Les sursauts gamma sont des phénomènes cosmologiques très brefs (de quelques millisecondes à plusieurs centaines de secondes), extrêmement intenses et énergétiques: l'énergie émise est reçue essentiellement autour de quelques centaines de keV. Depuis leur découverte à la fin des années soixante par les satellites américains de la série VELA, le mécanisme d'émission des sursauts gamma reste en partie inconnu aux astrophysiciens. Depuis 30 ans, ces phénomènes sont sources de surprises, interrogations, avancés technologiques, physiques, théoriques. Le satellite HETE-2, lancé en Octobre 2000, est dédié à l'observation des sursauts gamma dans une large gamme d'énergie s'étendant de 2 keV à 400 keV. L'instrument principal, le détecteur gamma FREGATE (6--400 keV), fut construit par le CESR à Toulouse. Je présente dans cette thèse l'étude spectrale de 64 sursauts gamma détectés par HETE-2 entre Octobre 2000 et Avril 2004. En particulier, HETE-2 confirma l'existence de sursauts ``mous'', précédemment découverts par le satellite Beppo SAX. Deux classes de sursauts ont été définis: les X-Ray Flash et les sursauts X-Ray Rich qui sont issus avec les sursauts gamma ``classiques'' d'un unique phénomène dont la gamme d'énergie s'étend de quelques keV à quelques MeV (en incluant les sursauts les plus énergétiques détectés par BATSE, expérience qui de 1991 à 2000 recueilli avec succès de nombreuses données sur les sursauts gamma). En mettant en commun les données de FREGATE et de la WXM (instrument X de HETE-2 dont la gamme d'énergie est comprise entre 2 keV et 25 keV), j'ai étudié les spectres dans une gamme d'énergie particulièrement large et qui se situe à basse énergie (2--400 keV). Cette gamme d'énergie m'a permis d'étudier en détails les spectres de ces sursauts mous, qui représentent approximativement les trois quart de l'échantillon total des sursauts détectés par HETE-2. J'ai montré que ces sursauts étaient simplement des sursauts gamma mous, avec les mêmes caractéristiques temporelles et spectrales que les sursauts gamma de BATSE. J'ai ensuite étudié un modèle théorique simplifié des chocs internes qui explique l'émission prompte des sursauts gamma. Ce modèle, aujourd'hui accepté par la majorité de la communauté met en jeu l'émission d'un vent relativiste au sein duquel se forment des chocs: les chocs internes qui, par émission synchrotron principalement, émettent des photons gamma de hautes énergies, formant l'émission prompte. Cette étude m'a permis, à partir de simulations numériques de générer un nombre important de sursauts gamma synthétiques. En utilisant les contraintes déterminées des caractéristiques spectrales des sursauts X-Ray Flashes et X-Ray Rich observés par HETE-2, j'ai déterminer les principales caractéristiques intrinsèques du modèle qui permettent de produire des X-Ray Flashes.

Les connaissances sur les rayons cosmiques d'ultra haute énergie (E>10^{18} eV) ont progressé durant la dernière décennie, en particulier grâce aux résultats remarquables de l'Observatoire Pierre Auger. La question de la composition du flux de rayons cosmiques à ces énergies reste cependant ouverte. Le projet EASIER (Extensive Air Shower Identification using Electron Radiometer) de détection radio des gerbes atmosphériques recherche de nouvelles observables liées à la nature du rayonnement cosmique primaire, complémentaires de celles déjà mise en oeuvre à l'Observatoire Pierre Auger. Ce dispositif est constitué d'un réseau d'antennes radio fonctionnant aux fréquences MHz et GHz et installées en mode esclave sur une soixantaine de détecteurs de particules du réseau de surface de l'Observatoire. Après étude de la réponse des détecteurs et analyse des données, les caractéristiques des signaux détectés aux fréquences MHz se sont révélées compatibles avec une origine géomagnétique de l'émission radio des gerbes. Aux fréquences GHz, seuls quelques signaux ont été détectés en coïncidence avec des gerbes atmosphériques. Un programme de simulation a été réalisé dans le but d'identifier l'origine de cette émission micro-ondes. Il inclut le développement de la gerbe dans l'atmosphère et différents mécanismes d'émission aux fréquences GHz : l'effet Cerenkov et le bremsstrahlung moléculaire. La propagation du rayonnement dans l'atmosphère et la réponse de l'antenne réceptrice sont également simulés, ce qui permet une comparaison directe des signaux détectés avec les signaux attendus. / The understanding on the ultra high cosmic rays (E>10^{18} eV) issue has been improved over the last decade, especially through the noteworthy results of the Pierre Auger Observatory. The composition of cosmic rays at those energies is still an open matter. The EASIER project (Extensive Air Shower Identification using Electron Radiometer) on radio detection of extensive air showers is looking for new observables related to the nature of primary cosmic rays, complementary to those already implemented at the Pierre Auger Observatory. This prototype consists of an array of MHz and GHz antennas, set up on a slave mode on about sixty tanks of the surface detector of the Observatory. Further to a study of the antenna response and a data analysis, the features of the detected signals at MHz frequencies have turned out to be compatible with a geomagnetic origin of the shower radio emission. At GHz frequencies, only a few signals have been detected in coincidence with extensive air showers. A simulation program has been created, aiming to identify the origin of this micro wave emission. It includes the air shower development in the atmosphere and different emission mechanisms at GHz frenquencies : the Cerenkov radiation and the molecular bremsstrahlung. The radiation propagation through the atmosphere and the receiving antenna response are simulated as well, allowing to directly compare the detected signals to the predicted ones.

Le réseau de télescopes H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System) permet de détecter des particules du rayonnement cosmique (astroparticules) par l'émission de lumière Cherenkov émise par les particules secondaires résultant de l'interaction d'une particule primaire dans l'atmosphère terrestre. Outre la détection et l'étude de sources astrophysiques qui émettent des rayons gamma, H.E.S.S. permet d'étudier les différentes émissions diffuses du rayonnement cosmique. L'intérêt de ces émissions diffuses dans la compréhension de l'origine et la propagation des rayons cosmiques ainsi que la possibilité d'y détecter un signal de matière noire est rappelé dans ce manuscrit. Après une présentation de l'expérience H.E.S.S., la possible amélioration de la discrimination entre les rayons gamma et les électrons avec H.E.S.S. est discutée. En particulier, la possibilité de détecter le rayonnement Cherenkov direct émis par les électrons primaires du rayonnement cosmique au contraire des rayons gamma est abordée. Ensuite, une méthode de discrimination basée sur une comparaison à l'aide d'un maximum de vraisemblance entre des images enregistrées par les caméras des télescopes et des images issues d'un modèle semi-analytique est utilisée afin d'obtenir une reconstruction spectrale des électrons et des positrons du rayonnement cosmique avec les données de H.E.S.S. Cette mesure permet pour la première fois d'étendre la détermination du spectre en énergie des électrons et des positrons du rayonnement cosmique jusqu'à 20 TeV. / The telescope array H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System) allows to detect cosmic ray particles with the Cherenkov light that is emitted by the secondary particles resulting of the interaction of the primary particles in the Earth’s atmosphere. Besides the detection and the study of astrophysical sources that emit rays, H.E.S.S. allows to study the different diffuse emissions that compose the cosmic rays. The interest of these diffuse emissions for the comprehension of the origin and the propagation of cosmic rays as well as the chance that they conduct to the detection of a dark matter signal is recalled in this manuscript. Following a presentation of the H.E.S.S. experiment, the possible improvment of the discrimination between rays and electrons with H.E.S.S. is discussed. Especially, the possibility of detecting direct Cherenkov light emitted by primary cosmic ray electrons but not by primary rays is addressed. Then, a discriminating method based on a log-likelihood comparison between recorded images and template images from a semi-analytical model is used to obtain a spectral reconstruction of the cosmic ray electrons and positrons with H.E.S.S. data. This measurement allows for the first time to establish the shape of the energy spectrum of cosmic ray electrons and positrons up to20 TeV.

English Version: When humans started looking out at a starry night, astronomy was born. Photons emitted by stars travel up to sometimes billions of light years to reach our eyes, and by studying the properties of this photon flux we are able to infer properties of the star itself. Instead of photons, the IceCube Observatory, located at South Pole, aims at detecting neutrinos and hopes to shed some light on the still unsolved mystery of cosmic-ray acceleration and production mechanisms, and on the most energetic phenomena of the Universe. At the time of this writing, IceCube has proven the existence of an astrophysical neutrino flux with a significance exceeding seven sigmas. Nevertheless, the observed astrophysical neutrino flux shows no significant directional clustering nor a clear association with any known source class so far. Also the latest results given by IceCube’s point source analysis show no significant clustering as well. It is therefore important to widen the search to different source topologies to maximize the discovery potential. In the first part of this work we present an extended source analysis with seven years of IceCube data, adding three years of data to the previous published work and implementing a novel likelihood formulation. Since the extensions of any potential sources are not known a priori, five different extensions have been considered, from 1° to 5°. No significant clustering is observed in any of the maps. The ability of IceCube to establish neutrino astronomy by finding neutrino sources is limited by the number of cosmic neutrinos measured. Despite the aforementioned discovery of an astrophysical flux, detailed spectral studies and searches for specific source locations in this signal remain a challenge with the event sample sizes available from the IceCube instrument. Therefore, a considerable expansion of the current detector, IceCube Gen2, is promoted, which includes the instrumentation of a 10 km3 volume, able to deliver substantial increases in the astrophysical neutrino sample for all flavors. Not only the hardware will be upgraded, but many systems will undergo improvements, such as communications and timing infrastructures. A new communication system has been investigated and is presented in the second part of this document. Binary Phase Shift Keying (BPSK), the simplest digital modulation technique, has been studied as possible communication technique for IceCube Gen2. / French Version: Quand les humains ont commencé à regarder le ciel étoilé, l’astronomie est née. Les photons émis par les étoiles voyagent parfois des milliards d’années lumière avant d’atteindre nos yeux, et c’est grâce à l’étude de ce flux de photons que l’on peut déduire les propriétés des étoiles mêmes. Au lieu des photons, l’Observatoire IceCube, situé au Pôle Sud, a pour but de détecter des neutrinos :il espère éclairer le mystère encore non résolu de l’accéleration et des mécanismes de production des rayons cosmiques, ainsi que des phénomènes les plus énergétiques de l’Univers. Au moment où ce document a été rédigé, IceCube a démontré l’existence d’un flux de neutrinos astrophysiques avec une signification statistique excédant sept sigmas. Cependant, le flux de neutrinos astrophysiques observé ne montre aucun regroupement directionnel significatif ni une évidence d’association avec aucune source connue à l’heure actuelle. De plus, les derniers résultats fournis par les analyses de sources ponctuelles de la collaboration IceCube ne montrent non plus aucun regroupement. Il est donc important d’étendre ces recherches vers des typologies de sources différentes pour maximiser le potentiel de son découverte. Dans la première partie de ce travail nous présentons une analyse de source étendue basée sur sept années de données d’IceCube, ce qui rajoute trois ans de données au travail précédemment publié tout en mettant en oeuvre une nouvelle formulation de maximum de vraisem- blance. Comme les extensions de sources potentielles ne sont pas connues à priori, cinq extensions différentes ont été considérées, de 1° à 5°. Aucun regroupement significatif n’a été observé sur aucune des cartes. La capacité d’IceCube de consolider l’astronomie neutrino en découvrant des sources de neutrinos est limitée par le nombre de neutrinos cosmiques mesuré. Malgré la découverte susmentionnée d’un flux astrophysique, les études détaillées de spectre ainsi que les recherches de sources spécifiques pour ce type de signal demeurent un défi, à cause de la limitation de taille disponible des échantillons avec l’instrument IceCube. Par conséquent, une expansion considérable du détecteur actuel, IceCube Gen2, est promue :elle inclut l’instrumentation d’un volume de 10 km3, apte à fournir une augmentation importante des échantillons de neutrinos de toutes les saveurs. Non seulement le hardware sera mis à niveau, mais de nombreux autres systèmes subiront des améliorations, comme les infrastructures de communication et de timing. Un nouveau système de communication a été étudié et est présenté dans la deuxième partie de ce document. Le Binary Phase Shift Keying (BPSK), la technique de modulation numérique la plus simple, a été étudiée comme technique potentielle pour IceCube Gen2. / Doctorat en Sciences / info:eu-repo/semantics/nonPublished

Deux problématiques sont abordées dans cette thèse: la formation de galaxies spirales et la détection de la matière noire (MN).Nous étudions trois simulations cosmologiques hydrodynamiques de haute résolution zoomées sur des halos de propriétés similaires à celui de la Voie Lactée que nous réalisons avec le code à grille adaptative RAMSES. Nous analysons les distributions d'étoiles et de gaz et constatons qu'une de nos galaxies simulées possèdent des propriétés intéressantes par rapport à la Voie Lactée. Nous obtenons un disque stellaire étendu et une courbe de rotation plate avec la vitesse de rotation et la densité locale de MN en accord avec les observations. En ce qui concerne la distribution de MN, nous analysons l'interaction avec les baryons et nous montrons explicitement comment le profil de densité de MN est aplatie par les processus de feedback.Dans le cadre de cette simulation, nous étudions les incertitudes astrophysiques sur la détection directe en analysant les quantités importantes comme la densité locale de MN, sa distribution de vitesse et la vitesse d'échappement locale. De plus, nous considérons plusieurs sélections de distribution de MN et d'étoiles et estimons ainsi la variabilité du taux de détection.Dans le cadre cohérent de la simulation, nous calculons les signaux d'annihilation et de désintégration de MN en rayons gamma ainsi que le fond diffus, que nous modélisons en utilisant les explosions de supernovae comme sources de rayons cosmiques qui produisent les rayons gamma par spallation sur la distribution de gaz. Les configurations de la matière noire et des baryons induisent une situation défavorable à la détection indirecte de la MN. / The thesis tackles two topics: the formation of spiral galaxies and the detection of dark matter (DM).We study three high resolution cosmological hydrodynamical simulations of Milky Way-sized halos including a comparison with the corresponding DM-only runs performed with the code RAMSES. We analyze the stellar and gas distribution and find one of our simulated galaxies with interesting Milky Way like features with regard to several observational tests. We obtain an extended disk and a flat rotation curve with a circular velocity and a DM density in the solar neighborhood that are in agreement with observations. Following observational procedures, we rederive the stellar-to-halo mass ratio and obtain competitive values for this criterion. Concerning the DM distribution, we explicitly show the interaction with the baryons and show how the DM is first contracted by star formation and then cored by feedback processes.In the framework of the simulation, we analyze the astrophysical uncertainties relevant for direct detection by studying the involved quantities like the local DM density, the DM velocity distribution and the local escape velocity . Furthermore, we consider various selections of DM and star distributions and estimate the variability of the detection rate.Within the self-consistent framework of the simulation, we calculate the DM annihilation and decay gamma ray (GR) signals as well as the diffuse GR background, that we model using the supernovae explosions as cosmic ray sources which produce GRs by spallation on the gas distribution. The cored DM profile and the high central baryonic densities induce a challenging configuration for indirect DM detection.

De nombreuses mesures cosmologiques et astrophysiques tendent à montrer que notre galaxie serait englobée par un halo de matière sombre non-baryonique. La détection directionnelle vise à mesurer la direction du recul nucléaire issu d'une interaction avec une particule de matière sombre. Cela permettrait de mettre en évidence la forte dépendance angulaire de la distribution de reculs due à la rotation du système solaire autour du centre galactique. Cette thèse aborde la détection directionnelle par une approche multi-thématique : phénoménologie, expérimentale et analyse de données. L'objectif des études phénoménologiques est de montrer l'apport d'un détecteur directionnel en terme de recherche de matière sombre. Grâce au développement de méthodes statistiques dédiées, on montre qu'un détecteur tel que celui proposé par la collaboration MIMAC, devrait permettre de découvrir la matière sombre avec une grande significance jusqu'à des sections efficaces 2 à 3 ordres de grandeur en dessous des limites actuelles. La mise en place d'une méthodologie d'analyse de données directionnelles constitue un second objectif de cette thèse car la reconstruction 3D des traces mesurées est un point clef de cette nouvelle stratégie de détection. On présente ainsi une nouvelle méthode d'analyse basée sur une approche par vraisemblance, permettant d'optimiser l'estimation des paramètres de chaque événement mesuré: position dans le détecteur et direction. Dans le cadre de la discrimination du bruit de fond électronique, on a mis en place une étude basée sur la topologie de la trace et utilisant une analyse par arbres de décision boostés qui nous permet d'obtenir des facteurs de rejet environ 20 fois supérieurs à ceux obtenus avec des analyses séquentielles. Du point de vue expérimental, on présente une méthode originale de la mesure de vitesse de dérive des électrons permettant d'obtenir des incertitudes de l'ordre du pourcent et de contraindre simultanément les coefficients de diffusion longitudinale. On termine enfin sur l'analyse des données obtenues auprès du champ de neutrons AMANDE permettant de valider la stratégie de détection du projet MIMAC. / A large number of cosmological and astrophysical measurements supports the fact that our galaxy should be immersed in a halo of non-baryonic dark matter. Directional detection aims at measuring the direction of recoiling nucleus following an elastic scattering with a Dark Matter particle. This should allow us to show the expected strong angular dependence of the recoil distribution due to the rotation of the Solar System around the galactic center. This thesis presents a comprehensive study of directional detection following three different aspects: phenomenology, experimental and data analysis. The goal of the phenomenological studies is to explore the interest of directional detection in terms of galactic dark matter search. With the use of dedicated statistical tools we show that a detector, as the one proposed by the MIMAC collaboration, should be able to discover dark matter with a high significance down to cross sections 2 to 3 orders of magnitude below current limits. Setting up a new strategy of data analysis is a second goal of this thesis as an efficient 3D track reconstruction is compulsory to achieve an accurate directional detection of dark matter. We present a new method based on a likelihood approach aiming at the optimisation of the estimation of the parameters of each measured track: position in the detector volume and direction. In the context of reducing the electronic background, we present a method based on the analysis of the track topology using a boosted decision tree algorithm which enhances the rejection power by a factor 20 with respect to a sequential analysis. In the context of experimental measurement, we present a new method dedicated to the measurement of the electron drift velocity with uncertainties of the order of the percent and constraining the longitudinal diffusion coefficients. Eventually, we discuss the results of a data analysis obtained during an acquisition using a neutron field which validate the detection strategy of the MIMAC experiment.

L'expérience EDELWEISS recherche une des principales composantes de la matière noire, sous la forme de particules appelées WIMPs (Weakly Interactive Massive Particles). Cette particule, dont la supersymétrie donne un candidat théorique naturel, le neutralino, pourrait constituer une grande fraction de la masse de l'Univers. Les WIMPs sont supposés être présents sous la forme d'un halo sphérique entourant les galaxies.La méthode de la détection directe des WIMPs présents dans le halo de notre galaxie repose sur la mise en évidence de leur interaction avec un noyau cible. L'expérience EDELWEISS utilise cette technique avec des détecteurs cryogéniques à double composante. La détection d'une particule se fait par la mesure simultanée des charges et des phonons créés lors de son interaction avec un noyau. Cette double détection permet de discriminer les reculs électroniques dus en majorité à des gammas, des reculs nucléaires dus à des neutrons ou des WIMPs. Ce travail de thèse effectué dans le cadre de la collaboration EDELWEISS présente l'analyse des données de la première phase de l'expérience. Nous détaillerons en particulier les résultats obtenus durant la dernière campagne de données qui a vu fonctionner simultanément trois détecteurs de 320 grammes.Nous présenterons une comparaison entre une simulation et des données expérimentales d'un étalonnage de la réponse aux reculs nucléaires à l'aide d'une source émettrice de neutrons. La limite supérieure sur le taux d'événements WIMP est déterminée avec une méthode tenant compte de la forme du signal attendu sans toutefois faire d'hypothèse quant à la présence ou la forme d'un éventuel bruit de fond. Ceci nous a permis de déduire une limite supérieure sur la section efficace d'interaction d'un WIMP avec un nucléon en fonction de la masse du WIMP.

Cette thèse vise à étudier le phénomène dit de " cascades électromagnétiques cosmologiques ". Ces cascades sont typiquement générées dans le milieu intergalactique par l'absorption de rayons gamma sur les photons du fond optique / UV et par la production de paires électron / positron associés. Ces leptons eux-mêmes interagissent avec les photons du fond diffus cosmologique via diffusion inverse Compton pour produire de nouveaux rayons gamma qui eux même peuvent s'annihiler, générant à partir d'un unique photon primaire toute une gerbe de photons et de particules secondaires. D'un point de vue observationnel, le développement de cette cascade introduit trois effets : une déformation du spectre à haute énergie, un retard temporel dans l'arrivée des rayons gamma et une extension de la taille apparente de la source. Les cascades électromagnétiques cosmologiques ont commencé à être étudiées dans les années soixante. Mais ce n'est qu'à partir des années 2010 avec l'arrivée du satellite Fermi (entre autres) et des observations dans la bande au GeV et au TeV que la discipline a explosé. Le phénomène est particulièrement important. D'une part il altère le spectre observé des sources rendant difficile la compréhension de la physique de ces dernières. D'autre part les cascades se développant dans le milieu extragalactique, elles sont très sensibles à la composition de ce dernier (fond diffus de photons, champ magnétique). Or ce milieu étant très ténu, il est difficile à étudier. Les cascades deviennent alors une formidable sonde pour accéder à sa compréhension et pouvoir en comprendre l'origine qui remonte au commencement de l'Univers. Pourtant les cascades cosmologiques sont un phénomène complexe faisant intervenir des interactions difficiles à modéliser (sections efficaces complexes) et le transport de particules dans un Univers en expansion (cosmologie). Face à cette complexité les expressions analytiques sont vite limitées et le passage au numérique devient inévitable. Dans le cadre de cette thèse un code de simulation Monte Carlo a donc été développé visant à reproduire aussi précisément que possible le phénomène des cascades. Ce code a été testé et validé en le confrontant aux expressions analytiques. Grâce à ce code, le rôle des différents paramètres physiques impactant le développement de la cascade a été étudié de manière systématique. Cette étude a permis de mieux comprendre la physique du phénomène. En particulier, l'impact des propriétés du milieu extragalactique (fond diffus extragalactique, champ magnétique extragalactique) sur les observables a été mis en évidence. Finalement, une seconde étude a été menée pour mesurer la contribution des cascades au fond gamma extragalactique. Des travaux récents montrent qu'une grande partie de l'émission diffuse à très haute énergie provient de sources ponctuelles non résolues (blazars en particulier). Ces sources gamma (résolues et non résolues) doivent en principe initier des cascades qui peuvent contribuer au fond diffus. En partant d'une modélisation de l'émission des blazars à différents redshifts, l'absorption et la contribution des cascades ont alors été calculées à l'aide du code Monte Carlo. Les résultats montrent que la contribution des cascades au fond gamma extragalactique pourrait violer les limites Fermi mais l'excès doit encore être confirmé. / This thesis aims at studying "cosmological electromagnetic cascades". These cascades are initiated by the absorption of very high energy gamma-rays through gamma-gamma annihilation with optical / UV background photons of the intergalactic medium. In this interaction, electron/positron pairs are produced. The newly created leptons interact with photons of the Cosmological Microwave Background producing new gamma-rays through inverse Compton scattering which can also annihilate producing a cascade of secondary particles from a single primary photon. Observationally, the development of this cascade has three effects : the observed high energy spectrum is altered, observed photons arrive with a time delay with respect to primary photons and the source appears extended. Cosmological electromagnetic cascades start to being studied in the early sixties. But it is during the 2010's with the Fermi satellite and GeV to TeV observations that the field has really started to being explored. In the fast evolving backgound of gamma-ray astronomy, understanding the cascade physics has become a crucial stake. First the observed spectrum from a distant source is altered, which directly affects the modelling of high energy sources. Secondly, the cascades develop in the extragalactic medium and are very sensitive to its composition (background light, magnetic field). This medium is hard to study because it is extremely thin. Hence the cosmological cascades are a formidable probe to access its comprehension and its origin coming from the very beginning of our Universe. Yet the cosmological cascades are a complex phenomenon which involves complicated interactions (complex cross sections) and transport of particles in an expanding Universe. Analytical expressions are rapidly limited and numerical computations are required. In this thesis a Monte Carlo simulation code has been developed aiming at reproducing the cosmological cascades. This code has been tested and validated against analytical expressions. With the simulation code, a systematic study of the parameters impacting the development of the cascade has been led. This study allows a better understanding of the cascade physics. Especially, the impact of the intergalactic medium properties (extragalactic background light, extragalactic magnetic field) on the observables has been highlighted. Finally, a second study has been done to measure the contribution of cascades to the extragalactic gamma ray background. Recent works show that a great part of the diffuse emission at very high energy is explained by unresolved sources (blazars in particular). These gamma sources (resolved and unresolved) must in principle initiate cosmological cascades which can also contribute to the extragalactic gamma ray background. Starting from a modeling of the blazars at different redshifts, absorption and contribution of the cascades have been estimated with the simulation code. The results show that the contribution of the cascades might violate the Fermi limits but the excess must be confirmed.

L'expérience AMS-02 est un détecteur de particules installé sur la station spatiale internationale (ISS) depuis mai 2011, date à partir de laquelle il mesure les caractéristiques des rayons cosmiques afin d'apporter des réponses aux problématiques soulevées par la physique des astroparticules depuis quelques décennies, en particulier l'étude indirecte de la matière sombre et la recherche d'antimatière. Les aspects phénoménologiques de la physique des rayons cosmiques sont revus dans la première partie. Une deuxième décrit les performances en vol des différents sous-détecteurs d'AMS-02, en particulier du calorimètre électromagnétique. Il est montré, en utilisant les particules au minimum d'ionisation (MIPs), qui constituent l'essentiel du rayonnement cosmique, que le calorimètre fonctionne comme prévu, et que l'on retrouve les mêmes performances qu'au sol. Cette étude est utilisée pour suivre au cours du temps l'évolution des performances du détecteur. Elle permet également de développer un estimateur de charge pour les noyaux utilisant le calorimètre. Une troisième et dernière partie s'attache enfin à déterminer le rapport positronique. La principale difficulté de cette mesure est d'identifier les positons en rejetant les protons grâce aux caractéristiques des gerbes dans la calorimètre. Après avoir défini des variables pertinentes pour cette séparation, nous construisons un estimateur via une analyse multivariée, en nous appuyant sur des simulations Monte-Carlo d'électrons pour les plus hautes énergies. Au-delà de 100 GeV, nous obtenons un taux de réjection de l'ordre de 10 000 pour 90% d'efficacité. Après avoir estimé la confusion de charge, cet estimateur nous permet finalement, de déterminer le rapport positronique pour les données acquises pendant les 18 premiers mois et pour des énergies allant de 1.5 à 350 GeV. / The AMS-02 experiment is a particle detector installed on the International Space Station (ISS) since May 2011, which measures the characteristics of the cosmic rays to bring answers to the problematics risen by the astroparticle physics since a few decades, in particular the study of dark matter and the search of antimatter. The phenomenological aspects of the physics of cosmic rays are reviewed in a first part. A second one describes the in-flight performances of the different subdetectors of AMS-02, in particular the electromagnetic calorimeter. It is shown, using particles at the ionizing minimum (MIPs), accounting for the main part of cosmic rays, that the calorimeter works as expected, and we find the same performances as on ground. This study is used to follow in time the evolution of the detector performances. It also allows to develop a charge estimator for the nuclei using the calorimeter. A third and final part, deals with the determination of the positronic fraction. The main difficulty of this measurement is to identify the positrons by rejecting the protons thanks to the characteristics of the showers in the calorimeter. After having defined variables relevant for this separation, we build an estimator using a multivariate analysis and Monte-Carlo simulations of electrons for the higher energies. Above 100 GeV, we obtain a rejection factor of about 10 000 at a 90% efficiency. After having estimated the charge confusion, this estimator, finally, allows us to determine the positronic ratio for the first 18 months of data and energies ranging from 1.5 to 350 GeV.

Le but de l'expérience EDELWEISS est la détection directe de matière noire sousforme de WIMPs, par l'étude de leur diffusion élastique sur les noyaux de germanium des détecteurs bolomètriques. Le plus problématique des bruits de fond provient des neutrons pouvant mimer l'interaction d'un WIMP dans un détecteur. Ces neutrons sont notamment produits par les rares muons cosmiques de haute énergie qui atteignent le laboratoire souterrain malgré les 4800 m w.e. de roche. Les muons résiduels sont détectés par un système veto de 46 modules de scintillateur plastique entourant l'expérience, qui permet de rejeter la plupart du bruit de fond associé. La détermination précise du bruit de fond neutron résiduel induit par ces muons dans EDELWEISS-III, essentielle pour l'identification des WIMPs, est le but de cette thèse. Le taux de bruit de fond dépend de la géométrie de l'expérience ainsi que des matériaux utilisés, qui ont subi d'importantes modifications depuis EDELWEISS-II. Des simulations GEANT4 du passage des muons dans la nouvelle géométrie ont été réalisées afin d'extraire le taux d'événements induits par les muons dans les bolomètres. Ce taux est en bon accord avec le taux mesuré extrait des données du Run308. En parallèle, une limite inférieure sur l'efficacité du veto muon a été extraite à partir des données bolomètres. Une nouvelle méthode basée sur l'utilisation d'une source d'AmBe a été développée afin d'extraire l'efficacité de chaque module de la simulation. À partir de ces résultats, il a été montré que le bruit de fond attendu est négligeable pour la recherche de WIMPs avec les données du Run308 et ne limitera pas la sensibilité future d'EDELWEISS-III / The aim of the EDELWEISS-III experiment is to detect the elastic scattering of WIMPs from the galactic dark matter halo on germanium bolometers. The most problematic background arises from neutrons, which can mimic a WIMP interaction in a detector. Neutrons are notably induced by high energy cosmic ray muons reaching the underground laboratory despite the 4800 m w.e. of rock overburdened. Remaining muons are tagged using an active muon-veto system of 46 plastic scintillator modules surrounding the experiment, which allows to reject most of the associated background. The goal of this thesis was to give a precise estimation of the irreducible muon-induced neutron background, needed to identify a potential WIMP signal. The expected background depends on the geometry of the experiment as well as on the used materials, both strongly modified since EDELWEISS-II. Geant4-based simulations of muons through the modified geometry were performed to derive the rate of events induced by muons in the bolometer array. This rate has been shown to be in good agreement with the measured one extracted from the Run308 data. In parallel, a lower limit on the muon-veto efficiency was derived using bolometer data only. A new method based on an AmBe source was developed to extract precisely the detection efficiency of individual modules from the simulation. From these results, it was shown that the expected background is negligible for the WIMP search analyses performed with the Run308 data and won't limit the future sensitivity of the EDELWEISS-III experiment