ensemble de programmes mis à la disposition du consortium VVDS pour mesurer facilement la longueur de corrélation spatiale des galaxies dans un intervalle en redshift donné, avec ses erreurs associées, en corrigeant les effets de la stratégie d'observation du VVDS. Cet outil a permis de mesurer l'évolution de la fonction de corrélation spatiale de la population globale des galaxies jusqu'à z=2. J'ai prolongé cette étude en divisant l'échantillon de galaxies par type spectral et par couleur. Enfin, en combinant les données de GALEX avec celles du VVDS, j'ai pu mesurer l'agrégation de galaxies sélectionnées en ultraviolet jusqu'à z~1. C'est la première fois que de telles mesures sont réalisées sur une si longue plage de temps cosmique. Les résultats présentés dans cette thèse font ainsi office de nouvelles références pour les travaux futurs.

L'interférométrie astronomique est une technique observationnelle qui forme des interférences avec le rayonnement d'une source à la sortie de différentes ouvertures indépendantes. L'interférométrie monomode (optique fibrée ou optique intégrée) est une catégorie importante de l'interférométrie pour laquelle les faisceaux se propagent à l'intérieur des guides d'onde, les plus populaires étant les fibres optiques. Les guides d'ondes ne sont pas très bien connus de la communauté astronomique. Ils sont souvent présentés comme des entonnoirs à photons, où le nombre de photons injectés est simplement calculé à partir d'un taux de couplage. Ni la propagation dans la fibre, ni l'effet du guide sur le spectre spatial de la source ne sont considérés. Le but de ce travail est de mieux comprendre comment marche le filtrage optique monomode. Après avoir rappelé pourquoi et dans quel contexte les guides d'ondes ont été introduits interférométrie, je vais présenter la physique du filtrage modal sous un angle théorique. Une attention particulière sera portée au problème de la normalisation des modes rayonnés dans une structure guidante. Une approche mathématique originale a été développée et permet de calculer les modes rayonnés de n'importe qu'elle structure multicouche fortement ou faiblement guidante. L'application de la méthode à la fibre optique circulaire bi-couche a permis de calculer la densité spectrale et dévaluer la réjection des modes rayonnés excités par une tâche d'Airy. Nous montrons que la dynamique de la réjection est rapide mais ralentit dans la longueur du guide. De plus des phénomènes interférentiels entre le mode guidé et le paquet d'ondes rayonnés conduisent à la notion d'optimum local pour la réjection en terme de taille de région d'intégration du flux dans le plan transverse du guide. La seconde partie de ce travail est dédiée à l'étude formelle de la relation objet-image dans un interféromètre fibré. Sur une base mathématique rigoureuse nous étudions comment se propage la cohérence partielle à travers le système optique. Nous montrons que les mesures de visibilité sont biaisées à cause de la réduction du champ de vue induite par la présence des guides.

Les etoiles massives jouent un role crucial dans divers domaines de l'astrophysique: elles produisent la majorite des elements plus lourds que l'Oxygene; elles creent des regions HII grace a leur fort pouvoir ionisant; elles terminent leur vie en supernovae. Par ailleurs, elles ont la particularite d'emettre continument un fort vent engendre par la pression de radiation et qui interagit avec le milieu interstellaire environnant, creant des bulles, des chocs et declenchant l'effondrement des nuages moleculaires voisins. En outre, la perte de masse associee a ces vents est telle qu'elle va gouverner completement l'evolution de l'etoile. Il est donc important de connaitre quantitativement ces vents radiatifs d'etoiles massives, ce qui passe par la modelisation de leurs atmospheres. Dans ce cadre, les codes de calcul ont vu recemment leur fiabilite se renforcer significativement grace a l'inclusion du line-blanketing, permettant ainsi d'esperer une connaissance accrue des proprietes des etoiles massives. Dans une premiere partie de cette these, nous nous sommes donc interesses a l'etude des effets induits par le line-blanketing sur le comportement des modeles d'atmosphere. Nous avons ainsi montre qu'a la fois le spectre emergent et la structure de cette atmosphere etaient modifies. Cela se traduit par une reduction de l'echelle de temperature (relation Teff - type spectral) des etoiles O de 1500 a 4000 K pour les naines de type spectral tardif et precoce respectivement, ainsi que par une revision des parametres fondamentaux (luminosite, flux ionisants). L'inclusion des metaux modifie egalement de facon significative la distribution spectrale d'energie de ces etoiles, ce qui permet entre autre de mieux rendre compte des sequences d'excitation construites a partir de raies nebulaires infrarouges observees dans des regions HII compactes. Dans une seconde partie, nous nous sommes interesses aux proprietes de vent des etoiles de type O. Une premiere etude menee sur les etoiles de la region N81 du SMC au moyen de spectres STIS/HST a revele l'exceptionnelle faiblesse de leurs vents ainsi que leur probable appartenance a la classe spectrale Vz. Avec des taux de perte de mass de l'ordre de 1e-9 Msol/an, ces vents sont en effet plus faibles que ce qui a jamais ete observe et predit par les simulations hydrodynamiques. Il en va de meme pour les quantites de mouvement modifiees. Une seconde etude d'etoiles Galactiques connues pour montrer qualitativement des vents faibles ainsi que de quelques etoiles Vz a elle aussi revele l'existence de vents faibles dans les etoiles les moins lumineuses, revelant de ce fait une rupture de pente de la relation quantite de mouvement modifiee - luminosite pour des luminosites plus faibles que 1e5.2 Lsol. L'origine de la faiblesse de ces vents reste inconnue puisque ni la metallicite ni la jeunesse des etoiles ne semblent etre en mesure de les expliquer.

Cette thèse porte sur l'étude de la formation stellaire récente dans la Galaxie à l'aide du relevé d'imagerie infrarouge ISOGAL, constitué de ~400 observations ISOCAM à 7 ou 15 microns réparties dans le Bulbe et le Disque Galactiques. La réduction critique de ces données et l'extraction des sources ponctuelles par une procédure d'ajustement de PSF a permis la publication d'un catalogue d'environ 100 000 sources. On interprète la plupart de ces sources comme des étoiles en fin d'évolution, dans le stade RGB ou AGB, mais quelques milliers d'entre elles correspondent probablement à des objets stellaires jeunes enfouis dans des enveloppes de poussière. Dans le bulbe Galactique interne, 300 sources ISOGAL sont considérées comme des étoiles en formation, et plus de 200 sources brillantes détectées par ISO ou par MSX sont interprétées comme des supergéantes M ou des AGB massives. Un taux moyen approximatif de formation stellaire au cours du dernier million d'années dans cette région est déduit de cet échantillon de sources jeunes. Son estimation approchée au cours des ~50 derniers millions d'années est également déduit de l'inventaire des sources considérées comme supergéantes M. La sélection des objets jeunes dans l'ensemble du relevé ISOGAL conduit actuellement à une liste de ~700 candidats, dont une centaine - en dehors du bulbe interne - montrent toutes les caractéristiques des objets jeunes enfouis. La nature des autres est plus incertaine, et ne pourra être déterminée que par des observations complémentaires. La détermination de la nature d'un grand nombre d'autres sources, en particulier faibles et détectées seulement à 15 microns, reste également incertaine.

Cette thèse présente le domaine de l'astronomie gamma et les principales sources de notre Galaxie (pulsars et SNRs) et celles situées à des distances cosmologiques (noyaux actifs de galaxie). La technique Cerenkov permet aux observatoires au sol de détecter des rayons gamma d'énergie du GeV absorbés dans l'atmosphère après avoir développé une cascade électromagnétique. Le projet CELESTE a atteint le but d'un seuil bas de 30 GeV, utilisant une grande surface de collection de l'ancienne centrale solaire de Thémis (Pyrénées Orientales). Une étude des principaux éléments du dispositif - un système de déclenchement mixte analogique-digital et un échantillonnage à haute fréquence du signal enregistré en plusieurs points du champ - représente la partie essentielle de cette thèse. Le code développé pour la simulation de la chaîne électronique de l'expérience a été vérifié profondément en faisant des comparaisonsavec les données réelles.<br> L'incertitude de la calibration en amplitude et de la mise-en-temps pour le déclenchement se traduit en erreurs sur la détermination du seuil en énergie et la surface effective. Les sources des biais éventuels sont étudiées (sur les différents points de la chaîne de simulation). Ces considérations sont appliquées aux observations de la Nébuleuse de Crabe, détectée par CELESTE déjà en 2000.

CELESTE est un échantillonneur Cerenkov basé sur la reconversion de la centrale solaire de Thémis, située dans les Pyrénées-Orientales : les miroirs de la centrale permettent de recueillir la lumière Cerenkov des gerbes atmosphériques initiées par les rayons. Conçue dans le courant des années 90, cette expérience devait couvrir le domaine en énergie compris entre 30 et 300 GeV, permettant de faire le pont entre les satellites et les imageurs Cerenkov. Depuis l'année 2000, ce fut chose faite avec la détection de la nébuleuse du Crabe, puis du noyau actif de galaxie Markarian 421. Cette thèse présente le travail accompli depuis pour accroître la sensibilité de notre instrument tant par l'étude du détecteur que la conception d'une analyse originale. Malgré les conditions climatiques très difficiles pour l'observation, une nouvelle détection de la nébuleuse du Crabe est ici présentée, validant le principe de notre nouvelle analyse. Ce manuscrit se conclut sur l'étude des données provenant de deux noyaux actifs de galaxies, Markarian 421 et 1ES1426+428.